La longitud por cronómetro es un método, en 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, dibujada a partir de una vista por sextante de cualquier cuerpo celeste, cruza la latitud supuesta del observador. [1] Para calcular la línea de posición, se debe conocer la hora de la vista para que se conozca 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 del ecuador ecuacional o celeste), del cuerpo celeste observado. Todo lo que se puede derivar de una sola vista es una sola línea de posición, que se puede lograr en cualquier momento durante la luz del día cuando tanto el horizonte marino como el sol son visibles. Para lograr una fijación, más de un cuerpo celeste y el horizonte marino deben ser visibles. Esto generalmente 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 la hora. La lectura del sextante se conoce como "altitud del sextante". Esta se corrige mediante el uso de tablas para obtener una "altitud verdadera". La declinación y el ángulo horario reales del cuerpo celeste se obtienen de las tablas astronómicas para el momento de la medición y, junto con la "altitud verdadera", se introducen en una fórmula con la latitud supuesta. Esta fórmula calcula el "ángulo horario verdadero" que se compara con la longitud supuesta, lo que proporciona una corrección a la longitud supuesta. Esta corrección se aplica a la posición supuesta para que se pueda dibujar 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 supuesta. Si se toman dos o más imágenes o mediciones con unos pocos minutos de diferencia, se puede obtener un "punto fijo" y determinar la posición del observador como el punto donde se cruzan las líneas de posición.
El acimut (rumbo) del cuerpo celeste también se determina mediante el uso de tablas astronómicas y para lo cual también debe conocerse la hora.
De esto se desprende que un navegante necesitará conocer la hora con mucha precisión para conocer con la misma exactitud la posición del cuerpo celeste observado. La posición del sol se da en grados y minutos al norte o al sur del ecuador o ecuador celeste y al este o al oeste de Greenwich, establecido por los ingleses como el Meridiano de Greenwich.
La desesperada necesidad de un cronómetro preciso finalmente fue satisfecha a mediados del siglo XVIII cuando un inglés, John Harrison , produjo una serie de cronómetros que culminaron en su célebre modelo H-4 que satisfacía los requisitos de un cronómetro estándar a bordo.
Muchas naciones, como Francia, han propuesto sus propias longitudes de referencia como estándar, aunque los navegantes del mundo en general han llegado a aceptar las longitudes de referencia tabuladas por los británicos. La longitud de referencia adoptada por los británicos se conoció como el Meridiano de Greenwich y ahora es aceptada por la mayoría de las naciones como el punto de partida para todas las mediciones de longitud. El Meridiano de Greenwich 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 Meridiano de Greenwich. Para determinar la "longitud por cronómetro", un navegante necesita un cronómetro ajustado a la hora local en el Meridiano de Greenwich. La hora local en el Meridiano de Greenwich se ha llamado históricamente Hora Media de Greenwich (GMT), pero ahora, debido a las sensibilidades internacionales, ha sido renombrada como Hora Universal Coordinada (UTC), y se la conoce coloquialmente como "hora zulú".
Las miras del mediodía permiten obtener la latitud del observador. Es imposible determinar la longitud con una precisión mejor que 10 millas náuticas (19 km) mediante una mira del mediodía sin técnicas de promediado. Una mira del mediodía se denomina altitud meridiana. [2] 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 determinar el momento exacto en que el sol está en su punto más alto mediante observación directa es imposible y, por lo tanto, es imposible obtener una longitud precisa en el momento de culminación. Sin embargo, es posible determinar el momento 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. Si se toma una lectura con sextante entre 15 y 30 minutos antes del mediodía local (culminación) y se anota la hora, se deja luego el sextante ajustado en el mismo ángulo y se observa posteriormente el momento en el que el sol pasa a través del tubo visor en su descenso desde su altitud más alta entre media hora y una hora más tarde, se pueden promediar las dos horas para obtener una longitud lo suficientemente precisa para la navegación (dentro de 2 millas náuticas [3,7 km]). [3]
Desafortunadamente, la Tierra no describe 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 acelerarse y desacelerarse muy levemente. En consecuencia, el mediodía en el Meridiano de Greenwich rara vez es exactamente a las 12:00 UTC, sino que ocurre algunos minutos y segundos antes o después de esa hora cada día. Esta ligera variación diaria se ha calculado y se enumera para cada día del año en el Almanaque Náutico [4] bajo el título de Ecuación del tiempo . Esta variación debe sumarse o restarse del UTC del mediodía aparente local para mejorar la precisión del cálculo. El uso de la corrección de la ecuación del tiempo junto con las vistas del mediodía ascendente/descendente promediadas en el tiempo puede dar como resultado precisiones de 1 milla náutica (1,9 km) o menos. Sin un promedio de tiempo, las dificultades para determinar el momento exacto del mediodía local debido al aplanamiento del arco del Sol en el cielo reducen la precisión del cálculo. Otros métodos de navegación celeste que implican un uso más extenso tanto del almanaque náutico como de las tablas de reducción de la visibilidad también son utilizados por los navegantes en varios momentos del día para lecturas longitudinales dentro de una milla náutica (1,9 km).
Esto solo calcula una longitud en la latitud supuesta, aunque se puede dibujar una línea de posición. El observador se encuentra 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 utilizando un cronómetro; estas observaciones se reducen resolviendo el triángulo de navegación para el ángulo meridiano y requieren valores conocidos de altitud, latitud y declinación; el ángulo meridiano se convierte en ángulo horario local y se compara con el ángulo horario de Greenwich.
Si δ es la declinación del cuerpo celeste observado y H o es su altitud observada, el ángulo horario local, LHA, se obtiene para una latitud conocida B mediante:
La mira horaria era un complemento a la mira del mediodía o de la latitud de Polaris para obtener una posición fija.
