Planetenreferenzsysteme und Zeit

Ich untersuche, wie Koordinatensysteme von Objekten von Sonnensystemen erstellt werden, indem ich einige der Berichte der Arbeitsgruppe für kartografische Koordinaten und Rotationselemente ( z . B. 2009 ) lese . Es fällt mir jedoch schwer, die Rolle der Zeit bei der Definition von Referenzsystemen vollständig zu verstehen.

Bei der Beobachtung auf einem Planeten von der Erde aus, zum Beispiel Jupiter, gibt es eine Vielzahl von Faktoren, die es schwierig machen, ein Referenzsystem zu konstruieren (einschließlich keiner festen Oberfläche und planetarischer Präzession). Daher verwenden wir Geometrie, um ein Referenzsystem zu definieren. Da unsere Perspektive jedoch dynamisch ist, was bedeutet, dass sich die Oberfläche des Jupiters ändert und sich der Planet bewegt, sagen wir, dass wir zum Zeitpunkt J2000 die genaue Ausrichtung und Position der Erde kennen und daher anhand der bei J2000 definierten Position sagen können, dass dies das Koordinatenreferenzsystem für Jupiter ist.

Bedeutet die Einbeziehung der Zeit ( z. B. J2000 ), dass ein Koordinatenreferenzsystem auf der Situation eines Objekts basiert, in diesem Beispiel Jupiter zu einem bestimmten Zeitpunkt?

Schauen Sie sich die Barycentric (Raumbezug) und Barycentric Dynamical Time (TDB) des J2000-Sonnensystems an. Zusammen sind sie ein gutes Raum- und Zeitkoordinatensystem. Die NASA / JPL hat einige gute Informationen und Daten dazu.

In Bezug auf die Zeit wird TDB neu skaliert, so dass es von der Erde aus nahe an TT zu liegen scheint (ungefähr ~ UTC). Die Neuskalierung ist auf die Tatsache zurückzuführen, dass wir uns in einem Gravitationsbrunnen befinden und uns aufgrund der Relativitätstheorie mit 30 km / s in Bezug auf den Schwerpunkt des Sonnensystems bewegen. Die ursprüngliche nicht skalierte Zeit wird als Barycentric Coordinate Time (TCB) bezeichnet und unterscheidet sich um ~ 0,5 Sekunden / Jahr.

Wir brauchen ein System, um zu beschreiben, "wo sich die Dinge am Himmel befinden". Selbst ein flüchtiger Blick in den Himmel wird feststellen, dass "sich die Dinge täglich über den Himmel bewegen". Anstatt zu beschreiben, wo sich etwas direkt befindet, beschreiben wir, wo es sich relativ zu den Sternen befindet.

Einige der Sterne bewegen sich jedoch (aufgrund ihrer tatsächlichen Bewegung relativ zur Sonne) und scheinen zu wackeln (aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne). Betrachten wir also die Objekte, die so weit entfernt sind, dass eine solche Bewegung nicht nachweisbar ist. Zum Beispiel Quasare. Andere entfernte Sterne sind ebenfalls geeignet, da sie keine messbare Bewegung haben. Ich werde diese Quellen "Fixsterne" nennen. Ziel ist es, ein Koordinatensystem zu beschreiben, in dem sich die Fixsterne nicht bewegen.

Für unser Koordinatensystem verwenden wir die Ebene des Erdäquators auf der März-Tagundnachtgleiche (teilweise so gewählt, dass die Ebene durch die Sonne verläuft). Deklination ist definiert als der Winkel relativ zu dieser Ebene. Der rechte Aufstieg ist dann der Winkel zwischen der Linie durch die Erde und die Sonne und der Linie, die durch Projizieren des Objekts auf die Ebene gebildet wird. Bei sehr weit entfernten Objekten spielt es keine Rolle, ob wir die Sonne oder die Erde als Mittelpunkt verwenden, da der Winkel mit einer angemessenen Genauigkeit gleich ist.

Die Wahl des März-Äquinoktiums auf diese Weise verursacht jedoch ein Problem, da sich die Ebene des Erdäquators langsam ändert und dies bedeutet, dass sich auch die Position relativ zu dieser Ebene langsam ändert. Die RA und Dec eines Quasars werden sich aufgrund dieser Präzession langsam ändern.

Die Lösung für dieses Problem besteht darin, das Koordinatensystem an einem bestimmten Datum "1. Januar 2000" zu definieren. Mit dieser Konvention können wir dem Quasar eine Position zuweisen, die sich nicht ändert. Dies ist ein Koordinatensystem, das die Position eines Objekts relativ zu den Fixsternen beschreiben kann.

Wir können jetzt die Position jedes Objekts in denselben Koordinaten definieren. Für nahegelegene Sterne können wir ihre richtige und scheinbare Bewegung relativ zu diesem Koordinatensystem beschreiben. Bei Planeten variiert die Position relativ zu den Fixsternen aufgrund der relativen Bewegung der Planeten von Tag zu Tag. Dies hängt auch vom Standort des Beobachters ab. So kann ich mit den J2000.0-Koordinaten über den Standort von Jupiter am 28. Juni 2018 um Mitternacht aus Perth, WA, sprechen.

Die 2000.0 definiert genau, welches feste Koordinatensystem wir verwenden. Um den Ort des Jupiter am Himmel zu beschreiben, müssen wir auch eine Beobachtungszeit, ein Datum und einen Ort verwenden.