Altitudes et coordonnées géographiques sur les corps célestes

L'Union astronomique internationale (UAI) a donné au groupe de travail de l'UAI sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation (en anglais Modèle:Lang, WGCCRE) la responsabilité de définir les éléments de rotation des planètes, des satellites, des astéroïdes (en fait, des planètes mineures en général) et des comètes du système solaire de façon systématique et de faire correspondre leurs coordonnées cartographiques rigoureusement aux éléments de rotation^[1].

En pratique, le groupe de travail a accompli cette tâche en publiant un rapport après chaque assemblée générale (triennale) de l'UAI, lequel décrit les modèles recommandés actuels pour les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation de tous les corps planétaires pour lesquels une telle connaissance existe, par exemple grâce aux missions spatiales^[1].

Les rapports du groupe de travail

...
Rapport ? (1980), faisant suite à l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale de 1979 Modèle:Sfn

...
Rapport 11 (2011), faisant suite à l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale de 2009 Modèle:Sfn ;
Modèle:Page h' aux rapports 10 et 11 (2011)Modèle:Sfn ;
Système de coordonnées pour Modèle:Lnobr (2013)Modèle:Sfn ;
Pas de rapport 12 à la suite de l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale de 2012 ;
Rapport 13 (2018), faisant suite à l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale de 2015 Modèle:Sfn ;
Correction au rapport 13 (2019)Modèle:Sfn.

Source des définitions actuelles

Depuis Modèle:Date-, l'ensemble des définitions en vigueur sont regroupées dans le rapport 13 (Modèle:Harvsp, avec corrections dans Modèle:Harvsp), faisant suite à l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale de 2015 Modèle:Sfn Modèle:,Modèle:Sfn.

« Règles » générales

La position du pôle nord et celle du premier méridien sont spécifiées par trois paramètres : αModèle:Ind, δModèle:Ind et W, définis comme montré sur ce schéma.

Altitude

Modèle:… Pour les objets sphéroïdaux dont l'aplatissement est négligeable, le niveau de référence des altitudes des altitudes correspond au rayon moyen du corps considéré. Dans les autres cas, si la forme est proche d'un ellipsoïde, un ellipsoïde aplati ou un ellipsoïde triaxial est habituellement utilisé.

Pôles et points cardinaux

En ce qui concerne les objets du système solaire, deux cas sont à distinguer, avec chacun leur convention.

Le premier cas est celui des planètes et de leurs satellites. Pour ces objets, le pôle de référence est le pôle nord, défini comme le pôle de rotation du corps qui se situe du côté nord du plan invariable. La définition de ce pôle est donc indépendante du fait que la rotation du corps soit prograde ou rétrograde. Le pôle sud est alors défini comme le pôle opposé. L'est et l'ouest sont alors définis de façon usuelle, avec l'est 90 degrés à droite du nord. La rotation s'effectue ainsi vers l'est pour les objets en rotation prograde (comme la Terre) mais vers l'ouest pour les objets en rotation rétrograde (comme Vénus).

Le deuxième cas est celui des planètes naines et des petits corps (planètes mineures et comètes) ainsi que de leurs satellites. Depuis 2006, pour ces objets, le pôle de référence est le pôle positif, défini selon la règle de la main droite. Ce pôle est souvent appelé par abus pôle nord, mais il doit être clair qu'il n'est pas défini de la même façon que pour les planètes et leurs satellites. Le pôle opposé est le pôle négatif, par abus appelé pôle sud. L'est et l'ouest sont définis en cohérence avec le fait d'associer le pôle positif au nord, avec pour conséquence le fait que la rotation de ces objets se fait toujours vers l'est. Cette convention a été choisie en raison du fait que les pôles de rotation de ces corps mineurs peuvent avoir une grande précession (par exemple dans le cas de la comète 2P/Encke) et que la rotation de certains est dans un état excité (par exemple les comètes 1P/Halley et 103P/Hartley et l'astéroïde Modèle:PM1)Modèle:Sfn.

Latitude

Pour les objets ayant une rotation « stable » (comprendre : dont l'axe ne varie pas de façon chaotique à relativement courte échelle de temps), la latitude est définie à partir de l'équateur, qui par définition est le plan médian orthogonal à l'axe de rotation. Le pôle nord a alors par définition une latitude de +90˚ (ou 90˚ Nord) et le pôle sud une latitude de -90˚ (ou 90˚ Sud).

Méridien origine et longitude

Recommandations du WGCCRE

Objet en rotation synchrone

Pour un objet A dont la rotation est synchrone avec sa révolution autour d'un objet B, la longitude zéro de A est définie par le point moyen de A faisant face à B. Par exemple, la Lune montrant (à l'excentricité de son orbite près) toujours la même face à la Terre, la longitude zéro de la Lune relie les pôles de cette dernière en passant par le centre de cette face.

Objet dans une autre résonance spin-orbite

Pour un objet en résonance spin-orbite dont l'excentricité orbitale n'est pas nulle, le méridien origine peut être choisi comme un des méridiens (en nombre fini) qui sont au point subsolaire lors des passages au périhélie. C'est en particulier ce qui a été choisi pour Mercure.

Autres objets

Pour ces objets, un point arbitraire sert de référence pour définir la longitude 0. Par exemple, sur Terre, il s'agit de l'observatoire de Greenwich, via lequel le méridien origine est défini comme étant le méridien de Greenwich.

Dans le système solaire

Soleil

La localisation d'une caractéristique spécifique sur le Soleil (par exemple, une tache solaire) est compliquée par le fait qu'il y a une inclinaison de Modèle:Unité entre le plan écliptique et le plan de l'Modèle:Page h' ainsi qu'une véritable oscillation de l'axe de rotation solaire. (le pôle nord solaire et le pôle nord céleste ne sont alignés que deux fois par an). Par conséquent, pour spécifier un emplacement sur la surface solaire, trois coordonnées (P, B et L) sont nécessaires pour définir une grille. Les valeurs quotidiennes des coordonnées en temps universel coordonné (UTC) sont répertoriées dans The Astronomical Almanac, publié chaque année par l'US Naval Observatory.

Les termes utilisés pour faire référence aux coordonnées sont définis comme suit :

angle P : angle de position entre le pôle nord géocentrique et le pôle nord de la rotation solaire mesuré vers l'est à partir du nord géocentrique. L'intervalle de valeurs de P est Modèle:Unité.

BModèle:Ind : latitude héliographique du point central du disque solaire, également appelé l'angle B. La plage de Bo est de Modèle:Unité, corrigeant l'inclinaison de l'écliptique par rapport au plan solaire équatorial.

Exemple : Si (P ; BModèle:Ind) = (-26,21° ; -6,54°), la latitude héliographique du point central du disque solaire est de -6,54 degrés (le pôle de rotation nord n'est pas visible) et l'angle entre la projection sur le disque du pôle nord géocentrique et le pôle de rotation nord solaire est de 26,21 degrés à l'ouest.

LModèle:Ind : longitude héliographique du point central du disque solaire. La valeur de longitude est déterminée par référence à un système de longitudes fixes tournant sur le Soleil à un taux de 13,2 degrés par jour (le taux de rotation moyen observé à partir des transits méridiens centraux des taches solaires). Le méridien de référence sur le Soleil est défini comme étant le méridien qui a traversé le nœud ascendant de l'équateur du Soleil le Modèle:Date à Modèle:Heure et est calculé pour le jour actuel en supposant une période de rotation sidérale uniforme de Modèle:Unité.

Une fois P, BModèle:Ind et LModèle:Ind connus, la latitude, la distance du méridien central et la longitude d'une entité solaire spécifique peuvent être déterminées comme suit :

latitude : distance du méridien central (DMC ; CMD en anglais pour central meridian distance): distance angulaire en longitude solaire mesurée à partir du méridien central. Cette position est relative à la vue depuis la Terre et changera au fur et à mesure que le Soleil tourne. Par conséquent, cette coordonnée ne doit pas être confondue avec des positions héliographiques qui sont fixes par rapport à la surface solaire.

longitude : distance angulaire depuis un méridien de référence (0 degrés de longitude héliographique), mesurée d'est en ouest (0 degrés à 360 degrés) le long l'équateur du Soleil. Il est calculé en combinant la DMC avec la longitude du méridien central au moment de l'observation, en interpolant entre les valeurs des éphémérides (pour Modèle:Heure) en utilisant le taux synodique de rotation solaire (27,2753 jours, 13,2 degrés par jour)^[2].

Planètes et leurs satellites

Mercure

Modèle:Article connexe

Mercure ayant une rotation très lente sur elle-même, son aplatissement^{[N 1]} est très faible, ce qui permet d'utiliser comme niveau zéro des altitudes le rayon moyen de la planète par rapport à son centre. Le rayon recommandé dans le rapport du WGCCRE paru en 2018 (Archinal Modèle:Et al. 2018) est Modèle:Unité Modèle:Sfn. La moyenne quadratique des déviations à cette boule est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn. Le meilleur ellipsoïde triaxial donne des dimensions de Modèle:Tunité^{[N 2]}, avec une incertitude de Modèle:Unité sur la longueur de chacun des trois demi-axesModèle:Sfn.

Concernant les coordonnées à la surface de la planète, ce n'est que depuis 1970 que celles-ci sont correctement définies. En effet, avant 1965, les cartes réalisées à partir des observations faites sur Terre étaient établies alors qu'on pensait, comme Giovanni Schiaparelli l'avait affirmé en 1889^[3], que la période de rotation de Mercure sur elle-même était la même que sa période de révolution autour du Soleil. C'était donc la face supposée toujours illuminée qui était cartographiée^[4]. La référence 0 de longitude passait alors au centre de cette face.

Carte de Giovanni Schiaparelli (avant 1911).
Carte de Percival Lowell (1896).
Carte d'Eugène Antoniadi (1934).

Cependant, en 1965, Gordon Pettengill et Rolf Dyce^[5], de l'université Cornell, obtiennent une mesure fiable de la période de rotation de Mercure en utilisant le radiotélescope d'Arecibo^[3]. Contrairement à la prédiction faite par Schiaparelli, Mercure n'est pas en rotation synchrone autour du Soleil mais est en résonance spin-orbite 3:2^[3]. L'Union astronomique internationale redéfinit alors, en 1970, le méridien 0° de Mercure comme étant le méridien solaire au premier périhélie après le Modèle:Date. Les longitudes sont mesurées de 0° à 360° en allant vers l'ouest.

Le système de coordonnées utilisé par Modèle:Lnobr, première sonde spatiale à explorer Mercure, se fonde sur le méridien de longitude 20˚ ouest qui coupe le petit cratère Hun Kal (Modèle:Unité de diamètre) en son centre^[6]Modèle:,^[7] (« Hun Kal » signifie « 20 » en maya), ce qui donne une légère erreur de moins de 0,5° par rapport au méridien 0° défini par l'UAI. Le cratère Hun Kal est depuis lors en quelque sorte le Greenwich de Mercure puisque c'est cette référence qui est toujours utilisée aujourd'hui. Le choix de Hun Kal s'explique par le fait que le « vrai » méridien origine (0˚ de longitude) était à l'ombre lorsque Mariner 10 photographia la région, cachant toute caractéristique proche de la longitude 0° qui aurait pu servir de référence. Pour définir la latitude, l'axe de rotation de Mercure était supposé normal (perpendiculaire) au plan orbital de la planète, ou de façon équivalente, l'équateur était supposé se trouver dans le plan de l'orbite de Mercure^[6] Modèle:Incise.

Le rapport du WGCCRE paru en 2018Modèle:Sfn indique que le méridien de longitude 20˚ est défini par le cratère Hun Kal et donne comme paramètres :

αModèle:Ind = (281,0103 − 0,0328 T)°

δModèle:Ind = (61,4155 − 0,0049 T)°

W = (329,5988 ± 0,0037 + 6,138 510 8 d + 0,010 672 57 sin M1 − 0,001 123 09 sin M2 − 0,000 110 40 sin M3 − 0,000 025 39 sin M4 − 0,000 005 71 sin M5)°

où

M1 = (174,791 085 7 + 4,092 335 d)°

M2 = (349,582 171 4 + 8,184 670 d)°

M3 = (164,373 257 1 + 12,277 005 d)°

M4 = (339,164 342 9 + 16,369 340 d)°

M5 = (153,955 428 6 + 20,461 675 d)°

où d et T sont les intervalles, respectivement en jours (86400 secondes) et en siècles juliens (36525 jours), depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Le cratère Hun Kal, indiqué par une flèche.
Image montrant les alentours de Hun Kal, lequel est presque invisible, minuscule proche du centre.
Photo de Mercure prise par Mariner 10.
L'autre face de Mercure, non photographiée par Mariner 10, ici prise par MESSENGER.

Vénus

Vénus ayant une rotation très lente sur elle-même (plus lente encore que Mercure), son aplatissement^{[N 1]} est très faible, ce qui permet d'utiliser comme niveau zéro des altitudes le rayon moyen de la planète par rapport à son centre. Le rayon recommandé dans le rapport du WGCCRE paru en 2018 (Archinal Modèle:Et al. 2018) est Modèle:Unité Modèle:Sfn. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Les longitudes sur Vénus sont mesurées en allant vers l'est depuis son méridien origine. À l'origine, ce premier méridien passait par la tâche brillante pour les radars située au centre de la caractéristique ovale Eve, située au sud d'Alpha Regio^[8]. Après que les missions Venera furent achevées, le premier méridien fut redéfini comme passant par le pic central dans le cratère Ariadne^[9]Modèle:,^[10].

Le rapport du WGCCRE paru en 2018Modèle:Sfn indique que le méridien de longitude 0˚ est défini par le cratère Ariadne et donne comme paramètres :

αModèle:Ind = 272,76°

δModèle:Ind = 67,16°

W = (160,20 - 1,481 368 8 d)°

où d est l'intervalle, en jours (86400 secondes), depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Système Terre-Lune

Terre

Latitude et longitude sur la Terre.
Carte du monde montrant la latitude et la longitude, suivant une projection de type Eckert Modèle:VI ; version PDF large (pdf, Modèle:Unité). La latitude est marquée suivant l'axe vertical, mais la longitude n'est pas mesurable directement par une mesure horizontale, car cette distance est réduite aux pôles, pour mieux correspondre aux distances terrestres réelles, sans pouvoir toutefois donner des distances exactes. Une telle déformation des distances (et des formes et angles) est inévitable avec n'importe quelle projection sur une carte plane.

Lune

Tout point sur la Lune peut être spécifié par deux valeurs numériques, analogues de la latitude et la longitude terrestres. La longitude donne la position à l'est ou à l'ouest du premier méridien lunaire qui passe par le point faisant directement face à la Terre. La latitude donne la position au nord ou au sud de l'équateur lunaire. Ces deux coordonnées sont exprimés en degrés.

En pratique, le point de référence est le cratère Mösting A, un petit cratère en forme de bol, situé par Modèle:Coord.

Sur la Lune, on mesure les altitudes des sommets relativement à une distance donnée à son centre. Dans les années 1990, la mission Clementine a publié des valeurs basées sur le chiffre de Modèle:Unité. Cette valeur est aussi celle recommandée par Archinal Modèle:Et al. (2018)Modèle:Sfn. La moyenne quadratique des déviations à cette sphère est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Système martien

Mars

Sur Mars, en l'absence d'océan, l'origine des altitudes a été fixéeModèle:Quand de façon arbitraire comme étant l'altitude ayant une pression atmosphérique moyenne de Modèle:Unité. Cette pression a été choisie Modèle:Refnecelle est proche à la pression du point triple de l'eau (Modèle:Unité et Modèle:Unité) et que le niveau ainsi défini est proche du niveau moyen de la surface martienne (sur Terre, c'est la pression atmosphérique à Modèle:Unité d'altitude). Cependant, la pression peut fortement varier à la surface de Mars et donc cette définition ne permet pas de définir précisément un niveau zéro. En 2001, les données du Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) ont conduit à l'adoption d'une nouvelle convention, avec un niveau zéro défini comme la surface équipotentielle (gravitation + rotation) dont la valeur moyenne à l'équateur est égal au rayon moyen de la planète. Le rapport du WGCCRE paru en 2018 indique par ailleurs que le meilleur ellipsoïde est un ellipsoïde aplati de rayon équatorial Modèle:Unité et de rayon polaire Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité (le mont Olympe) et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Le Modèle:Nobr de Mars a été défini en 1830 par les astronomes allemands Wilhelm Beer et Johann Heinrich von Mädler en se fondant sur une petite formation circulaire proche de l'équateur dont ils se servirent pour déterminer la période de rotation de Mars. Cette formation circulaire fut reprise par la suite en 1877 par l'astronome italien Giovanni Schiaparelli qui en fit le Modèle:Nobr de ses longitudes. L'astronome français Camille Flammarion la baptisa Sinus Meridiani (« Baie du méridien »), d'où provient le toponyme actuel Meridiani Planum désignant cette région. Le cratère Airy fut choisi dans cette région pour matérialiser plus précisément le Modèle:Nobr et, à la suite de la cartographie de la surface de Mars obtenue en 1972 par la sonde Modèle:Nobr avec une résolution moyenne de l'ordre du kilomètre, le centre du petit cratère Airy-0, situé à l'intérieur du cratère Airy et large de Modèle:Unité seulement, a été choisi pour positionner le Modèle:Nobr sur Mars^[11]. Finalement, c'est l'atterrisseur Viking 1 qui sert de référence en ayant une longitude officiellement assignée de 47,951 37 degrés ouestModèle:Sfn.

Le rapport du WGCCRE paru en 2018Modèle:Sfn indique que la longitude de l'atterrisseur Viking 1 est définie comme étant 47,951 37 degrés ouest, ce qui maintient le méridien 0° à travers le cratère Airy-0, et donne comme paramètres :

αModèle:Ind = (317,269 202 − 0,109 275 47 T + 0,000 068 sin(198,991 226 + 19 139,481 998 5 T) + 0,000 238 sin(226,292 679 + 38 280,851 128 1 T) + 0,000 052 sin(249,663 391 + 57 420,725 159 3 T) + 0,000 009 sin(266,183 510 + 76 560,636 795 0 T) + 0,419 057 sin(79,398 797 + 0,504 261 5 T))°
δModèle:Ind = (54,432 516 − 0,058 271 05T + 0,000 051 cos(122,433 576 + 19 139,940 747 6 T) + 0,000 141 cos(43,058 401 + 38 280,875 327 2 T) + 0,000 031 cos(57,663 379 + 57 420,751 720 5 T) + 0,000 005 cos(79,476 401 + 76 560,649 500 4 T) + 1,591 274 cos(166,325 722 + 0,504 261 5 T))°
W = (176,049 863 + 350,891 982 443 297 d + 0,000 145 sin(129,071 773 + 19 140,032 824 4 T) + 0,000 157 sin(36,352 167 + 38 281,047 359 1 T) + 0,000 040 sin(56,668 646 + 57 420,929 536 0 T) + 0,000 001 sin(67,364 003 + 76 560,255 221 5 T) + 0,000 001 sin(104,792 680 + 95 700,438 757 8 T) + 0,584 542 sin(95,391 654 + 0,504 261 5 T))°

où d et T sont les intervalles, respectivement en jours (86400 secondes) et en siècles juliens (36525 jours), depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

En ce qui concerne les latitudes, deux systèmes sont actuellement en vigueur, bien que le second tende à se généraliser — aussi bien au sein de la NASA que de l'ESA — au détriment du premier depuis le début du siècle :

Les latitudes ont initialement été déterminée dans un cadre planétographique consistant à les calculer directement à partir des distances extrapolées sur les clichés obtenus de la surface de la planète par rapport à un maillage de coordonnées projeté sur cette surface. Dans ce système, utilisé par le programme Viking, les longitudes sont exprimées de Modèle:Nobr, c'est-à-dire en croissant vers l'ouest.
Depuis le début du siècle, le système planétographique tend à être remplacé par le système planétocentrique, bien que les deux aient été validés par l'UAI en 2000 ; dans ce système, les latitudes sont calculées à partir de l'angle formé par un point de la surface avec le plan équatorial de Mars, tandis que les longitudes sont exprimées de Modèle:Nobr, c'est-à-dire en croissant vers l'est.

Phobos (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence de Phobos est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Mars, Phobos étant en rotation synchrone avec cette planète.

Phobos a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Déimos (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence de Déimos est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Mars, Déimos étant en rotation synchrone avec cette planète.

Déimos a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Système jovien

Jupiter

Le niveau zéro des altitudes correspond à là où la pression vaut un bar. L'ellipsoïde aplati correspondant a un rayon équatorial de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Métis (Modèle:Satellite)

Métis a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Adrastée (Modèle:Satellite)

Adrastée a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Amalthée (Modèle:Satellite)

Amalthée a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Thébé (Modèle:Satellite)

Thébé a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Io (Modèle:Satellite)

Io a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. Le maximum d'altitude est de Modèle:Unité et le minimum de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Io est en rotation synchrone avec Jupiter. Le méridien de référence de Io est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Jupiter, car on suppose que les caractéristiques de surface de Io ne dureront pas assez longtemps pour servir de référence à long termeModèle:Sfn.

Europe (Modèle:Satellite)

Europe a un rayon moyen de Modèle:Unité. L'ellipsoïde triaxial correspondant le mieux au satellite a un rayon équatorial sous-planétaire de Modèle:Unité, un rayon équatorial le long de l'orbite de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Le méridien de référence d'Europe est défini en fixant à 182° la longitude du cratère Cilix Modèle:Sfn.

Ganymède (Modèle:Satellite)

Ganymède est sphérique, de rayon moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Le méridien de référence de Ganymède est défini en fixant à 128° la longitude du cratère Anat Modèle:Sfn.

Callisto (Modèle:Satellite)

Callisto est sphérique, de rayon moyen de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à cette sphère est de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Le méridien de référence de Callisto est défini en fixant à 326° la longitude du cratère Saga Modèle:Sfn.

Himalia (Modèle:Satellite)

Himalia a un diamètre moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Lysithée (Modèle:Satellite)

Lysithée a un diamètre moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Élara (Modèle:Satellite)

Élara a un diamètre moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Ananké (Modèle:Satellite)

Ananké a un diamètre moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Carmé (Modèle:Satellite)

Carmé a un diamètre moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Pasiphaé (Modèle:Satellite)

Pasiphaé a un diamètre moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Sinopé (Modèle:Satellite)

Sinopé a un diamètre moyen de Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Système saturnien

Saturne

Le niveau zéro des altitudes correspond à là où la pression vaut un bar. L'ellipsoïde aplati correspondant a un rayon équatorial de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Titan (Modèle:Satellite)

Étant donné que la rotation de Titan est synchrone avec sa révolution autour de Saturne, le satellite présente toujours la même face à la planète, à la faible excentricité de son orbite près. Le méridien origine (longitude 0°) de Titan est pour cette raison défini comme étant le méridien passant par la position moyenne du centre de cette face. La longitude va ensuite en croissant vers l'ouest, de 0° à 360° ouest.

Japet (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence de Japet est défini en fixant à 276° la longitude du cratère Almeric Modèle:Sfn.

Phœbé (Modèle:Satellite)

Système uranien

Uranus

Le niveau zéro des altitudes correspond à là où la pression vaut un bar. L'ellipsoïde aplati correspondant a un rayon équatorial de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Cordélia (Modèle:Satellite)

Ophélie (Modèle:Satellite)

Bianca (Modèle:Satellite)

Cressida (Modèle:Satellite)

Desdémone (Modèle:Satellite)

Juliette (Modèle:Satellite)

Portia (Modèle:Satellite)

Rosalinde (Modèle:Satellite)

Bélinda (Modèle:Satellite)

Puck (Modèle:Satellite)

Miranda (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence de Miranda est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Uranus, Miranda étant en rotation synchrone avec cette planète^[12].

Ariel (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence d'Ariel est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Uranus, Ariel étant en rotation synchrone avec cette planète^[13].

Umbriel (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence d'Umbriel est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Uranus, Umbriel étant en rotation synchrone avec cette planète^[14].

Titania (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence de Titania est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Uranus, Titania étant en rotation synchrone avec cette planète^[14].

Obéron (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence d'Obéron est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Uranus, Obéron étant en rotation synchrone avec cette planète^[14].

Système neptunien

Neptune

Le niveau zéro des altitudes correspond à là où la pression vaut un bar. L'ellipsoïde aplati correspondant a un rayon équatorial de Modèle:Unité et un rayon polaire de Modèle:Unité. La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de Modèle:Unité, avec un maximum d'altitude à Modèle:Unité et un minimum à Modèle:Unité Modèle:Sfn.

Naïade (Modèle:Satellite)

Thalassa (Modèle:Satellite)

Despina (Modèle:Satellite)

Galatée (Modèle:Satellite)

Larissa (Modèle:Satellite)

Protée (Modèle:Satellite)

Triton (Modèle:Satellite)

Le méridien de référence d'Triton est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Neptune, Triton étant en rotation synchrone avec cette planète^[15].

Planètes naines et leurs satellites

(1) Cérès

Le système de coordonnées actuel sur Cérès est décrit par C. Raymond, du Jet Propulsion Laboratory, et T. Roatsch, du DLR, dans un document du Modèle:Date Modèle:Sfn.

Le petit cratère Kait, situé à 2,1 degrés de latitude sud et mesurant environ Modèle:Unité de diamètre, définit la longitude zéroModèle:Sfn.

Le système de coordonnées de Cérès défini par Raymond et Roatsch correspond aux équations suivantesModèle:Sfn :

αModèle:Ind = (291,418 ± 0,03)°, δModèle:Ind = (66,764 ± 0,03)°, W = (170,650 + [[[:Modèle:Unité]]] d)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Le système de coordonnées de Cérès défini par Park Modèle:Et al. en 2016 correspond aux équations suivantesModèle:Sfn :

αModèle:Ind = (291,421 ± 0,007)°, δModèle:Ind = (66,758 ± 0,002)°, W = (170,65 + [[[:Modèle:Unité]]] d)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Le précédent système de coordonnées, utilisé dans Archinal et al. (2011), était fixé par rapport à une caractéristique brillante observée dans les données du télescope spatial Hubble (Thomas et al., 2005) et nommée "Feature #1" dans Li et al. (2006). Cette caractéristique, centrée à 1°E, 12°N sur leur carte (Modèle:Nobr de Li et al., 2006), est bien visible dans les filtres F330W et F220W et beaucoup plus petite et "muted" dans le filtre F555W. Un cratère brillant mesurant environ Modèle:Nobr, nommé Haulani, est observé dans la région de Feature #1, entouré par un dépôt d'éjectas généralement plus brillant qui définissent ensemble une région de plus haut albédo. Cependant, l'équipe de Dawn n'a pas pu identifier avec suffisamment de confiance ou de précision la localisation de Haulani par rapport à Feature #1. L'équipe de Dawn a donc choisi un petit cratère situé près de Haulani, à savoir Kait, d'environ Modèle:Nobr de diamètre, pour définir le premier méridien de Cérès. La localisation de ce cratère est à l'intérieur de l'enveloppe de la grande caractéristique identifiée dans les données de Hubble à laquelle le système précédent était fixé. Lorsque les paramètres de rotation seront plus précis, WModèle:Ind sera ajusté de telle sorte que Kait reste à Modèle:Nobr de longitudeModèle:Sfn.

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[16].

Système plutonien

(134340) Pluton

Le méridien de référence de Pluton est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Charon^[17]. En effet, Pluton et Charon étant en rotation synchrone et se montrant l'un à l'autre toujours la même face, le méridien origine ainsi défini est fixe sur la surface de Pluton.

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[18].

Charon ((134340) Pluton I)

Le méridien de référence de Charon est le méridien centré sur l'hémisphère faisant face à Pluton. En effet, Pluton et Charon étant en rotation synchrone et se montrant l'un à l'autre toujours la même face, le méridien origine ainsi défini est fixe sur la surface de Charon.

Ainsi, les méridiens zéro de Pluton et de Charon se font toujours face.

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[19].

Nix ((134340) Pluton II)

Petits corps

(2) Pallas

Dans son rapport de 2009, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde (2) Pallas le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = 33°, δModèle:Ind = -3°, W = (38 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à définir le premier méridien de Pallas par la direction (x positifs) du long axe du modèle de forme de Modèle:Harvsp.

(4) Vesta

La région sombre connue informellement sous le nom de région Olbers a en premier été identifiée et définie comme la localisation du premier méridien par Thomas Modèle:Et al. en 1997. Cette zone est facilement identifiée sur les images de la sonde spatiale [[Dawn (sonde spatiale)|Modèle:Lang]] comme une zone de faible albédo (c'est-à-dire sombre) qui consiste principalement en une dépression topographique dégradée.

Depuis Modèle:Date-, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde (4) Vesta le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = (309,031 ± 0,01)°, δModèle:Ind = (42,235 ± 0,01)°, W = (285,39 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours (86400 secondes), depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à définir le premier méridien de Vesta en attribuant une longitude positive de 146° au cratère Claudia. Cette définition, qui suit les recommandations de l'UAI et du WGCCRE et les pratiques passées, conserve le fait que le premier méridien de Vesta passe à travers la région Olbers. Il est recommandé que ce système soit connu comme le « système de coordonnées de l'UAI pour (4) Vesta », auquel l'année de publication de l'annonce (2013) doit être ajoutée s'il est nécessaire de le distinguer de systèmes antérieurs ou postérieurs recommandés pour Vesta.

Cette définition est confirmée dans le rapport du WGCCRE paru en 2018Modèle:Sfn.

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[20].

Modèle:PM1

Le rapport du WGCCRE paru en 2018Modèle:Sfn indique, comme le précédent, que le méridien 0 degré de Modèle:PM1 a (jusqu'à présent) été défini arbitrairement à partir des informations de la courbe de lumière et donne comme paramètres :

αModèle:Ind = (52 ± 5)°, δModèle:Ind = (12 ± 5)°, W = (94 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours (86 400 secondes), depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[21].

(52) Europe

(243) Ida

Dans son rapport de 2009, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde (243) Ida le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = 168,76°, δModèle:Ind = -2,88°, W = (265,95 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à la définition du premier méridien par le cratère Afon.

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[22].

(243) Ida Modèle:I Dactyle

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[23].

(253) Mathilde

Le système de coordonnées est planétographique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'ouest^[24].

(433) Éros

Dans son rapport de 2009, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde (433) Éros le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = (11,35 ± 0,02)°, δModèle:Ind = (17,22 ± 0,02)°, W = (326,07 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à la définition du premier méridien par un cratère anonyme.

Le système de coordonnées est planétographique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'ouest^[25].

(511) Davida

Dans son rapport de 2009, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde Modèle:PM1 le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = 297°, δModèle:Ind = 5°, W = (268,1 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à définir le premier méridien par la direction du long axe qui pointait vers la Terre le Modèle:Date- à Modèle:Heure (« 7.83 UT » dans l'original) (Modèle:Harvsp). Les valeurs apparaissant dans Modèle:Harvsp ont été remplacées par celles au-dessus, qui apparaissent dans une publication des mêmes auteurs qui était en préparation lors de la publication du rapport de 2009.

(951) Gaspra

Dans son rapport de 2009, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde Modèle:PM1 le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = 9,47°, δModèle:Ind = 26,70°, W = (83,67 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à définir le premier méridien par le cratère Charax.

Le système de coordonnées est planétographique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'ouest^[26].

(2867) Šteins

Dans son rapport de 2009, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde Modèle:PM1 le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = 90°, δModèle:Ind = -62°, W = (93,94 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à définir le premier méridien par une caractéristique pas encore formellement nommée, mais baptisée le cratère Spinel par Modèle:Harvsp.

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[27].

(11351) Leucos

Dans leur article de 2020, Stefano Mattola et ses collaborateur ont déterminé pour l'astéroïde Modèle:PM1 une période de rotation de Modèle:Unité et le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = 248°, δModèle:Ind = +58° (± 3° autour de ce point), W = (60,014 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Ceci correspond à définir le premier méridien par l'axe X de l'astéroïde, défini par les auteurs comme celui qui coïncide avec la projection de l'axe principal de plus petite inertie sur le plan XY, plan lui-même défini comme étant celui qui passe par le centre de masse et est perpendiculaire à l'axe de rotation (axe Z)^[28].

(25143) Itokawa

Dans son rapport de 2009, le groupe de travail de l'Union astronomique internationale sur les coordonnées cartographiques et les éléments de rotation recommande pour l'astéroïde (25143) Itokawa le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = 90,53°, δModèle:Ind = -66,30°, W = (0 + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure.

Seul le taux de rotation étant disponible, le méridien origine est actuellement arbitrairement défini avec WModèle:Ind = 0°. Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[29].

(65803) Didymos

Sur (65803) Didymos, le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[30].

Le premier méridien de Didymos est défini en attribuant une longitude de 1,9° E à Gong Saxum^[31].

(65803) Didymos Modèle:I Dimorphos

Dans son article de décembre 2022, l'équipe de DART utilise pour Dimorphos le système de coordonnées défini par les équations suivantes :

αModèle:Ind = (60,9 ± 7,0)°, δModèle:Ind = (-71,57 ± 2,2)°, W = ((64,9 ± 0,2) + Modèle:Unité + Modèle:Unité)°

où d est l'intervalle, en jours, depuis l'époque standard, c'est-à-dire J2000.0 = JD2451545.0, autrement dit le Modèle:Date à Modèle:Heure^[32].

Ceci correspond à définir le premier méridien par un rocher (depuis nommé Pūniu Saxum) dont les coordonnées sont (239,8 ± 0,2)° E, (2,6 ± 0,1)° S^[32].

Le premier méridien de Dimorphos est défini en attribuant une longitude de 239,9° E à Pūniu Saxum, ce qui fait que la longitude 0° pointe vers Didymos^[33].

Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[34].

Le rayon du corps sphérique équivalent est donné comme valant (0,0755 ± 0,0050) km, tandis que le meilleur ellipsoïde a pour dimensions (0,0885 ± 0,0020) km x (0,0870 ± 0,0040) km x (0,0580 ± 0,0020) km^[32].

(101955) Bénou

Sur Modèle:PM1, le méridien origine est défini par un rocher de 30 mètres de large^[35] nommé Simurgh Saxum^[36]. Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[37].

(162173) Ryugu

Sur Modèle:PM1, le méridien origine est défini par Catafo Saxum^[38]. Le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[39].

(486958) Arrokoth

Sur Modèle:PM1, le système de coordonnées est planétocentrique, avec les longitudes allant de 0 à 360° en allant vers l'est^[40].

9P/Tempel (Tempel 1)

19P/Borelly

67P/Tchourioumov-Guérassimenko

Étant donné la forme de 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, comète constituée d'un gros lobe, d'un plus petit lobe et d'un « cou » reliant ces deux lobes (voir photo dans la galerie), la définition des coordonnées semble beaucoup plus difficile. Néanmoins, à partir d'un modèle réaliste de la forme de la comète réalisé à partir des clichés de la sonde Rosetta, les équipes de cette mission ont pu définir un système de coordonnées sur la comète^[41].

Comme pour tout corps, la latitude est définie par rapport à l'équateur de l'objet^[41], c'est-à-dire le plan médian orthogonal à l'axe de rotation (axe nord-sud) de la comète^[41]. Cet axe de rotation se trouve près de là où le « cou » de la comète rejoint le lobe principal^[41]. Classiquement, le pôle nord et le pôle sud correspondent à l'intersection de cet axe de rotation avec la surface de la comète^[41].

La longitude est pour sa part définie comme suit : l'extrémité du lobe le plus important est à la longitude 0˚ et l'extrémité du lobe secondaire est à 180˚^[41].

Une animation montrant la comète en rotation avec indication des coordonnées est disponible ici^[41].

La comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko photographiée par la caméra NAVCAM de Rosetta. Le lobe principal est visible à gauche, le plus petit lobe est visible à droite, et le cou reliant les deux au centre.
« Tchouri » le Modèle:Date-. Le pôle nord de la comète est situé approximativement au centre à droite, là où le cou de la comète rejoint le lobe principal. Le méridien origine passe par les pôles et la partie extrémale du lobe principal (vers le bas à gauche).

81P/Wild (Wild 2)

103P/Hartley (Hartley 2)