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uno gobernado automáticamente por el reloj de péndulo asociado al cronógrafo, y el otro gobernado a mano por el observador (véase la Fig. 50, en el Capítulo 3). Durante la sesión de observación, los astrónomos movían el telescopio en altura (siempre sobre el plano meridiano) de modo que la posición de la estrella escogida coincida con el hilo horizontal del retículo. A continuación, registraban con el cronógrafo los instantes observados en que la estrella pasaba por detrás de cada hilo vertical del retículo. TABLA 4.1 Observador Corrección Tucker +0,0265 seg. Roy +0,0012 seg. Varnum 0,0000 seg. Zimmer +0,0241 seg. Sanford +0,0388 seg. Luego se efectuaba la lectura de la banda cronográfica y el promedio de todas las horas marcadas daba la hora del paso de la estrella por el Meridiano del Lugar ( 1 ). En general, en el Observatorio de San Luis, para el registro del pasaje de las estrellas se utilizó el cronógrafo, excepto para las estrellas circumpolares ubicadas entre la declinación de δ = – 85° y el polo, con las cuales se usó el método de vista y oído. Las diferencias entre las observaciones tomadas a vista y oído y con el cronógrafo fueron determinadas por cuatro de los astrónomos del Observatorio de San Luis, utilizando estrellas de la región de δ = – 85° de declinación. Para los promedios, dado que la corrección de Varnum resultó ser muy pequeña, se asumió como de valor cero. En la Tabla 4.1, se muestran las correcciones del resto de los observadores, que permitían reducir las observaciones hechas con vista y oído a observaciones cronográficas. Segundo ejemplo Para describir las correcciones en la estimación de las magnitudes de las estrellas, debe tenerse en cuenta que el Círculo Meridiano Olcott del Observatorio de San Luís estaba provisto de un diafragma que reducía las magnitudes estelares en una cantidad cercana a una magnitud y media (1,5m). Una pantalla ubicada un poco más lejos reducía el brillo de una estrella en casi cuatro magnitudes (3,9 m ). Mediante el empleo de una abertura clara, un diafragma o una combinación de diafragma y pantalla, las magnitudes fueron reducidas de forma equivalente. Este arreglo también proporcionó un procedimiento para determinar la ecuación de magnitud de los diferentes observadores que fueron a San Luis; sus resultados, considerando estrellas observadas a ambos lados del Cenit, se muestran en la Tabla 4.2. 1 De acuerdo con esto, se nota claramente que el hilo central o hilo meridiano no es necesario en el retículo. 154 | Horacio Tignanelli
Observador TABLA 4.2 Al sur del Cenit Al norte del Cenit Tucker – 0,0096 Roy – 0,0029 – 0,0151 Varnum – 0,0026 – 0,0099 Zimmer – 0,0083 – 0,0112 Sanford – 0,0104 – 0,0051 Un repaso de algunas relaciones astronómicas Un repaso de algunas relaciones astronómicas entre el tiempo sidéreo (Ts) y ángulo horario (t) son necesarias para entender un poco mejor cómo el equipo de Tucker determinaba, con el Círculo Meridiano, las coordenadas de los astros observados. En la Fig. 81, t es la coordenada ángulo horario de un astro, α su correspondiente ascensión recta y Ts el tiempo sidéreo. En todo instante y para un mismo lugar de la Tierra se verifica que el valor del tiempo sidéreo (Ts) es igual al ángulo horario del astro (t) más la ascensión recta (α) del mismo, es decir: Ts = α + t [1] Ahora bien, sea M un astro cuya ascensión recta α, es el ángulo diedro γOPsM (donde Ps es el Polo Celeste Sur, Fig. 75), medido por el arco cuyo ángulo horario t es el ángulo diedro PsEOR medido sobre el Ecuador Celeste por el arco ER. El ángulo diedro EPsOγ, cuya medida es el arco Eγ, representa el ángulo horario del Punto Vernal (γ), y se denomina Ts (tiempo sidéreo), es decir Ts = t (γ); por lo tanto: Eγ = ER + γR [2] Figura 81 Esquema de la esfera celeste donde se destaca la relación entre el ángulo horario t y la ascensión recta α del astro M, medida desde el Punto Vernal γ, sobre el Ecuador Celeste EE’. El Observatorio Astronómico de San Luis | 155
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