在天文學中，行星的距角是太陽與行星之間的角距，以地球為參考點。 當這顆行星在其繞太陽軌道上的位置與地球上的觀察者相切時，就會出現給定內行星的xxx伸長率。 由于一顆內行星恰好位于地球繞太陽公轉的軌道區域內，因此對其伸長率的觀測應該不會構成太大的挑戰（例如，與深空天體相比）。 當一顆行星處于xxx伸長率時，從地球上看它看起來離太陽最遠，所以它的出現也是在那個時候xxx的。

當一顆內行星在日落后可見時，它接近其xxx的東距。 當一顆內行星在日出前可見時，它接近其xxx的西距。 水星的xxx伸長角（向東或向西）在 18° 和 28° 之間，而金星則在 45° 和 47° 之間。 這些值會有所不同，因為行星軌道是橢圓形的而不是完美的圓形。 造成這種不一致的另一個因素是軌道傾角，其中每個行星的軌道平面相對于參考平面略微傾斜，如黃道平面和不變平面。

Heavens-Above 等天文表格和網站預測行星何時何地達到下一個xxx伸長率。

行星的xxx伸長周期性發生，東部xxx伸長之后是xxx西部伸長，反之亦然。 從太陽看，這個周期取決于地球和行星的相對角速度。 完成這個周期所需要的時間就是地球的會合周期。

令 T 為周期（例如兩個xxx東部距之間的時間），ω 為相對角速度，ωe 為地球角速度，ωp 為行星角速度。 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 \ 歐米茄 }={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（即繞太陽公轉的周期，稱為恒星周期）。

例如，金星的一年（恒星周期）是 225 天，而地球的是 365 天。 因此，金星的會合周期是 584 天，它給出了每兩個東部xxx距角之間的時間； 這也適用于西方同行。

這些值是近似值，因為（如上所述）行星沒有完美的圓形、共面軌道。 當一顆行星離太陽較近時，它的運動速度比離太陽較遠時要快，因此要準確確定xxx伸長率的日期和時間，需要對軌道力學進行更復雜的分析。

超行星、矮行星和小行星經歷不同的周期。 合相后，這樣的天體的伸長率繼續增加，直到接近大于 90° 的xxx值（內行星不可能），這被稱為沖日，也可以作為與地球的日心合相來檢查。 這在原型上非常接近 180°。 正如在沖日行星上的觀察者所見，地球似乎與太陽合相。 從技術上講，對立點可以不同于xxx伸長的時間和點。 沖日定義為任何此類物體的視黃經與太陽（從地球上看）相差 180° 的時刻； 因此，它忽略了物體與地球軌道平面的差異程度。 例如，冥王星，其軌道高度傾斜于行星的基本匹配平面，其xxx伸長率遠小于 180°。 太陽的xxx表觀伸長率這個六詞術語提供了伸長率的更完整定義。

所有的高級行星在它們的沖日時最為顯眼，因為它們離地球很近，或者說它們離地球最近，而且整夜都在地平線之上。 行星軌道離地球越近，由伸長變化引起的幅度變化就越大。 火星的星等尤其會隨著伸長率而變化：當它在遠日點附近合相時它可以低至 +1.8，但在罕見的有利沖日時它高達 -2.9，這意味著比它的最小亮度亮 75 倍。 隨著進一步向外移動，與伸長率差異相關的幅度差異逐漸減小。 在對沖時，木星的亮度是地球的 3.3 倍； 而天王星——肉眼可見的最遠的太陽系天體——的范圍是 1.7 倍。

由于小行星的運行軌道并不比地球大多少，因此它們的星等可能相差很大。