В астрономии удлинение планеты — это угловое расстояние между Солнцем и планетой, при этом Земля является точкой отсчета. [1] Наибольшее удлинение данной низшей планеты происходит, когда положение этой планеты на ее орбитальном пути вокруг Солнца находится по касательной к наблюдателю на Земле. Поскольку нижняя планета находится в пределах орбиты Земли вокруг Солнца, наблюдение ее удлинения не должно представлять такой большой проблемы (по сравнению , например, с объектами дальнего космоса ). Когда планета находится в наибольшем удлинении, она кажется наиболее удаленной от Солнца, если смотреть с Земли, поэтому ее вид также лучше всего в этой точке.
Когда нижняя планета видна после захода солнца , она находится вблизи своего наибольшего восточного удлинения . Когда нижняя планета видна перед восходом Солнца , она находится вблизи своего наибольшего западного удлинения . Угол максимальной элонгации (восточный или западный) Меркурия составляет от 18° до 28°, а Венеры - от 45° до 47°. Эти значения различаются, поскольку орбиты планет эллиптические , а не идеально круговые . Другим фактором, способствующим этому несоответствию , является наклонение орбиты , при котором плоскость орбиты каждой планеты слегка наклонена относительно базовой плоскости , как плоскости эклиптики и неизменяемые плоскости .
Астрономические таблицы и веб-сайты, такие как Heavens-Above , прогнозируют, когда и где планеты достигнут своего следующего максимального удлинения.
Наибольшие удлинения планеты происходят периодически: за наибольшей восточной элонгацией следует наибольшая западная элонгация, и наоборот . Период зависит от относительной угловой скорости Земли и планеты, если смотреть с Солнца. Время, необходимое для завершения этого периода, является синодическим периодом планеты.
Пусть T будет периодом (например, временем между двумя наибольшими восточными удлинениями), ω будет относительной угловой скоростью , ω e угловой скоростью Земли и ω p угловой скоростью планеты . Затем
где Т e и T p — годы Земли и планеты (т. е. периоды обращения вокруг Солнца, называемые сидерическими периодами ).
Например, год Венеры ( сидерический период ) составляет 225 дней, а земной — 365 дней. Таким образом, синодический период Венеры , который дает время между двумя максимальными восточными элонгациями, составляет 584 дня; это касается и западных аналогов.
Эти значения являются приблизительными, поскольку (как упоминалось выше) планеты не имеют идеально круговых компланарных орбит. Когда планета находится ближе к Солнцу, она движется быстрее, чем когда она находится 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 ° (невозможно для нижних планет), что известно как противостояние и также может рассматриваться как гелиоцентрическое соединение с Землей. Архетипически это очень близко к 180°. Как видит наблюдатель на верхней планете в противостоянии, Земля кажется в соединении с Солнцем. Технически точка противостояния может отличаться от времени и точки максимального удлинения. Оппозиция определяется как момент, когда видимая эклиптическая долгота любого такого объекта по отношению к Солнцу (видимая с Земли) отличается (составляет) 180 °; таким образом, он игнорирует, насколько объект отличается от плоскости земной орбиты. Например, Плутон , орбита которого сильно наклонена к практически 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 оппозициях, потому что они находятся близко или ближе всего к Земле, а также находятся над горизонтом всю ночь. Изменение величины , вызванное изменениями удлинения, тем больше, чем ближе орбита планеты к орбите Земли. Величина Марса , в частности, меняется с удлинением: она может достигать +1,8 в соединении вблизи афелия, но при редком благоприятном противостоянии она достигает -2,9, что в семьдесят пять раз ярче, чем его минимальная яркость. По мере продвижения дальше разница в величине, которая коррелирует с разницей в удлинении, постепенно уменьшается. В противостоянии яркость Юпитера с Землей увеличивается в 3,3 раза; тогда как у Урана – самого удаленного тела Солнечной системы, видимого невооруженным глазом – оно варьируется в 1,7 раза.
Поскольку астероиды движутся по орбите, ненамного большей земной, их величина может сильно варьироваться в зависимости от удлинения. Более дюжины объектов в поясе астероидов можно увидеть в бинокль 10×50 при среднем противостоянии, но из них только Церера и Веста всегда находятся выше бинокулярного предела +9,5, когда объекты находятся в худших точках своего орбитального противостояния ( наименьшее удлинение).
Квадратура возникает , когда положение тела (Луны или планеты) таково, что его удлинение составляет 90° или 270°; т.е. угол тело-Земля-Солнце составляет 90°.
Иногда удлинение может вместо этого относиться к угловому расстоянию луны другой планеты от ее центральной планеты, например, угловому расстоянию Ио от Юпитера . Здесь также можно говорить о наибольшем восточном удлинении и наибольшем западном удлинении . В случае со спутниками Урана исследования часто касаются наибольшего северного удлинения и наибольшего южного удлинения из-за очень большого наклона оси вращения Урана.
