距角周期行星的最大距角会周期性的出现，在西大距之后跟随的是东大距，反之亦然。周期依据从太阳观察的地球和行星相对的角速度来决定。这个完整的周期在天文学上称为行星的会合周期。令T代表周期（例如，两次东大距之间的时间间隔），ωω-->{\displaystyle\omega}是相对的角速度，ωω-->e{\displaystyle\omega_{e}}是地球的角速度，ωω-->p{\displaystyle\omega_{p}}是行星的角速度。因此：此处，Te和Tp分别是地球和行星的公转周期（绕太阳公转一周的时间，称为恒星周期。）。例如，金星的一年（恒星周期）是225天，地球是365天，因此金星与地球的会合周期－两次东大距（或西大距）的时间间隔－是584天。外侧天体的距角外侧行星、矮行星和小行星，都各自有不同的周期，但是都没有大距，因为从地球观察它们的运动是与太阳无关的。这意味着在合之后，它们与...

薄透镜的近似值在空气中的薄透镜，焦距是由透镜的中心至主焦点的距离。对一个汇聚透镜（例如一个凸透镜），焦距是正值，而一束平行光将会聚集在一个点上。对一个发散透镜（例如一个凹透镜），焦距是负值，而一束平行光在通过透镜之后将会扩散开。一般的光学系统对厚透镜（厚度不能忽略的透镜），或是有好几片透镜或面镜的系统（像是照相机镜头或望远镜），焦距通常会以有效焦距（EFL，effectivefocallength）来表示，以与一般常用的参数有所区别：前焦距（FFD）或前焦长（FFL）是系统前方的焦点至第一个光学表面顶点的距离。后焦距（BFD）或后焦长（BFL）是系统最后一个光学表面顶点至后方焦点的距离。在空气中的一个光学系统，有效焦距是由前面和后面的主平面至对应的焦点的距离。如果周围的环境不是空气，则距离要乘上该物质的折射系数。有些作者称这个距离为前（后）焦距，以与上面定义的前（后）焦点距离有所区别。通常...

两点间的距离公式欧几里得距离在解析几何里，xy-平面上两点的距离可使用距离公式求得。(x1,y1)与(x2,y2)间之距离为：同样地，给定三维空间里的两个点(x1,y1,z1)与(x2,y2,z2)，其间之距离为：这些公式可以很容易地透过建构直角三角形，并利用勾股定理来导出。在平面上，可取得平行于座标轴的两股长求出斜边长；在三维空间里，可由垂直于平面的一股与将第一个直角三角形的斜边作为另一股来求解。在研究复杂的几何时，此类距离称之为欧几里得距离，因为此类距离用到的勾股定理，于非欧几何内并不成立。此一距离公式亦可延伸用来取得弧长公式。其他范数在欧氏空间R里，两点间的距离通常由欧几里得距离(2-范数距离)所给出。不过，有时也会使用由其他范数导出之距离。对于点(x1,x2,...,xn)与点(y1,y2,...,yn)，p阶明可夫斯基距离（p-范数距离）定义为：p不一定要是整数，但不可以小于1，...

标准轨历史标准轨由最先使用铁路的英国提出。设计及建造史托顿－达灵顿铁路的英国工程师乔治·史提芬逊提出4呎8½吋的轨距，并成功说服火车制造商生产4呎8½吋（即1435毫米）轨距的机车及车辆。由于史提芬逊成功设计的铁路是众人模仿的对像，亦使这轨距变得流行。1845年英国皇家专员建议用4呎8½吋作为标准轨距。1846年英国国会通过法案，要求将来所有的铁路都使用标准轨。除了英国的大西部铁路（GreatWesternRailway）是使用宽轨之外，英国的主要铁路都是标准轨。大西部铁路亦于1892年改成标准轨。有关4呎8½吋的轨距的来源，有人认为是古罗马的战车轮距。但亦有人指出可能是因为早期铁路的轨道外侧距离为5英尺，而铁轨顶宽为1¾英寸，故内侧轨距为4呎8½吋。

公路车辆汽车的轴距是指前轮轴心和后轮轴心之间的水平距离。车辆在平衡时的净转力矩为零，由此轴距和各个车轮承受重量的关系可以用以下公式来表述：Wf{\displaystyleW_{f}}是前轮所受重量，Wr{\displaystyleW_{r}}是后轮所受重量，L{\displaystyleL}是轴距，dr{\displaystyled_{r}}是重心(CG)到后轮的距离，df{\displaystyled_{f}}是重心到前轮的距离，m{\displaystylem}是车辆的质量，g{\displaystyleg}是重力加速度。