1.开普勒第三定律：T2/R3=K(=4π2/GM){R:轨道半径，T:周期，K:常量(与行星质量无关，取决于中心天体的质量)｝
2.万有引力定律：F=Gm1m2/r2 (G=6.67×10-11Nm2/kg2，方向在它们的连线上)
3.天体上的重力和重力加速度：GMm/R2=mg;g=GM/R2 {R:天体半径(m)，M：天体质量(kg)｝
4.卫星绕行速度、角速度、周期：V=(GM/r)1/2;ω=(GM/r3)1/2;T=2π(r3/GM)1/2{M：中心天体质量｝
5.第一(二、三)宇宙速度V1=(g地r地)1/2=(GM/r地)1/2=7.9km/s;V2=11.2km/s;V3=16.7km/s
6.地球同步卫星GMm/(r地+h)2=m4π2(r地+h)/T2{h≈36000km，h:距地球表面的高度，r地:地球的半径｝
强调:(1)天体运动所需的向心力由万有引力提供,F向=F万; (2)应用万有引力定律可估算天体的质量密度等;
(3)地球同步卫星只能运行于赤道上空，运行周期和地球自转周期相同;
(4)卫星轨道半径变小时,势能变小、动能变大、速度变大、周期变小;(5)地球卫星的最大环绕速度和最小发射速度均为7.9km/s。
匿名回答于2023-10-06 15:19:52
匿名回答于2023-10-03 18:44:23
匿名回答于2023-10-03 18:45:15
匿名回答于2023-10-03 18:46:06
1. 行星运动公式：F=G(m1m2)/r^2，其中F表示行星和太阳之间的引力，G为万有引力常数，m1和m2分别表示行星和太阳的质量，r表示行星和太阳之间的距离。
2. 光度定律：L=4πR^2σT^4，其中L表示恒星的光度，R表示恒星的半径，σ为斯蒂芬-玻尔兹曼常数，T表示恒星的表面温度。
3. 哈勃定律：v=Hd，其中v表示星系相对于地球的速度，d表示星系与地球之间的距离，H为哈勃常数。
4. 红移公式：Δλ/λ=z，其中Δλ表示光谱线的移动量，λ表示原始光谱线的波长，z为红移值。
5. 热力学公式：P=nkT，其中P表示气体的压强，n表示气体的粒子数，k为玻尔兹曼常数，T表示气体的温度。
这些公式都是用来计算天体物理学中的各种物理量的。通过这些公式，我们可以对天体进行观测、研究和解释。
匿名回答于2023-10-03 18:45:08
匿名回答于2023-10-03 18:45:46
1. 光行时公式：
假设光速为c，物体距离地球为D，则光从物体发出到到达地球所需的时间为：
t = D/c
2. 球面上两点间距离公式：
r为半径，α1和α2为两点的赤经，δ1和δ2为两点的赤纬，则两点间的角间距离为：
d = r * arccos(sinδ1sinδ2 + cosδ1cosδ2cos(α1-α2))
3. 行星质量公式：
根据牛顿力学，可以通过一个行星的轨道半长轴a、轨道周期T和太阳质量M_☉计算出行星的质量M：
M = a^3 / (T^2G(M_☉ + M))
4. 黑体辐射公式：
根据普朗克定律，黑体的辐射强度I和波长λ和温度T有关：
I = (2πhc^2/λ^5) * 1/(e^(hc/λkT)-1)
其中，h为普朗克常数，c为光速，k为玻尔兹曼常数。
5. 恒星光度公式：
恒星的光度L可以根据它的半径R和表面温度T计算得出：
L = 4πR^2σT^4
其中，σ为斯特藩-玻尔兹曼常量。
6. 红移公式：
如果一个物体离我们远去，它的光波长会发生红移。假设它原来的波长为λ0，到达我们这里时的波长为λ，则它们之间的关系可以用下面的公式表示：
v/c = λ/λ0 - 1
其中，v是物体远离我们的速度，c是光速。
匿名回答于2023-10-03 18:46:07
匿名回答于2023-10-03 18:46:09
