距角

在天文学中，行星的距角是太阳与行星之间的角距，以地球为参考点。 当这颗行星在其绕太阳轨道上的位置与地球上的观察者相切时，就会出现给定内行星的xxx伸长率。 由于一颗内行星恰好位于地球绕太阳公转的轨道区域内，因此对其伸长率的观测应该不会构成太大的挑战（例如，与深空天体相比）。 当一颗行星处于xxx伸长率时，从地球上看它看起来离太阳最远，所以它的出现也是在那个时候xxx的。

当一颗内行星在日落后可见时，它接近其xxx的东距。 当一颗内行星在日出前可见时，它接近其xxx的西距。 水星的xxx伸长角（向东或向西）在 18° 和 28° 之间，而金星则在 45° 和 47° 之间。 这些值会有所不同，因为行星轨道是椭圆形的而不是完美的圆形。 造成这种不一致的另一个因素是轨道倾角，其中每个行星的轨道平面相对于参考平面略微倾斜，如黄道平面和不变平面。

Heavens-Above 等天文表格和网站预测行星何时何地达到下一个xxx伸长率。

行星的xxx伸长周期性发生，东部xxx伸长之后是xxx西部伸长，反之亦然。 从太阳看，这个周期取决于地球和行星的相对角速度。 完成这个周期所需要的时间就是地球的会合周期。

令 T 为周期（例如两个xxx东部距之间的时间），ω 为相对角速度，ωe 为地球角速度，ωp 为行星角速度。 然后

T = 2 π ω = 2 π ω p − ω e = 2 π 2 π T p − 2 π T e = T e T e T p − 1 {\displaystyle T={2\pi \over \ 欧米茄 }={2\pi \over \omega _{\mathrm {p} }-\omega _{\mathrm {e} }}={2\pi \over {2\ pi \over T_{\mathrm {p} }}-{2\pi \over T_{\mathrm {e} }}}={T_{\mathrm {e} } \over {T_ {\mathrm {e} } \over T_{\mathrm {p} }}-1}}

其中 Te 和 Tp 是地球和行星的年（即绕太阳公转的周期，称为恒星周期）。

例如，金星的一年（恒星周期）是 225 天，而地球的是 365 天。 因此，金星的会合周期是 584 天，它给出了每两个东部xxx距角之间的时间； 这也适用于西方同行。

这些值是近似值，因为（如上所述）行星没有完美的圆形、共面轨道。 当一颗行星离太阳较近时，它的运动速度比离太阳较远时要快，因此要准确确定xxx伸长率的日期和时间，需要对轨道力学进行更复杂的分析。

超行星、矮行星和小行星经历不同的周期。 合相后，这样的天体的伸长率继续增加，直到接近大于 90° 的xxx值（内行星不可能），这被称为冲日，也可以作为与地球的日心合相来检查。 这在原型上非常接近 180°。 正如在冲日行星上的观察者所见，地球似乎与太阳合相。 从技术上讲，对立点可以不同于xxx伸长的时间和点。 冲日定义为任何此类物体的视黄经与太阳（从地球上看）相差 180° 的时刻； 因此，它忽略了物体与地球轨道平面的差异程度。 例如，冥王星，其轨道高度倾斜于行星的基本匹配平面，其xxx伸长率远小于 180°。 太阳的xxx表观伸长率这个六词术语提供了伸长率的更完整定义。

所有的高级行星在它们的冲日时最为显眼，因为它们离地球很近，或者说它们离地球最近，而且整夜都在地平线之上。 行星轨道离地球越近，由伸长变化引起的幅度变化就越大。 火星的星等尤其会随着伸长率而变化：当它在远日点附近合相时它可以低至 +1.8，但在罕见的有利冲日时它高达 -2.9，这意味着比它的最小亮度亮 75 倍。 随着进一步向外移动，与伸长率差异相关的幅度差异逐渐减小。 在对冲时，木星的亮度是地球的 3.3 倍； 而天王星——肉眼可见的最远的太阳系天体——的范围是 1.7 倍。

由于小行星的运行轨道并不比地球大多少，因此它们的星等可能相差很大。