Sistema de coordenadas planetárias

Longitude

Os sistemas de longitude da maioria desses corpos com superfícies rígidas observáveis ​​foram definidas por referências a um recurso de superfície como uma cratera. O pólo norte é o pólo de rotação que fica no lado norte do plano invariável do sistema solar (próximo à eclíptica). A localização do meridiano principal, bem como a posição do pólo norte do corpo na esfera celestial, podem variar com o tempo devido à precessão do eixo de rotação do planeta (ou satélite). Se o ângulo de posição do meridiano principal do corpo aumentar com o tempo, o corpo tem uma rotação direta (ou prognosa); Caso contrário, diz -se que a rotação é retrógrada.

Na ausência de outras informações, assume -se que o eixo de rotação seja normal ao plano orbital médio; Mercúrio e a maioria dos satélites estão nesta categoria. Para muitos dos satélites, supõe -se que a taxa de rotação seja igual ao período orbital médio. No caso dos planetas gigantes, uma vez que suas características da superfície estão constantemente mudando e se movendo a várias taxas, a rotação de seus campos magnéticos é usada como referência. No caso do sol, mesmo esse critério falha (porque sua magnetosfera é muito complexa e não gira realmente de maneira estável), e um valor acordado para a rotação de seu equador é usado.

Para longitude planetográfica, as longitudes ocidentais (isto é, longitudes medidas positivamente para o Ocidente) são usadas quando a rotação é provocada e as longitudes leste (isto é, longitudes medidas positivamente para o leste) quando a rotação é retrógrada. Em termos mais simples, imagine um observador distante e não orbitante, visualizando um planeta à medida que ele gira. Suponha também que esse observador esteja dentro do plano do equador do planeta. Um ponto no equador que passa diretamente na frente deste observador mais tarde no tempo tem uma longitude planetográfica mais alta do que um ponto que o fez no início do tempo.

No entanto, a longitude planetocêntrica é sempre medida positivamente para o Oriente, independentemente de como o planeta gira. O leste é definido como a direção no sentido anti-horário ao redor do planeta, como visto de cima do seu Pólo Norte, e o Pólo Norte é o pólo que se alinha mais com o Pólo Norte da Terra. As longitudes tradicionalmente foram escritas usando "E" ou "W" em vez de "+" ou " -" para indicar essa polaridade. Por exemplo, -91 °, 91 ° W, +269 ° e 269 ° E, todos significam a mesma coisa.

O padrão moderno para mapas de Marte (desde 2002) é usar coordenadas planetocêntricas. Guiado pelas obras de astrônomos históricos, Merton E. Davies estabeleceu o meridiano de Marte na cratera Airy-0. Para Mercúrio, o único outro planeta com uma superfície sólida visível da Terra, é usada uma coordenada termocentrica: o Meridiano Prime percorre o ponto no equador onde o planeta é mais quente (devido à rotação e órbita do planeta, o sol se retrocedeu brevemente em meio -dia neste momento durante o periélio, dando mais sol). Por convenção, este meridiano é definido como exatamente vinte graus de longitude a leste de Hun Kal.

Os corpos trancados de maré têm uma longitude de referência natural que passa pelo ponto mais próximo do corpo pai: 0 ° o centro do hemisfério primário, 90 ° o centro do hemisfério principal, 180 ° o centro do hemisfério anti-primário, e 270 ° o centro do hemisfério à direita. No entanto, a biblioteração devido a órbitas não circulares ou inclinações axiais faz com que esse ponto se mova em torno de qualquer ponto fixo no corpo celestial como um analema.

Latitude

Latitude planetográfica e latitude planetocêntrica podem ser definidas de maneira semelhante. O plano de latitude zero (equador) pode ser definido como ortogonal ao eixo médio de rotação (pólos de corpos astronômicos). As superfícies de referência para alguns planetas (como terra e mars) são elipsóides) da revolução para a qual o raio equatorial é maior que o raio polar, de modo que eles são esferóides oblatos.

Altitude

A posição vertical pode ser expressa em relação a um determinado dado vertical, por meio de quantidades físicas análogas à distância geocêntrica topográfica (em comparação com um raio nominal da terra constante ou o raio geocêntrico variável da superfície elipsóide de referência) ou altitude/elevação (acima e acima e abaixo do geoid).

O areóid (o geoid de Marte) foi medido usando vias de missões de satélite como Mariner 9 e Viking. As principais partidas do elipsóide esperadas de um fluido ideal são do platô vulcânico de Tharsis, uma região do tamanho de um continente de terreno elevado e seus antipódios.

O selenóide (a geoid da lua) foi medido gravimetricamente pelos satélites gêmeos do Graal.

Elipsóide da revolução (esferóide)

Os elipsóides de referência também são úteis para definir coordenadas geodésicas e mapear outros órgãos planetários, incluindo planetas, seus satélites, asteróides e núcleos de cometa. Alguns corpos bem observados, como a lua e Marte, agora têm elipsóides de referência bastante precisos.

Para corpos quase esféricos da superfície rígida, que incluem todos os planetas rochosos e muitas luas, os elipsóides são definidos em termos do eixo de rotação e a altura média da superfície, excluindo qualquer atmosfera. Na verdade, Marte é em forma de ovo, onde seus raios polares norte e sul diferem em aproximadamente 6 km (4 milhas), no entanto, essa diferença é pequena o suficiente para que o raio polar médio seja usado para definir seu elipsóide. A Lua da Terra é efetivamente esférica, quase sem protuberância em seu equador. Sempre que possível, um recurso de superfície observável fixo é usado ao definir um meridiano de referência.

Para planetas gasosos como Júpiter, uma superfície eficaz para um elipsóide é escolhida como o limite de pressão igual de uma barra. Como eles não têm características observáveis ​​permanentes, as escolhas dos principais meridianos são feitas de acordo com as regras matemáticas.

Achatando

Para o elipsóide WGS84 para modelar a Terra, os valores definidores são

a (equatorial radius): 6 378 137.0 m 1 f {\displaystyle {\frac {1}{f}}\,\!} (inverse flattening): 298.257 223 563

de que um deriva

b (polar radius): 6 356 752.3142 m,

para que a diferença dos semi-axos maiores e menores seja de 21,385 km (13 mi). Isso representa apenas 0,335% do eixo principal; portanto, uma representação da Terra na tela do computador seria dimensionada como 300 pixels em 299 pixels. Isso é bastante indistinguível de uma esfera mostrada como 300 pix por 300 pix. Assim, as ilustrações tipicamente exageram muito o achatamento para destacar o conceito de obra de qualquer planeta.

Outros valores de F no sistema solar são 1⁄16 para Júpiter, 1⁄10 para Saturno e 1⁄900 para a Lua. O achatamento do sol é de cerca de 9 × 10−6.

Origin of flattening

Em 1687, Isaac Newton publicou o Principia em que incluiu uma prova de que um corpo fluido de auto-gravação rotativo em equilíbrio assume a forma de um elipsóide oblato da revolução (um esferóide). A quantidade de achatamento depende da densidade e do equilíbrio da força gravitacional e da força centrífuga.

Protuberância equatorial

Equatorial bulge of the Solar Systems major celestial bodiesBodyDiameter (km)Equatorialbulge (km)FlatteningratioRotationperiod (h)Density(kg/m3) f {\displaystyle f} Deviationfrom f {\displaystyle f} EquatorialPolarEarth012,756.2012,713.600 042.61 : 299.423.93655151 : 232−23%Mars006,792.4006,752.400 0401 : 17024.63239331 : 1750+3%Ceres000 964.3000 891.800072.51 : 13.309.07421621 : 13.10−2%Jupiter142,984133,70809,2761 : 15.4109.92513261 : 9.59−38%Saturn120,536108,72811,8081 : 10.2110.5606871 : 5.62−45%Uranus051,118049,94601,1721 : 43.6217.2412701 : 27.71−36%Neptune049,528048,68200 8461 : 58.5416.1116381 : 31.22−47%

Geralmente, qualquer corpo celeste que esteja girando (e que é suficientemente massivo para se atrair em uma forma esférica ou quase esférica) terá uma protuberância equatorial que corresponde à sua taxa de rotação. Com 11808 km, Saturno é o planeta com a maior protuberância equatorial em nosso sistema solar.

Equatorial ridges

Os protuberâncias equatoriais não devem ser confundidas com cristas equatoriais. As cristas equatoriais são uma característica de pelo menos quatro das luas de Saturno: a grande lua iapetus e as minúsculas atlas, pan e daphnis. Esses cumes seguem de perto os equadores das luas. Os cumes parecem ser exclusivos do sistema saturno, mas não se sabe se as ocorrências estão relacionadas ou uma coincidência. Os três primeiros foram descobertos pela investigação da Cassini em 2005; O Daphnean Ridge foi descoberto em 2017. O cume de Iapetus tem quase 20 km de largura, 13 km de altura e 1300 km de comprimento. A cordilheira no Atlas é proporcionalmente ainda mais notável, dado o tamanho muito menor da lua, dando-lhe uma forma de disco. As imagens do PAN mostram uma estrutura semelhante à de Atlas, enquanto a de Daphnis é menos pronunciada.

Elipsóide triaxial

Luas pequenas, asteróides e núcleos de cometa freqüentemente têm formas irregulares. Para alguns deles, como o IO de Júpiter, um elipsóide de Scaleno (triaxial) é um ajuste mais adequado que o esferóide oblato. Para corpos altamente irregulares, o conceito de elipsóide de referência pode não ter valor útil; portanto, às vezes uma referência esférica é usada e os pontos identificados pela latitude e longitude planetocêntrica. Mesmo isso pode ser problemático para corpos não convexos, como Eros, nessa latitude e longitude nem sempre identificam exclusivamente uma única localização da superfície.

Corpos menores (io, mimas, etc.) tendem a ser melhor aproximados por elipsóides triaxiais; No entanto, os elipsóides triaxiais tornariam muitos cálculos mais complicados, especialmente aqueles relacionados às projeções de mapa. Muitas projeções perderiam suas propriedades elegantes e populares. Por esse motivo, as superfícies de referência esférica são frequentemente usadas em programas de mapeamento.

Veja também

Apparent longitudeList of tallest mountains in the Solar SystemPlanetary cartographyPlanetary surfaceTopography of MarsTopography of the Moon