La corrección del tiempo de luz es un desplazamiento en la posición aparente de un objeto celeste desde su posición real (o posición geométrica) causado por el movimiento del objeto durante el tiempo que tarda su luz en llegar a un observador.
La corrección del tiempo de luz ocurre en principio durante la observación de cualquier objeto en movimiento, porque la velocidad de la luz es finita. La magnitud y dirección del desplazamiento en la posición depende de la distancia del objeto al observador y del movimiento del objeto, y se mide en el instante en que la luz del objeto llega al observador. Es independiente del movimiento del observador. Debe contrastarse con la aberración de la luz , que depende de la velocidad instantánea del observador en el momento de la observación y es independiente del movimiento o la distancia del objeto.
La corrección del tiempo de luz se puede aplicar a cualquier objeto cuya distancia y movimiento sean conocidos. En particular, suele ser necesario aplicarlo al movimiento de un planeta u otro objeto del Sistema Solar . Por esta razón, el desplazamiento combinado de la posición aparente debido a los efectos de la corrección y la aberración del tiempo de luz se conoce como aberración planetaria . Por convención, la corrección del tiempo de luz no se aplica a las posiciones de las estrellas, porque es posible que su movimiento y distancia no se conozcan con precisión.
Un cálculo de la corrección del tiempo de luz generalmente implica un proceso iterativo . Un tiempo luz aproximado se calcula dividiendo la distancia geométrica del objeto a la Tierra por la velocidad de la luz. Luego, la velocidad del objeto se multiplica por este tiempo luz aproximado para determinar su desplazamiento aproximado a través del espacio durante ese tiempo. Su posición anterior se utiliza para calcular un tiempo de luz más preciso. Este proceso se repite según sea necesario. Para los movimientos planetarios, unas pocas (3-5) iteraciones son suficientes para igualar la precisión de las efemérides subyacentes .
El efecto de la velocidad finita de la luz en las observaciones de los objetos celestes fue reconocido por primera vez por Ole Rømer en 1675, durante una serie de observaciones de eclipses de las lunas de Júpiter . Descubrió que el intervalo entre los eclipses era menor cuando la Tierra y Júpiter se acercan, y más cuando se alejan el uno del otro. Dedujo correctamente que esta diferencia se debió al tiempo apreciable que tardó la luz en viajar desde Júpiter hasta el observador en la Tierra.