距角

距角是一個天文名詞，表示從地球上觀察時，行星和太陽之間分離的角度。 在天體週日視運動現象中，當天體有出沒時，如果Dec與φ同名且Dec＞φ時,天體運行到其垂直圈與天體赤緯圈相切的切點時,該天體的方位角達到最大值,這時天體的位置稱為距角.

當一顆內側行星在日落後能看見時，它通常是接近東大距，而在日出之前能看見時，則是接近西大距的時候。大距（東大距或西大距）的數值，對水星是在18° 和28°之間；對金星則是在45° 和47°之間。這個數值的變化是因為行星的軌道是橢圓形，而不是完美的圓形的緣故。

在2008年，金星沒有大距 － 無論是東大距還是西大距，金星上次是在2007年10月26日西大距，要到2009年1月17日才會抵達東大距的位置。

在2008年，水星在1月22日、5月14日和9月11日東大距（然後是2009年1月4日）；西大距則在3月3日、7月2日和10月22日。

行星的最大距角會週期性的出現，在西大距之後跟隨的是東大距，反之亦然。週期依據從太陽觀察的地球和行星相對的角速度來決定。這個完整的週期在天文學上稱為行星的會合週期。

令T代表週期（例如，兩次東大距之間的時間間隔）， ω 是相對的角速度，ωe是地球的角速度， ωp是行星的角速度。

此處， Te和Tp分別是地球和行星的公轉週期（繞太陽公轉一週的時間，稱為恆星週期。）。

例如，金星的一年（恆星週期）是225天，地球是365天，因此金星與地球的會合週期 － 兩次東大距（或西大距）的時間間隔 － 是586天。

外側行星、矮行星和小行星，都各自有不同的週期，但是都沒有大距，因為從地球觀察它們的運動是與太陽無關的。這意味着在合之後，它們與太陽的距角可以達到180°，也就是到達衝的位置，也就是對應於以太陽為中心的狀態是合。

距角(2張)

所有的外側行星在衝的時候都是最容易觀測的，不僅是最接近地球，而且整夜都在地平線上可以見到。越靠近地球的行星，視星等受到距角變化的影響越大，越遠就越小。火星的視星等受到距角變化的影響最大：在遠日點的合時，視星等會低至+1.8等可以，但是在罕見的大沖時可以量達-2.9等，或是比最暗時亮了75倍。再往外移動一顆行星，距角造成的光度變化就沒有那麼明顯了。對木星來説，最亮和最暗的差異只有3.3倍。至於天王星 － 太陽系內肉眼可見距離最遠的天體 － 的變化就只有1.7倍了。

因為小行星是相對的小天體，因此它們的光度變化與矩角的關係就較大。雖然有一打以上在主帶的小行星可以用10X50的雙筒望遠鏡在衝的平均位置上被看見，但只有穀神星（矮行星）和智神星即使在矩角很小時仍能維持+9.5等以上的亮度，能經常使用雙筒望遠鏡看見。