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Un sistema de coordenadas planetarias (también conocido como planetográfico , planetodético o planetocéntrico ) [1] [2] es una generalización de los sistemas de coordenadas geográficos , geodésicos y geocéntricos para planetas distintos de la Tierra. Se definen sistemas de coordenadas similares para otros cuerpos celestes sólidos , como en las coordenadas selenográficas de la Luna . Los sistemas de coordenadas para casi todos los cuerpos sólidos del Sistema Solar fueron establecidos por Merton E. Davies de la Rand Corporation , incluyendo Mercurio , [3] [4] Venus , [5] Marte , [6] las cuatro lunas galileanas de Júpiter , [7] y Tritón , la luna más grande de Neptuno . [8]
Los sistemas de longitud de la mayoría de esos cuerpos con superficies rígidas observables se han definido mediante referencias a una característica de la superficie como un cráter . El polo norte es aquel polo de rotación que se encuentra en el lado norte del plano invariable del Sistema Solar (cerca de la eclíptica ). La ubicación del primer meridiano, así como la posición del polo norte del cuerpo en la esfera celeste, pueden variar con el tiempo debido a la precesión del eje de rotación del planeta (o satélite). Si el ángulo de posición del meridiano principal del cuerpo aumenta con el tiempo, el cuerpo tiene una rotación directa (o prograda ); de lo contrario se dice que la rotación es retrógrada .
A falta de otra información, se supone que el eje de rotación es normal al plano orbital medio ; Mercurio y la mayoría de los satélites están en esta categoría. Para muchos de los satélites, se supone que la velocidad de rotación es igual al período orbital medio . En el caso de los planetas gigantes , dado que las características de su superficie cambian constantemente y se mueven a diferentes velocidades, se utiliza como referencia la rotación de sus campos magnéticos . En el caso del Sol , incluso este criterio falla (porque su magnetosfera es muy compleja y en realidad no gira de manera constante), y en su lugar se utiliza un valor acordado para la rotación de su ecuador.
Para la longitud planetográfica , las longitudes oeste (es decir, longitudes medidas positivamente hacia el oeste) se utilizan cuando la rotación es prograda y las longitudes este (es decir, longitudes medidas positivamente hacia el este) cuando la rotación es retrógrada. En términos más simples, imaginemos a un observador distante, no en órbita, observando un planeta mientras gira. Supongamos también que este observador está dentro del plano del ecuador del planeta. Un punto en el ecuador que pasa directamente frente a este observador más tarde en el tiempo tiene una longitud planetográfica más alta que un punto que lo hizo antes.
Sin embargo, la longitud planetocéntrica siempre se mide positivamente hacia el este, independientemente de en qué dirección gire el planeta. El este se define como la dirección contraria a las agujas del reloj alrededor del planeta, visto desde arriba de su polo norte, y el polo norte es el polo que se alinea más estrechamente con el polo norte de la Tierra. Las longitudes tradicionalmente se han escrito usando "E" o "W" en lugar de "+" o "-" para indicar esta polaridad. Por ejemplo, −91°, 91°W, +269° y 269°E significan lo mismo.
El estándar moderno para los mapas de Marte (desde aproximadamente 2002) es utilizar coordenadas planetocéntricas. Guiado por los trabajos de astrónomos históricos, Merton E. Davies estableció el meridiano de Marte en el cráter Airy-0 . [9] [10] Para Mercurio , el único otro planeta con una superficie sólida visible desde la Tierra, se utiliza una coordenada termocéntrica: el primer meridiano pasa por el punto del ecuador donde el planeta es más caliente (debido a la rotación y órbita del planeta). , el Sol retrocede brevemente al mediodía en este punto durante el perihelio , dándole más luz solar). Por convención, este meridiano se define exactamente como veinte grados de longitud al este de Hun Kal . [11] [12] [13]
Los cuerpos bloqueados por mareas tienen una longitud de referencia natural que pasa por el punto más cercano a su cuerpo padre: 0° el centro del hemisferio primario, 90° el centro del hemisferio principal, 180° el centro del hemisferio antiprimario, y 270° el centro del hemisferio posterior. [14] Sin embargo, la libración debida a órbitas no circulares o inclinaciones axiales hace que este punto se mueva alrededor de cualquier punto fijo del cuerpo celeste como un analema .
La latitud planetográfica y la latitud planetocéntrica pueden definirse de manera similar. El plano de latitud cero ( Ecuador ) se puede definir como ortogonal al eje medio de rotación ( polos de los cuerpos astronómicos ). Las superficies de referencia de algunos planetas (como la Tierra y Marte ) son elipsoides de revolución para los cuales el radio ecuatorial es mayor que el radio polar, de modo que son esferoides achatados .
La posición vertical se puede expresar con respecto a un dato vertical determinado , mediante cantidades físicas análogas a la distancia geocéntrica topográfica (en comparación con un radio terrestre nominal constante o el radio geocéntrico variable de la superficie del elipsoide de referencia) o altitud / elevación (por encima y debajo del geoide ). [15]
La areoide (el geoide de Marte ) [16] se ha medido utilizando trayectorias de vuelo de misiones satelitales como Mariner 9 y Viking . Las principales desviaciones del elipsoide que se esperan de un fluido ideal provienen de la meseta volcánica de Tharsis , una región de terreno elevado del tamaño de un continente, y sus antípodas. [17]
El selenoide (el geoide de la Luna ) ha sido medido gravimétricamente por los satélites gemelos GRAIL . [18]
Los elipsoides de referencia también son útiles para definir coordenadas geodésicas y mapear otros cuerpos planetarios, incluidos planetas, sus satélites, asteroides y núcleos de cometas. Algunos cuerpos bien observados, como la Luna y Marte , tienen ahora elipsoides de referencia bastante precisos.
Para los cuerpos casi esféricos de superficie rígida, que incluyen todos los planetas rocosos y muchas lunas, los elipsoides se definen en términos del eje de rotación y la altura media de la superficie excluyendo cualquier atmósfera. En realidad, Marte tiene forma de huevo , donde sus radios polares norte y sur difieren en aproximadamente 6 km (4 millas); sin embargo, esta diferencia es lo suficientemente pequeña como para utilizar el radio polar promedio para definir su elipsoide. La Luna de la Tierra es efectivamente esférica y casi no tiene abultamiento en su ecuador. Siempre que sea posible, se utiliza una característica de superficie observable fija al definir un meridiano de referencia.
Para planetas gaseosos como Júpiter , se elige una superficie efectiva para un elipsoide como límite de igual presión de una barra . Como no tienen características observables permanentes, la elección de los primeros meridianos se realiza según reglas matemáticas.
Para que el elipsoide WGS84 modele la Tierra , los valores que lo definen son [19]
de donde se deriva
de modo que la diferencia entre los semiejes mayor y menor sea 21,385 km (13 mi). Esto es sólo el 0,335% del eje mayor, por lo que una representación de la Tierra en la pantalla de una computadora tendría un tamaño de 300 x 299 píxeles. Esto es bastante indistinguible de una esfera que se muestra como 300 píxeles por 300 píxeles. Por lo tanto, las ilustraciones suelen exagerar mucho el achatamiento para resaltar el concepto de achatamiento de cualquier planeta.
Otros valores de f en el Sistema Solar son 1 ⁄ 16 para Júpiter , 1 ⁄ 10 para Saturno y 1 ⁄ 900 para la Luna . El achatamiento del Sol se trata de9 × 10-6 .
En 1687, Isaac Newton publicó los Principia en los que incluía una prueba de que un cuerpo fluido autogravitante en rotación en equilibrio toma la forma de un elipsoide de revolución achatado (un esferoide ). [20] La cantidad de aplanamiento depende de la densidad y del equilibrio de la fuerza gravitacional y la fuerza centrífuga .
Generalmente, cualquier cuerpo celeste que esté girando (y que sea lo suficientemente masivo como para adoptar una forma esférica o casi esférica) tendrá un abultamiento ecuatorial que coincida con su velocidad de rotación. Con11.808 km Saturno es el planeta con el mayor abultamiento ecuatorial de nuestro Sistema Solar.
Los abultamientos ecuatoriales no deben confundirse con las crestas ecuatoriales . Las crestas ecuatoriales son una característica de al menos cuatro de las lunas de Saturno: la gran luna Jápeto y las pequeñas lunas Atlas , Pan y Dafnis . Estas crestas siguen de cerca los ecuadores de las lunas. Las crestas parecen ser exclusivas del sistema de Saturno, pero no está claro si las apariciones están relacionadas o son una coincidencia. Los tres primeros fueron descubiertos por la sonda Cassini en 2005; La cresta de Dafne fue descubierta en 2017. La cresta de Jápeto tiene casi 20 km de ancho, 13 km de alto y 1300 km de largo. La cresta del Atlas es proporcionalmente aún más notable dado el tamaño mucho más pequeño de la luna, lo que le da una forma de disco. Las imágenes de Pan muestran una estructura similar a la de Atlas, mientras que la de Dafnis es menos pronunciada.
Las lunas pequeñas, los asteroides y los núcleos de los cometas suelen tener formas irregulares. Para algunos de ellos, como Io de Júpiter , un elipsoide escaleno (triaxial) se adapta mejor que el esferoide achatado. Para cuerpos muy irregulares, el concepto de elipsoide de referencia puede no tener valor útil, por lo que a veces se utiliza una referencia esférica y los puntos se identifican por latitud y longitud planetocéntricas. Incluso eso puede ser problemático para cuerpos no convexos , como Eros , ya que la latitud y la longitud no siempre identifican de forma única una única ubicación en la superficie.
Los cuerpos más pequeños ( Io , Mimas , etc.) tienden a aproximarse mejor mediante elipsoides triaxiales ; sin embargo, los elipsoides triaxiales complicarían muchos cálculos, especialmente los relacionados con las proyecciones de mapas . Muchas proyecciones perderían sus propiedades elegantes y populares. Por esta razón, las superficies de referencia esféricas se utilizan con frecuencia en los programas de mapeo.
