Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлен с планетографической широты )
Перейти к навигации Перейти к поиску

Планетарная система координат является обобщением географической системы координат и геоцентрической системы координат для планет , кроме Земли. Подобные системы координат определены для других твердых небесных тел , таких как в селенографических координатах для Луны . Системы координат почти для всех твердых тел в Солнечной системе были установлены Мертоном Э. Дэвисом из Rand Corporation , включая Меркурий , [1] [2] Венеру , [3] Марс ,[4] четыре галилеевых спутников от Юпитера , [5] , и Тритона , самая большая луна из Нептуна . [6]

Долгота [ править ]

См. Также: Главный меридиан (планеты)

Системы долготы большинства этих тел с наблюдаемыми твердыми поверхностями были определены с помощью ссылок на такие поверхностные элементы, как кратер . Северный полюс является полюсом вращения, лежит на северной стороне неизменной плоскости солнечной системы (вблизи эклиптики ). Расположение нулевого меридиана, а также положение северного полюса тела на небесной сфере могут изменяться со временем из-за прецессии оси вращения планеты (или спутника). Если угол положения тела главного меридиан возрастает со временем, тело имеет прямую (или Prograde ) вращение; в противном случае вращение называется ретроградным .

При отсутствии другой информации предполагается, что ось вращения перпендикулярна средней плоскости орбиты ; Меркурий и большинство спутников попадают в эту категорию. Для многих спутников предполагается, что скорость вращения равна среднему периоду обращения . В случае планет-гигантов , поскольку их поверхности постоянно меняются и движутся с различной скоростью, вместо этого используется вращение их магнитных полей . В случае Солнца даже этот критерий не работает (потому что его магнитосфера очень сложна и на самом деле не вращается устойчиво), и вместо этого используется согласованное значение для вращения его экватора.

Для планетографической долготы используются западные долготы (т.е. долготы, измеренные положительно на западе), когда вращение является прямым, и восточные долготы (т.е. долготы, измеренные положительно на восток), когда вращение является ретроградным. Проще говоря, представьте, что удаленный наблюдатель, не находящийся на орбите, наблюдает за вращающейся планетой. Также предположим, что этот наблюдатель находится в плоскости экватора планеты. Точка на экваторе, которая проходит прямо перед этим наблюдателем позже по времени, имеет более высокую планетографическую долготу, чем точка, которая делала это раньше.

Однако планетоцентрическая долгота всегда измеряется положительно на восток, независимо от того, в какую сторону вращается планета. Восток определяется как направление вокруг планеты против часовой стрелки, если смотреть сверху над ее северным полюсом, а северный полюс - это тот полюс, который ближе всего совпадает с северным полюсом Земли. Долготы традиционно писались с использованием «E» или «W» вместо «+» или «-», чтобы указать эту полярность. Например, −91 °, 91 ° W, + 269 ° и 269 ° E означают одно и то же.

Современный стандарт для карт Марса (примерно с 2002 г.) - использовать планетоцентрические координаты. Руководствуясь работами исторических астрономов, Мертон Э. Дэвис установил меридиан Марса в кратере Эйри-0 . [7] [8] Для Меркурия , единственной другой планеты с твердой поверхностью, видимой с Земли, используется термоцентрическая координата: нулевой меридиан проходит через точку на экваторе, где планета самая горячая (из-за вращения планеты и ее орбиты. Солнце ненадолго ретроградится в полдень в этот момент перигелия , давая ему больше солнца). Условно этот меридиан определяется как ровно двадцать градусов долготы к востоку от Хункала .[9] [10] [11]

Тела, заблокированные приливом, имеют естественную эталонную долготу, проходящую через точку, ближайшую к их родительскому телу: 0 ° в центре первичного полушария, 90 ° в центре ведущего полушария, 180 ° в центре анти-первичного полушария, и 270 ° в центре задней полусферы. [12] Однако либрация из-за некруглых орбит или осевых наклонов заставляет эту точку перемещаться вокруг любой фиксированной точки на небесном теле как аналемма .

Широта [ править ]

Смотрите также: Экваториальная выпуклость § Другие небесные тела

Плоскость нулевой широты ( экватор ) может быть определена как ортогональная средней оси вращения ( полюса астрономических тел ).

Базовые поверхности для некоторых планет (таких как Земля и Марс ) представляют собой эллипсоиды вращения, экваториальный радиус которых больше полярного радиуса, так что они представляют собой сплюснутые сфероиды .

Высота [ править ]

Вертикальное положение может быть выражено физическими величинами, аналогичными топографическому геоцентрическому расстоянию (по сравнению с постоянным номинальным радиусом Земли или изменяющимся геоцентрическим радиусом опорной поверхности эллипсоида) или высотой / возвышением (над и под геоидом ). [13]

Areoid (геоид Марса) [14] был измерен с помощью траектории полета спутников , таких как Mariner 9 и Viking . Основные отклонения от эллипсоида, ожидаемого от идеальной жидкости, происходят от вулканического плато Фарсида , области возвышенности размером с континент и ее антиподов. [15]

Эллипсоид вращения (сфероид) [ редактировать ]

Справочные эллипсоиды также полезны для геодезического картирования других планетных тел, включая планеты, их спутники, астероиды и ядра комет. Некоторые хорошо наблюдаемые тела, такие как Луна и Марс, теперь имеют довольно точные справочные эллипсоиды.

Для почти сферических тел с твердой поверхностью, которые включают в себя все каменистые планеты и множество лун, эллипсоиды определяются в терминах оси вращения и средней высоты поверхности, исключая любую атмосферу. Марс на самом деле имеет форму яйца , где его северный и южный полярные радиусы различаются примерно на 6 км (4 мили), однако эта разница достаточно мала, поэтому для определения его эллипсоида используется средний полярный радиус. Луна на Земле имеет практически сферическую форму и почти не имеет выпуклости на экваторе. По возможности при определении опорного меридиана используется фиксированная наблюдаемая поверхность.

Для газообразных планет, таких как Юпитер , эффективная поверхность эллипсоида выбрана как граница равного давления в один бар . Поскольку у них нет постоянных наблюдаемых характеристик, выбор нулевых меридианов осуществляется в соответствии с математическими правилами.

Сглаживание [ править ]

Дополнительная информация: Сплющивание
Сравнение периода вращения (ускорено в 10 000 раз, отрицательные значения означают ретроградность), сглаживания и наклона оси планет и Луны (анимация SVG)

Для WGS84 эллипсоида модели Земли , то определяющие значения [16]

a (экваториальный радиус): 6 378 137,0 м
(обратное сплющивание): 298,257 223 563

из которого происходит

b (полярный радиус): 6 356 752,3142 м,

так что разница между большой и малой полуосями составляет 21,385 км (13 миль). Это всего лишь 0,335% от большой оси, поэтому изображение Земли на экране компьютера будет иметь размер 300 на 299 пикселей. Это довольно неотличимо от сферы, показанной как 300 пикселей на 300 пикселей. Таким образом, иллюстрации обычно сильно преувеличивают сглаживание, чтобы подчеркнуть концепцию сплющенности любой планеты.

Другие F значения в Солнечной системе являются 1 / 16 для Юпитера , 1 / 10 для Сатурна , и 1 / 900 для Луны . Уплощение Солнца составляет около9 × 10 −6 .

Происхождение сплющивания [ править ]

В 1687 году Исаак Ньютон опубликовал « Принципы», в которые он включил доказательство того, что вращающееся самогравитирующее жидкое тело в состоянии равновесия принимает форму сплющенного эллипсоида вращения ( сфероида ). [17] Степень сплющивания зависит от плотности и баланса гравитационной и центробежной сил .

Экваториальная выпуклость [ править ]

Дополнительная информация: Экваториальная выпуклость
Экваториальная выпуклость главных небесных тел Солнечной системы
ТелоДиаметр (км)Экваториальная
выпуклость (км)
Коэффициент сплющивания
Период вращения (ч)		Плотность
(кг / м 3 )		Отклонение
от
ЭкваториальныйПолярный
земля0 12 756,20 12 713,600 0 42,61: 299,423,93655151: 232−23%
Марс00 6 792,400 6 752,400 0 401: 17024,63239331: 1750 + 3%
Церера000  964,3000  891,8000 72,51: 13,30 9,07421621: 13,10 -2%
Юпитер142 984133 7080 9 2761: 15.410 9,92513261: 9,59-38%
Сатурн120 536108 72811 8081: 10,2110,560 6871: 5,62-45%
Уран0 51 1180 49 9460 1 1721: 43,6217,2412701: 27,71−36%
Нептун0 49 5280 48 68200  8461: 58,5416.1116381: 31,22-47%

Как правило, любое вращающееся небесное тело (достаточно массивное, чтобы принять сферическую или почти сферическую форму) будет иметь экваториальную выпуклость, соответствующую скорости его вращения. Сатурн, протяженностью 11808 км, является планетой с самым большим экваториальным выступом в нашей Солнечной системе.

Экваториальные хребты [ править ]

Экваториальные выступы не следует путать с экваториальными гребнями . Экваториальные гребни характерны как минимум для четырех спутников Сатурна: большого спутника Япета и крошечных спутников Атласа , Пана и Дафниса . Эти хребты точно следуют за экваторами лун. Гребни кажутся уникальными для сатурнианской системы, но неясно, связаны ли эти явления или они являются совпадением. Первые три были обнаружены зондом Кассини.в 2005 году; Дафнейский хребет был открыт в 2017 году. Хребет на Япете имеет ширину около 20 км, высоту 13 км и длину 1300 км. Гребень на Атласе пропорционально еще более примечателен, учитывая гораздо меньший размер Луны, что придает ей дискообразную форму. Изображения Пана показывают структуру, аналогичную структуре Атласа, в то время как изображение на Дафнисе менее выражено.

Трехосный эллипсоид [ править ]

См. Также: Трехосная эллипсоидальная долгота и Картографическая проекция трехосного эллипсоида.

Небольшие спутники, астероиды и ядра комет часто имеют неправильную форму. Для некоторых из них, таких как Ио Юпитера , разносторонний (трехосный) эллипсоид больше подходит, чем сплюснутый сфероид. Для очень неправильных тел концепция эталонного эллипсоида может не иметь полезного значения, поэтому иногда вместо него используется сферический ориентир и точки, идентифицируемые по планетоцентрической широте и долготе. Даже это может быть проблематично для невыпуклых тел, таких как Эрос , поскольку широта и долгота не всегда однозначно определяют местоположение на одной поверхности.

Тела меньшего размера ( Ио , Мимас и т. Д.) Лучше аппроксимируются трехосными эллипсоидами ; однако трехосные эллипсоиды усложнили бы многие вычисления, особенно связанные с картографическими проекциями . Многие проекции потеряют свои элегантные и популярные свойства. По этой причине в картографических программах часто используются сферические опорные поверхности.

См. Также [ править ]

  • Список самых высоких гор Солнечной системы
  • Планетарная картография
  • Планетарная поверхность
  • Топография Марса

Ссылки [ править ]

  1. ^ Дэвис, ME, "Координаты поверхности и картография Меркурия", Журнал геофизических исследований, Vol. 80, No. 17, 10 июня 1975 г.
  2. ^ Дэвис, ME, SE Dwornik, DE Голт, и RG Strom, НАСА Атлас Меркурия, НАСА научно-информационное бюро технической, 1978.
  3. ↑ Дэвис, М.Е., Колвин Т.Р., Роджерс П.Г., Чодас П.Г., Шегрен В.Л., Аким В.Л., Степанянц Е.Л., Власова З.П. и Захаров А.И., «Период вращения, направление Северного полюса и геодезическая сеть Венеры», Журнал геофизических исследований, Vol. 97, £ 8, pp. 13,14 1-13,151, 1992.
  4. ^ Дэвис, М.Э., и Р.А. Берг, "Предварительная сеть контроля Марса", Журнал геофизических исследований, Vol. 76, №2, ппс. 373-393, 10 января 1971 г.
  5. ^ Мертон Э. Дэвис , Томас А. Хауге и др.: Сети управления для галилеевых спутников: ноябрь 1979 г. R-2532-JPL / NASA
  6. ^ Дэвис, М.Э., П.Г. Роджерс и Т.Р. Колвин, "Управляющая сеть Тритона", Журнал геофизических исследований, Vol. 96, E 1, стр. 15, 675-15, 681, 1991.
  7. ^ Где на Марсе ноль градусов долготы? - Авторское право 2000 - 2010 © Европейское космическое агентство. Все права защищены.
  8. ^ Дэвис, М.Э., и Р.А. Берг, "Предварительная сеть контроля Марса", Журнал геофизических исследований, Vol. 76, №2, ппс. 373-393, 10 января 1971 г.
  9. ^ Дэвис, ME, "Координаты поверхности и картография Меркурия", Журнал геофизических исследований, Vol. 80, No. 17, 10 июня 1975 г.
  10. ^ Archinal, Brent A .; A'Hearn, Майкл Ф .; Боуэлл, Эдвард Л .; Конрад, Альберт Р .; и другие. (2010). «Отчет рабочей группы МАС по картографическим координатам и элементам вращения: 2009». Небесная механика и динамическая астрономия . 109 (2): 101–135. Bibcode : 2011CeMDA.109..101A . DOI : 10.1007 / s10569-010-9320-4 . ISSN  0923-2958 .
  11. ^ «Астрогеология USGS: вращение и положение полюса Солнца и планет (IAU WGCCRE)» . Архивировано из оригинального 24 -го октября 2011 года . Проверено 22 октября 2009 года .
  12. ^ Первая карта внеземной планеты - Центр астрофизики.
  13. ^ Wieczorek, MA (2007). «Гравитация и топография планет земной группы». Трактат по геофизике . С. 165–206. DOI : 10.1016 / B978-044452748-6.00156-5 . ISBN 9780444527486.
  14. ^ Ардалан, AA; Карими, Р .; Grafarend, EW (2009). «Новая опорная эквипотенциальная поверхность и опорный эллипсоид для планеты Марс». Земля, Луна и планеты . 106 (1): 1–13. DOI : 10.1007 / s11038-009-9342-7 . ISSN 0167-9295 . S2CID 119952798 .  
  15. ^ Cattermole, Питер (1992). Марс История Красной планеты . Дордрехт: Springer, Нидерланды . п. 185. ISBN 9789401123068.
  16. ^ Параметры WGS84 перечислены в публикации TR8350.2 Национального агентства геопространственной разведки, стр. 3-1.
  17. Перейти ↑ Isaac Newton: Principia Book III Proposition XIX Problem III, p. 407 в переводе Эндрю Мотта