距角

在天文测量学中，太阳系天体的距角，又称为离日度、日距角，就是以地球为参考点时，该天体和太阳之间的角距离。当天体位于黄道面上时，该天体的距角就是它跟太阳之间“地心视黄经”的差。

这张图显示了外侧行星的距角（$\varepsilon$）及日地离角（$\alpha$）。

内侧天体的距角

对于内侧天体（包括内侧行星和地内小行星）而言，距角最小为0°，称为合日，而且有两种情况，地球与与天体位于同侧的情况称为内合或下合，位于异侧的情况称为外合或上合。

内侧天体的距角存在最大值，称为大距（greatest elongation），约略相当于“该行星与地球的连线”相切于“该行星的轨道”的时候。大距是内侧天体的相位最大的时候，这意味着它们能反射到地球上的阳光通量最多，也是最亮、最适合观赏的时候。

大距又可分为两种。行星到达大距时，如果是出现在太阳东侧，称为东大距（greatest eastern elongation），如果出现在太阳西侧，则称为西大距（greatest western elongation）。东大距的行星比较适合在日落时观赏，西大距则适合在日出前观赏。

金星和水星的东大距

水星大距时距角介于18° 和28°，金星大距时的距角则介于45° 和47°。这些数值之所以会变动，一来是因为行星轨道是椭圆形，二来是因为行星轨道具有倾角。值得一提的是，金星大距时的相位接近0.5，形状类似弦月。

大距周期

内侧行星的东大距、西大距各自有周期性，而且东大距、西大距会交替出现。大距周期是会合周期的一种；欲计算会合周期，可以从行星之间的相对角速度着手。

我们采取理想化的假设，地球和某行星的轨道都是圆形，令 $T$ 、$T_{e}$、$T_{p}$分别代表会合周期（例如东大距的周期）、地球公转周期（即回归年）、行星公转周期。又令$\omega$、$\omega _{e}$、$\omega _{p}$分别为行星相对于地球的公转角速度、地球的公转角速度、行星的公转角速度。于是，

$T={2\pi \over \omega }={2\pi \over \omega _{p}-\omega _{e}}={2\pi \over {2\pi \over T_{p}}-{2\pi \over T_{e}}}={T_{e} \over (T_{e}/T_{p})-1}$

以金星为例，$T_{p}=$ 224.70个地球日（一个金星年），$T_{e}=$ 365.25个地球日，因此两次金星东大距（或西大距）的时间间隔是583.93个地球日。

外侧天体的距角

对外侧天体（包括外侧行星和轨道位于地球外侧的矮行星、小行星等）而言，距角最小同样为0°，亦称为合日（但不分外合、内合）。

外侧天体不具有大距，它们的最大距角为180°，称为冲日；此时天体的相位为1.0，反射最多阳光，亮度最亮，而且整夜都会出现在地平线上，此外，冲日也是外侧天体最接近地球的时刻，也因此，冲日是观测外侧天体的最佳时机。

越靠近地球的行星，其视星等就越容易受到距角变化的影响。火星的视星等受到距角变化的影响最大——在火星合接近远日点时，视星等最低，只有+1.8等，但是在罕见的大冲时，视星等高达−2.9等，比最暗时亮了75倍。对更外围的木星而言，最亮和最暗之间的亮度差异只有3.3倍，至于天王星的变化就只剩1.7倍。

当外侧天体的距角等于90°或270°时，也就是“地球－太阳连线”与“地球－行星连线”成直角时，就叫做方照（quadrature）。出现在太阳东侧时，称为东方照（eastern quadrature），出现在太阳西侧时则称为西方照（western quadrature）。

相关条目

• 冲 (天体位置)
• 合 (天体位置)
• 方照
• 日地离角

外部链接

• 水星大距日期计算机 （页面存档备份，存于互联网档案馆）