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Para que la posición de una estrella Para que la posición de una estrella sobre la esfera celeste se considere exacta ( 1 ), debe ser objeto de diversas correcciones, debidas a diferentes efectos que afectan las observaciones. A continuación comentaremos algunos de ellos. 1) Un efecto importante sobre las posiciones observadas, aunque sencillo de estimar, es el debido al fenómeno de refracción atmosférica. Consiste en el cambio de dirección de la trayectoria de los rayos de luz estelar, cuando ellos ingresan a la atmósfera terrestre y atraviesan, hasta llegar al observador, zonas de diferente densidad. Este fenómeno produce un efecto de elevación en los astros, es decir, se ven un poco más altos sobre el horizonte en relación a su altura verdadera. La desviación correspondiente hacia el Cenit crece con la distancia cenital del astro observado: es nula en el Cenit y máxima en el horizonte. Para corregir las posiciones observadas por este efecto, existen tablas con valores correctivos que pueden aplicarse a los registros tomados, teniendo en cuenta las condiciones atmosféricas en el instante de cada observación. Por lo tanto, en el Observatorio de San Luis debieron tenerse en cuenta varios factores locales que intervienen en el fenómeno de refracción, como la presión atmosférica, la temperatura ambiente, los repentinos cambios de densidad de la atmósfera en la zona debido a los vientos, etc. Para ello, realizaban también sistemáticas y cuidadosas mediciones meteorológicas que luego utilizarían en sus cálculos de corrección por refracción. Las correcciones por refracción hechas en San Luis fueron computadas con las Tablas de Pulkovo. Debido a la altitud de la ciudad sobre el nivel del mar, uno de los factores que intervienen en la corrección por refracción debió ser recalculado. El barómetro usado por el equipo de Tucker fue construido por H. J. Green. Su estado fue comparado en 1908 y en 1911 con otro, usado en el Dudley Observatory de Albany, que a su vez estaba calibrado y probado por el “Bureau of Standards” de los Estados Unidos. Este instrumento se colgó en la pared sur de la sala de observación. El termómetro también fue construido por H. J. Green y había sido usado por muchos años en Albany. Fue escogido porque al ser testeado por el “Bureau of Standards” había mostrado errores muy pequeños. No obstante, para tener en cuenta esos errores se construyeron tablas para corregir las lecturas del termómetro. El termómetro se colocó a la intemperie, encerrado en una caja, sobre la extensión sur del edificio del Círculo Meridiano, a la altura del eje del instrumento (unos 1,2 metros sobre el suelo). Se lo protegió de la temperatura interna del edificio por medio de puertas. Por último, se realizaron estudios de la variación diurna de la refracción atmosférica. Aunque los factores de corrección por este fenómeno se consideran constantes, frecuentemente ellos sufren ciertas variaciones vinculadas con el ciclo de luz solar y de 1 Que sea exacta significa, en este contexto, que la determinación de sus coordenadas, por ejemplo, ascensión recta (α) y declinación (δ), reúne las condiciones necesarias y suficientes para formar parte de un catálogo. 126 | Horacio Tignanelli
oscuridad. Por ello, esas variaciones pueden ser agrupadas por su relación con la salida o la puesta del Sol, lo que generó que se hiciesen registros en diferentes momentos: en la tarde, en la primera mitad de la noche, en la segunda mitad de la noche, justo antes de finalizar la noche, en el alba, en el comienzo de la salida del Sol y al finalizar la misma. Los encargados de estas mediciones fueron Roy, Varnum y Tucker. 2) Una causa habitual de errores es la denominada torsión del telescopio. Como se ha dicho, el Círculo Meridiano debería girar exclusivamente en el sentido Norte-Sur, pasando por el cenit. Pero sucede que, en la práctica, esto no es así ya que ocurren desviaciones en los instrumentos, causadas por variaciones de la temperatura ambiente. Esas desviaciones no pueden generalizarse, son propias de cada instrumento y del lugar donde está emplazado, y los errores que producen deben ser investigados y corregidos antes de que las observaciones sean catalogadas. En 1908 fueron hechas, en Albany, una serie de observaciones para determinar la flexión horizontal del instrumento. Luego, esas observaciones fueron completadas con otras hechas desde el Observatorio de San Luis. En el Catálogo de San Luis se presenta una tabla donde se muestran los resultados de ambas series de observaciones, las cuales fueron combinadas para hallar el valor medio de corrección, que fue de +1,05”. Los observadores que realizaron esas medias en Albany fueron Boss, Roy y Zimmer; en San Luis, fueron realizadas por Boss, Roy, Zimmer, Tucker y Varnum. En Albany Observador B-E Nº B-O Nº VM Boss +1”+̣13 4 +0”+̣98 4 +1”+̣06 Roy +1,00 5 +1,12 4 +1,06 Zimmer +1,58 4 +1,24 4 +1,41 Valor medio +1,11 En San Luis Observador B-E Nº B-O Nº VM Boss +0,97 5 +0,87 5 +0,92 Roy +1,03 6 +1,07 4 +1,05 Zimmer +0,94 5 +1,02 5 +0,97 Tucker +1,02 4 +1,02 Varnum +1,20 1 +0,69 2 +0,86 Valor medio +0,98 Referencias: B-E: Brazo al Este; B-O: Brazo al Oeste; Nº: Número de observaciones; VM: Valor Medio. El Observatorio Astronómico de San Luis | 127
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