В астрономии элонгация планеты — это угловое расстояние между Солнцем и планетой, при этом Земля выступает в качестве точки отсчета. [1] Наибольшая элонгация данной нижней планеты происходит, когда положение этой планеты на ее орбитальном пути вокруг Солнца является касательным к наблюдателю на Земле. Поскольку нижняя планета находится в пределах области орбиты Земли вокруг Солнца, наблюдение ее элонгации не должно представлять особой проблемы (по сравнению, например, с объектами дальнего космоса ). Когда планета находится в своей наибольшей элонгации, она кажется наиболее удаленной от Солнца, если смотреть с Земли, поэтому ее видимость также наилучшая в этой точке.
Когда нижняя планета видна после заката , она находится вблизи своей наибольшей восточной элонгации . Когда нижняя планета видна перед восходом , она находится вблизи своей наибольшей западной элонгации . Угол максимальной элонгации (восточной или западной) для Меркурия составляет от 18° до 28°, в то время как для Венеры — от 45° до 47°. Эти значения различаются, поскольку планетарные орбиты являются эллиптическими, а не идеально круговыми . Другим фактором, способствующим этой непоследовательности , является наклон орбиты , при котором плоскость орбиты каждой планеты слегка наклонена относительно плоскости отсчета , такой как эклиптика и неизменные плоскости .
Астрономические таблицы и веб-сайты, такие как Heavens-Above , прогнозируют, когда и где планеты достигнут своей следующей максимальной элонгации.
Наибольшие элонгации планеты происходят периодически, с наибольшей восточной элонгацией, за которой следует наибольшая западная элонгация, и наоборот . Период зависит от относительной угловой скорости Земли и планеты, как видно со стороны Солнца. Время, необходимое для завершения этого периода, называется синодическим периодом планеты.
Пусть T — период (например, время между двумя наибольшими восточными элонгациями), ω — относительная угловая скорость, ω e — угловая скорость Земли и ω p — угловая скорость планеты. Тогда
где T e и T p — земные и планетные годы (т.е. периоды обращения вокруг Солнца, называемые сидерическими периодами ).
Например, год Венеры ( сидерический период ) составляет 225 дней, а Земли — 365 дней. Таким образом, синодический период Венеры , который дает время между каждыми двумя восточными наибольшими элонгациями, составляет 584 дня; это также применимо к западным аналогам.
Эти значения приблизительны, поскольку (как упоминалось выше) планеты не имеют идеально круговых, копланарных орбит. Когда планета находится ближе к Солнцу, она движется быстрее, чем когда она дальше, поэтому точное определение даты и времени наибольшего удлинения требует гораздо более сложного анализа орбитальной механики.
Высшие планеты , карликовые планеты и астероиды проходят другой цикл. После соединения удлинение такого объекта продолжает увеличиваться, пока не достигнет максимального значения, превышающего 90° (невозможного с низшими планетами), что известно как противостояние и может также рассматриваться как гелиоцентрическое соединение с Землей. Это архетипически очень близко к 180°. Как видит наблюдатель на высшей планете в противостоянии, Земля появляется в соединении с Солнцем. Технически, точка противостояния может отличаться от времени и точки максимального удлинения. Противостояние определяется как момент, когда видимая эклиптическая долгота любого такого объекта по сравнению с Солнцем (видимым с Земли) отличается на (составляет) 180°; таким образом, оно игнорирует, насколько объект отличается от плоскости орбиты Земли. Например, Плутон , орбита которого сильно наклонена к по существу совпадающей плоскости планет, имеет максимальное удлинение намного меньше 180° в противостоянии. Термин из шести слов «максимальное видимое удлинение от Солнца» дает более полное определение удлинения .
Все высшие планеты наиболее заметны в своих противостояниях, потому что они находятся близко или ближе всего к Земле, а также находятся над горизонтом всю ночь. Изменение величины, вызванное изменениями в удлинении, тем больше, чем ближе орбита планеты к земной. Величина Марса , в частности, меняется с удлинением: она может быть всего +1,8, когда находится в соединении около афелия, но в редком благоприятном противостоянии она достигает -2,9, что означает семьдесят пять раз ярче его минимальной яркости. По мере удаления разница в величине, которая коррелирует с разницей в удлинении, постепенно уменьшается. В противостоянии яркость Юпитера с Земли колеблется в 3,3 раза; тогда как яркость Урана — самого далекого тела Солнечной системы, видимого невооруженным глазом , — колеблется в 1,7 раза.
Поскольку астероиды движутся по орбите, не намного большей, чем земная, их величина может сильно различаться в зависимости от вытянутости. Более дюжины объектов в поясе астероидов можно увидеть в бинокль 10×50 при средней оппозиции, но из них только Церера и Веста всегда выше бинокулярного предела +9,5, когда объекты находятся в своих худших точках в своей орбитальной оппозиции (наименьшие вытянутости).
Квадратура возникает, когда положение тела (Луны или планеты) таково, что его удлинение составляет 90° или 270°; то есть угол между телом, Землей и Солнцем составляет 90° .
Иногда элонгация может вместо этого относиться к угловому расстоянию луны другой планеты от ее центральной планеты, например, угловое расстояние Ио от Юпитера . Здесь мы также можем говорить о наибольшей восточной элонгации и наибольшей западной элонгации . В случае лун Урана исследования часто имеют дело с наибольшей северной элонгацией и наибольшей южной элонгацией вместо этого из-за очень большого наклона оси вращения Урана.
