Longitud por cronómetro - Longitude by chronometer

La longitud por cronómetro es un método, en la navegación , para determinar la longitud utilizando un cronómetro marino , que fue desarrollado por John Harrison durante la primera mitad del siglo XVIII. Es un método astronómico para calcular la longitud en la que una línea de posición, trazada a partir de una vista por sextante de cualquier cuerpo celeste, cruza la latitud asumida por el observador. Para calcular la línea de posición, el tiempo de la vista debe conocerse de modo que la posición celeste, es decir, el ángulo horario de Greenwich (longitud celeste, medida en dirección oeste desde Greenwich ) y la declinación (latitud celeste, medida al norte o al sur de la ecuador o ecuador celeste), del cuerpo celeste observado se conoce. Todo lo que se puede derivar de una sola vista es una línea de posición única, que se puede lograr en cualquier momento durante el día cuando tanto el horizonte marino como el sol son visibles. Para lograr una corrección, más de un cuerpo celeste y el horizonte del mar deben ser visibles. Por lo general, esto solo es posible al amanecer y al anochecer.

El ángulo entre el horizonte del mar y el cuerpo celeste se mide con un sextante y se anota el tiempo. La lectura del sextante se conoce como 'Altitud del sextante'. Esto se corrige mediante el uso de tablas a una 'Altitud real'. La declinación real y el ángulo horario del cuerpo celeste se obtienen a partir de tablas astronómicas para el momento de la medición y, junto con la 'Altitud real', se colocan en una fórmula con la latitud asumida. Esta fórmula calcula el 'Ángulo horario verdadero' que se compara con la longitud asumida, proporcionando una corrección a la longitud asumida. Esta corrección se aplica a la posición supuesta de modo que se pueda trazar una línea de posición a través de la latitud supuesta en la longitud corregida a 90 ° del acimut (rumbo) del cuerpo celeste. La posición del observador está en algún lugar a lo largo de la línea de posición, no necesariamente en la longitud encontrada en la latitud asumida. Si se toman dos o más miras o mediciones con unos pocos minutos de diferencia entre sí, se puede obtener un "punto fijo" y se puede determinar la posición del observador como el punto donde se cruzan las líneas de posición.

El azimut (rumbo) del cuerpo celeste también se determina mediante el uso de tablas astronómicas y para el cual también se debe conocer el tiempo.

A partir de esto, se puede ver que un navegante necesitará conocer la hora con mucha precisión para que la posición del cuerpo celeste observado se conozca con la misma precisión. La posición del sol se da en grados y minutos al norte o al sur del ecuador celeste o ecuacional y al este u oeste de Greenwich, establecido por los ingleses como el primer meridiano.

La desesperada necesidad de un cronómetro preciso finalmente se cumplió a mediados del siglo XVIII cuando un inglés, John Harrison , produjo una serie de cronómetros que culminaron en su célebre modelo H-4 que cumplía con los requisitos de un cronometrador estándar a bordo.

Muchas naciones, como Francia, han propuesto sus propias longitudes de referencia como estándar, aunque los navegantes del mundo generalmente han llegado a aceptar las longitudes de referencia tabuladas por los británicos. La longitud de referencia adoptada por los británicos se conoció como el primer meridiano y ahora es aceptada por la mayoría de las naciones como el punto de partida para todas las mediciones de longitud. El primer meridiano de cero grados de longitud corre a lo largo del meridiano que pasa por el Observatorio Real de Greenwich, Inglaterra. La longitud se mide al este y al oeste desde el primer meridiano. Para determinar "la longitud por cronómetro", un navegante requiere un cronómetro ajustado a la hora local en el primer meridiano. La hora local en el primer meridiano se ha llamado históricamente hora media de Greenwich (GMT), pero ahora, debido a sensibilidades internacionales, se ha renombrado como hora universal coordinada (UTC) y se conoce coloquialmente como "hora zulú".

Vista del mediodía para longitud

Las miras del mediodía obtienen la latitud del observador. Es imposible determinar la longitud con una precisión mejor que 10 millas náuticas por medio de una vista del mediodía. Una vista al mediodía se llama altitud meridiana. Si bien es muy fácil determinar la latitud del observador al mediodía sin saber la hora exacta, la longitud no se puede medir con precisión al mediodía. Al mediodía el cambio de altitud del sol es muy lento, por lo que es imposible determinar la hora exacta en que el sol está en su punto más alto por observación directa, y por lo tanto es imposible obtener una longitud precisa en el momento de la culminación. Sin embargo, es posible determinar el tiempo de culminación de la longitud con una precisión útil realizando un tiempo medio de observación cuando el sol está en su ascenso y descenso antes y después de su momento de culminación. Tomando una lectura del sextante dentro de los 15 a 30 minutos antes del mediodía local (culminación) y anotando la hora, luego dejando el sextante en el mismo ángulo y luego observando el momento en el que el sol pasa a través del tubo de visión en su descenso. desde su altitud más alta entre media hora y una hora más tarde, los dos tiempos se pueden promediar para obtener una longitud lo suficientemente precisa para la navegación (dentro de 2 millas náuticas).

Correcciones al proceso

Desafortunadamente, la Tierra no hace una órbita circular perfecta alrededor del Sol. Debido a la naturaleza elíptica de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, la velocidad de la órbita aparente del Sol alrededor de la Tierra varía a lo largo del año y eso hace que parezca que se acelera y se desacelera muy ligeramente. En consecuencia, el mediodía en el primer meridiano rara vez o nunca es exactamente a las 1200 UTC, sino que ocurre algunos minutos y segundos antes o después de esa hora todos los días. Esta ligera variación diaria se ha calculado y se enumera para cada día del año en el Almanaque Náutico bajo el título de Ecuación del tiempo . Esta variación debe sumarse o restarse de la UTC del mediodía aparente local para mejorar la precisión del cálculo. Incluso con eso, otros factores, incluida la dificultad de determinar el momento exacto del mediodía aparente local debido al aplanamiento del arco del Sol a través del cielo en su punto más alto, disminuyen la precisión de determinar la longitud con el cronómetro como método de navegación celeste. Las precisiones de menos de 10 millas náuticas (19 km) de error en la posición son difíciles de lograr utilizando el método de "longitud por cronómetro". Los navegantes utilizan otros métodos de navegación celeste que implican un uso más extenso tanto del Almanaque Náutico como de las tablas de reducción de la vista para lograr precisiones de una milla náutica (1,9 km) o menos.

Vista del tiempo

Calcular la longitud por vista del tiempo.

Esto solo calcula una longitud en la latitud asumida, aunque se puede dibujar una línea de posición. El observador está en algún lugar a lo largo de la línea de posición.

La vista del tiempo es un método general para determinar la longitud mediante observaciones celestes usando un cronómetro; estas observaciones se reducen resolviendo el triángulo de navegación para el ángulo del meridiano y requieren valores conocidos de altitud, latitud y declinación; el ángulo del meridiano se convierte al ángulo horario local y se compara con el ángulo horario de Greenwich.

Si Dec es la declinación del cuerpo celeste observado y Ho es su altitud observada, el ángulo horario local, LHA , se obtiene para una latitud conocida B mediante:

La vista de tiempo fue un complemento de la vista de mediodía o latitud de Polaris para obtener una corrección.

Ver también

Referencias

enlaces externos

  • Algoritmos de navegación http://sites.google.com/site/navigationalalgorithms/
  • Hojas de cálculo de navegación: disparos al mediodía .
    • Véase también Sadler, Philip M .; Night, Christopher (marzo de 2010). "Navegación celestial diurna para principiantes". El profesor de física . 48 (3): 197-199. doi : 10.1119 / 1.3317459 ..