13.11: Corrección de tiempo de luz

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Sin embargo, antes de ir más allá, nuestras estimaciones actuales de las distancias geocéntricas son ahora suficientemente buenas como para hacer las correcciones de tiempo de luz. Las posiciones observadas del planeta no fueron las posiciones que ocuparon en los instantes en que fueron observadas. En realidad ocupaba estas posiciones observadas en ocasiones\(t_1 − ∆_1 / c\),\(t_2 - ∆_2 /c\) y\(t_3 − ∆_3 / c\). Aquí,\(c\) está la velocidad de la luz, que, como todos saben, es 10065.320 unidades astronómicas por\(1/k\). El cálculo hasta este punto ahora se puede repetir con estos nuevos tiempos. Esto puede parecer tedioso, pero claro que con una computadora, todo lo que uno necesita es una sola declaración diciéndole a la computadora que vaya al inicio del programa y que vuelva a hacerlo. No lo voy a hacer con nuestro particular ejemplo numérico, ya que las “observaciones” que estamos utilizando son, de hecho, posiciones pronosticadas desde una efemérides de un Centro de Planeta Menor.