视星等m和绝对星等M换算的关系式：M=m+5-5lgR
R：距离（以秒差距为单位）
某星最亮时间（北京时间）＝（某星赤经时间＋某地观测点与北京的时差＋12时）－当天的太阳赤经时间。
z=90度-h
Z是天顶距，H是天体的地平高度
p=90度-赤纬
P是天体的极距，这是赤道坐标系中的一个常用公式
s=t+a
STA分别表示恒星时,，天体时角和赤经。这是一个极为重要的公式，是我们天文测时的一个关键式
北天极地平高度=当地纬度
在天文和地理测量中这是测量某 地纬度的一个公式
天体出没中天的公式:
cost=-tanφtanδ
cosA=sinδ/cosφ
这是天体上升时时角t当地纬度φ和天体赤纬δ的关系,至于天体上升的时角T和方位角A"由下式求得:
T=-t
A"=360度-A
以地方恒星时S和S'分别表示上升和下落的地方恒星时时刻由
s=t+a得 S=t+a S"=T+a
天体中天的相关公式:
天体上中天时: A=180度
t=0时
z=φ-δ 或 z =δ-φ
天体下中天时: A"=0度
T=12时
z"=180度-φ-δ
天体上中天的高度公式还有另一种表达式:
在天顶之南上中天: h=90-φ+δ
在天顶之北上中天: h=90+φ-δ
开普勒第二定律：vrsinθ=常数(r:从太阳中心引向行星的矢径长度；θ:行星速度与矢径之间的夹角)行星与太阳的连线（矢径）在相等的时间内扫过相等的面积。
开普勒第三定律：T²/a³=4π²/GM(M:太阳质量；G:引力恒量) 行星公转周期的平方与轨道长半轴的立方成正比。
匿名回答于2020-11-22 08:04:27
牛顿第一定律（惯性定律）：任何物体都保持静止或匀速直线运动的状态，直到其他物体所作用的力迫使它改变这种状态为止。
牛顿第二定律：物体受到外力作用时，物体所获得的加速度的大小与合外力的大小成正比；加速度的方向与合外力的方向相同。
F=ma 牛顿第三定律：两物体之间的作用力和反作用力在一直线上，大小相等，方向相反。它们同时产生，同时消失。
2、开普勒三定律
第一定律：行星沿椭圆轨道绕日运动，太阳在椭圆轨道的一个焦点上。
第二定律：行星与太阳的连线（矢径）在相等的时间内扫过相等的面积。即vrsinθ=常数(r:从太阳中心引向行星的矢径长度；θ:行星速度与矢径之间的夹角)
第三定律：行星公转周期的平方与轨道长半轴的立方成正比。即T2/a3=4π2/GM(M:太阳质量；G:引力恒量)
3、万有引力定律
任何两质点间都存在着相互吸引力，其大小与两质点的质量乘积成正比，与两质点间的距离平方成反比，力的方向沿着两质点的连线，表示式为F=GMm/R2(G:引力恒量，大小为6.67×10-11牛·米2/千克2)
匿名回答于2022-02-20 06:03:11
