重要天文公式整理0803
天文学常用简单公式
天文学常用简单公式天文学是研究天体及其运动、结构、物理性质和演化的科学领域。
在天文学的研究中，科学家们经常使用一些基本公式来描述和计算天体现象。
下面是天文学中常用的一些简单公式：1.行星的轨道速度公式：V=√(GM/r)其中，V表示行星的轨道速度，G为引力常数（约等于6.67×10^-11 N·m²/kg²），M为太阳的质量，r为行星与太阳之间的距离。
2.行星的轨道周期公式：T=2π√(r³/GM)其中，T表示行星的轨道周期，r为行星与太阳之间的距离。
3.光的速度公式：c=λν其中，c为光的速度（大约为3×10^8m/s），λ为光的波长，ν为光的频率。
4.距离的测量公式：d=v×t其中，d为天体的距离，v为光的速度，t为从天体发出的光线到达地球所需要的时间。
5.角直径公式：其中，δ为天体的角直径（以弧秒表示），d为天体的真实直径（以千米表示），D为天体与观测者之间的距离（以光年表示）。
6.红移公式：z=(λ-λ₀)/λ₀其中，z为红移值，λ为天体发出的光的波长，λ₀为观测者测量到的天体光的波长。
7.真实亮度公式：L=4πd²F其中，L为天体的真实亮度，d为天体与观测者之间的距离，F为观测者测量到的天体亮度。
8.绝对星等和视星等关系公式：m₁ - m₂ = 2.5log(F₁ / F₂)其中，m₁和m₂分别为两颗天体的视星等，F₁和F₂分别为两颗天体的亮度。
这些公式代表了天文学研究中常用的一些基本关系，通过这些公式可以计算出天体的运动、距离、亮度等重要参数。
当然，在实际的天文观测和研究中，还会有更多更复杂的公式和模型被使用，这里只列举了一部分常用的简单公式。
天体物理经典公式总结归纳
天体物理经典公式总结归纳天体物理是研究宇宙中天体的性质、演化和相互作用的学科，它所涉及的问题多种多样且复杂。
在天体物理学的发展过程中，科学家们总结出了一些经典公式，这些公式揭示了宇宙中的基本物理规律和天体之间的相互关系，为研究、理解和解释天体现象提供了重要工具。
本文将对一些常见的天体物理公式进行总结归纳。
1. 开普勒第三定律开普勒第三定律描述了行星绕太阳公转的规律，其数学表达式为：T^2 = k * r^3，其中T代表行星公转周期，r代表行星到太阳的平均距离，k是与太阳和行星的质量有关的常数。
这一定律揭示了行星运动周期与其轨道半长轴的立方成正比的关系，为行星运动的研究提供了基本参考。
2. 光谱位移公式光谱位移公式描述了光源在接近或远离观测者时，其光谱发生的位移现象。
对于远离观测者的光源而言，其光谱将发生红移；而接近观测者的光源则产生蓝移。
这一公式的数学表达式为：z = (λ_obs - λ_rest) / λ_rest，其中z是光谱位移，λ_obs代表观测到的光谱波长，λ_rest代表光源的本来波长。
光谱位移公式是测量天体运动速度、判断宇宙膨胀和探索宇宙时空结构的重要工具。
3. 斯蒂芬-玻尔兹曼定律斯蒂芬-玻尔兹曼定律描述了黑体辐射的功率和温度之间的关系。
它通过以下公式进行表达：P = σ * A * T^4，其中P代表黑体辐射的功率，σ是斯蒂芬-玻尔兹曼常数，A代表黑体的表面积，T表示黑体的温度。
斯蒂芬-玻尔兹曼定律提供了研究天体能量平衡、辐射特性和表面温度的依据。
4. 普朗克辐射公式普朗克辐射公式描述了黑体辐射谱线的形状和强度。
该公式的数学表达式为：B(λ, T) = (2h*c^2 / λ^5) * (1 / (e^(hc/λkT) - 1))，其中B(λ, T)代表黑体辐射强度，h是普朗克常数，c是光速，λ代表波长，k是玻尔兹曼常数，T表示黑体的温度。
普朗克辐射公式为研究天体的辐射特性和能量分布提供了基本工具。
天文学常用简单公式
天文学常用简单公式编辑人：丛雨1.视运动和天球坐标系(1)地平高度h 与天顶距z 的关系90z h=︒-(2)天体上中天时的地平高度90h δϕ=︒--天体下中天时的地平高度90h δϕ=+-︒其中δ是天体的赤纬，φ是地理纬度，北纬取正南纬取负。
(3)恒星时S 与时角t 的关系（对于任意一个赤经为α，时角为t 的天体）S tα=+春分点赤经为0h ，所以春分点的时角即为当前的恒星时。
(4)球面三角基本公式（大写字母为角，小写字母为边）sin sin sin sin sin sin a b c A B C==cos cos cos sin sin cos cos cos cos sin sin cos a b c b c AA B C B C a=+=-+(5)球冠的表面积（h 为球冠高度，R 为球的半径，r 为球冠的底面半径）222()S Rhr h ππ==+2.望远镜(1)角放大倍率：物镜焦距÷目镜焦距(2)极限星等（望远镜口径为D ，肉眼极限星等取6等，瞳孔直径d 一般取6或7mm ）65lg Dm d=+(3)角分辨率（θ以弧度为单位，λ为观测波长）1.22Dλθ=对于光学望远镜（取λ=550nm ，θ以角秒″为单位，D 以毫米mm 为单位）上式简化为140Dθ=(4)薄透镜成像公式（焦距f ，凸透镜焦距为正、凹透镜焦距为负；物距u ；像距d ，实像取正号、虚像取负号）111f u d=+(5)底片比例尺（焦距为F 的望远镜或相机，实际角直径α与像平面上的长度l 的比值）206265(/)mm l Fα="3.角直径(1)球形天体的角直径（天体的距离d 普遍远大于其半径R ）2Rd θ=准确的式子为2arcsin R dθ=。
需注意角度与弧度的换算。
同理，一段距离或长度l 在距离d （d l ）处张角的弧度大小l d θ=。
根据秒差距的定义，1AU 在1pc 外的张角大小为1角秒，由于1rad =206265ʺ，则1pc =206265AU 。
高中天体物理公式总结-精选范文
高中天体物理公式总结高中天体物理公式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/s6.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。
高中物理易错知识点1.受力分析，往往漏“力”百出对物体受力分析，是物理学中最重要、最基本的知识，分析方法有“整体法”与“隔离法”两种。
对物体的受力分析可以说贯穿着整个高中物理始终，如力学中的重力、弹力(推、拉、提、压)与摩擦力(静摩擦力与滑动摩擦力)，电场中的电场力(库仑力)、磁场中的洛伦兹力(安培力)等。
在受力分析中，最难的是受力方向的判别，最容易错的是受力分析往往漏掉某一个力。
在受力分析过程中，特别是在“力、电、磁”综合问题中，第一步就是受力分析，虽然解题思路正确，但考生往往就是因为分析漏掉一个力(甚至重力)，就少了一个力做功，从而得出的答案与正确结果大相径庭，痛失整题分数。
高中物理天体公式大全
高中物理天体公式大全天文学是一个古老而又神秘的学科，而物理恰好是解释天文现象的一门科学。
在高中物理学习中，天体物理是一个重要的分支，通过学习天体物理，我们可以更好地理解宇宙的奥秘。
在天体物理的学习中，掌握一些重要的物理公式是必不可少的。
今天，我们就来总结一些高中物理天体公式大全。
1. 引力定律在天体物理学中，引力定律是最基础的公式之一。
引力定律描述了两个物体之间的引力大小与它们质量和距离的关系。
引力定律公式表示为：\[ F = G \frac{m_1 \times m_2}{r^2} \]其中，\( F \) 为两个物体之间的引力，\( G \) 为引力常数， \( m_1 \) 和 \( m_2 \) 分别为两个物体的质量， \( r \) 为两个物体之间的距离。
2. 开普勒定律开普勒定律描述了行星绕太阳运动的规律，是天文学的基础之一。
开普勒定律包括三条定律，其中最重要的是第一定律，也称为椭圆轨道定律，其公式表示为：\[ \frac{a^3}{T^2} = k \]其中， \( a \) 为行星椭圆轨道的长半轴长度， \( T \) 为行星绕太阳一周所需要的时间， \( k \) 为一个常数。
3. 热力学公式在天体物理学中，热力学也扮演着重要的角色。
天体内部的热力学过程，如恒星的能量产生和演化，都可以通过一些热力学公式来描述。
其中，恒星自身的能量产生主要依赖于核聚变反应，而这些反应可以通过核聚变反应的能量产生公式来表示：\[ E = mc^2 \]其中， \( E \) 为能量，\( m \) 为质量， \( c \) 为光速。
4. 光度温度关系在研究恒星时，我们经常需要用到光度和温度的关系，可以通过光度温度关系公式来描述：\[ L = 4πR^2σT^4 \]其中， \( L \) 为恒星的光度， \( R \) 为恒星的半径， \( σ \) 为斯特潘—玻尔兹曼常数， \( T \) 为恒星的表面温度。
天文公式
天文公式某星最亮时间（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。
•为大家选出一些常用公式,在观测,学习和天文竞赛中常用到(1) z=90度-h Z是天顶距,H是天体的地平高度(2) 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(3) 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(4) 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(5)下面给出一组天体出没,中天的公式,大家应记住:cost=-tanφtanδcosA=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=-tA"=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下面给出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牛顿运动定律??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。
??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。
??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。
天文学重要公式
1、牛顿运动定律牛顿第一定律（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)4、正午太阳高度计算公式：H=90°-|φ-δ|(φ:当地地理纬度，永远取正值；δ:直射点的纬度，当地夏半年取正值，冬半年取负值)5、河外星系退行速度公式：V=KD(K:哈勃常数，当前的估算值为每百万秒差距每秒７０千米；D:星系距离)6、 z=90.-h (Z是天顶距,H是天体的地平高度)7、 p=90。
-δ（δ赤纬， P是天体的极距）8、仰极高度=当地纬度=天顶赤纬9、天体力学一个重要的公式--活力公式v2= G(M+m) (2/r-1/a)（v为天体再轨道的上的运行速度，r为距离，a为轨道半长径）显然:当a=r时： v2=G(M+m)/r ，轨道为正圆当a=∞时： v2=2G(M+m)/r，轨道为抛物线当r＜a＜∞时：v2= G(M+m) (2/r-1/a)，轨道为椭圆10、关于逃逸速度的公式，按照天体力学中的活力公式，令a趋向无穷，同时令r等于中央天体的半径,我们就得到了逃逸速度公式,v 2= 2 G(M+m)/r11、12、有效口径（D）指望远镜的通光直径，即望远镜入射光瞳直径。
天文学重要公式范文
天文学重要公式范文天文学是研究天体物体及宇宙现象的科学。
这个领域涉及到许多重要的公式，这些公式有助于解释和计算天文现象。
以下是一些天文学中的重要公式：1.开普勒第三定律：该定律描述了行星的轨道半径与公转周期之间的关系。
即：T²=kR³，其中T为行星的公转周期，R为行星轨道的半径，k为一个常数。
2.劳伦兹变换：这是狭义相对论中最重要的公式之一，描述了时间和空间之间的关系。
它是由爱因斯坦提出的，可以用来计算高速物体的运动和相对于其他观察者的时间流逝。
3.斯蒂芬-玻尔兹曼定律：该定律描述了黑体辐射的总辐射功率与绝对温度之间的关系。
即：P=σT^4，其中P为总辐射功率，T为绝对温度，σ为斯蒂芬-玻尔兹曼常数。
4. 普朗克辐射定律：这是描述黑体辐射的经典理论，公式为B(λ, T) = (2hc²/λ^5)(1/(e^(hc/λkT) - 1))，其中B(λ, T)为波长为λ处的辐射强度，h为普朗克常数，c为光速，k为玻尔兹曼常数，T为绝对温度。
5.麦克斯韦-玻尔兹曼速率分布定律：此定律描述了气体分子的速度分布。
根据该定律，分子速度的分布呈高斯（或正）分布。
公式为f(v)=(4π(M/2πkT)^(3/2))v²e^(-Mv²/2kT)，其中M为分子的质量，T为气体的温度，k为玻尔兹曼常数，f(v)表示分子速度的概率密度函数。
6.哈勃定律：这是描述宇宙膨胀的重要定律。
根据该定律，远离我们的星系速度与距离之间呈线性关系。
公式为v=H₀d，其中v为远离我们的星系的速度，d为星系距离，H₀为哈勃常数。
7. 平抛运动公式：用来描述一个物体在重力作用下的自由运动。
公式为y = y₀ + v₀y*t - 1/2gt²，其中y为运动物体的位置，y₀为起始位置，v₀y为垂直方向的初始速度，t为时间，g为重力加速度。
8.牛顿引力定律：这是描述物体之间引力作用的定律，适用于行星、恒星等宏观物体。
解析天文学：解析天文学常用公式一览表
解析天文学：解析天文学常用公式一览表周坚/2013年8月13日解析天文学（Analytic Astronomy），又称为坐标天文学（Coordinate Astronomy），是使用代数方法进行研究的天文学，2008年6月29日发现的周坚定律就是它的理论基础，2009年3月8日创立的解析宇宙学（著作权登记证号是：2009-A-020687）的解析观点促成它的提出。
作为发现周坚定律，创立解析宇宙学，提出解析天文学的笔者，有责无旁贷的使命和义务，带领大家去认识解析天文学，应用解析天文学，实践解析天文学。
这幅编号为ZHOU-Jian-2013024的星图，称之为解析天文学常用公式一览表，列出了解析天文学在求解恒星和星系等天体的距离等诸多解析天文学参数过程中所用到的一些常用公式。
将这些常用公式公之于众，有利于我们了解解析天文学，有利于我们应用解析天文学，有利于我们借助解析天文学来看懂我们所观测到的天文天象，有利于我们进一步正确认识我们的宇宙，有利于我们地球人向宇宙人，也就是我们常说的外星人演进。
在解析天文学常用公式一览表中，我们列出了五个常用公式，一个近似公式，以及一组方程组。
常用公式（1）是周坚定律的数学表达式，它是通过周坚红移求解天体距离的常用公式。
常用公式（2）是光传播距离模数-周坚红移关系式的数学表达式，它是通过周坚红移求解天体距离模数的常用公式。
常用公式（3）是光传播时间-周坚红移关系式的数学表达式，它是通过周坚红移求解天体自身辐射出来的光（电磁辐射）传播一定距离所需要的传播时间的常用公式。
常用公式（4）是观测红移-周坚红移-多普勒红移关系式的数学表达式，它是求解天体诸多红移的常用公式。
常用公式（5）是视向速度-多普勒红移关系式的数学表达式，它是通过多普勒红移求解天体视向速度的常用公式。
近似公式（6）是周坚红移-距离模数近似公式的数学表达式，它是通过光传播距离模数求解天体周坚红移的近似公式。
在周坚红移小于0.01的情况下，这个近似公式与常用公式（2）高度近似，这为我们通过光传播距离模数来求解周坚红移带来方便。
天文公式
天文公式视星等m和绝对星等M换算的关系式：M=m+5-5lgRR：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-hZ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+aSTA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=-tanφtanδcosA=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=-tA"=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。
万有引力定律表示式为F=GMm/R²(G:引力恒量，大小为6.67×10^-11牛•米²/千克²)正午太阳高度计算公式H=90°-|φ-δ|(φ:当地地理纬度，永远取正值；δ:直射点的纬度，当地下半年取正值，冬半年取负值)哈勃定律：河外星系退行速度公式v=Hr，v是星系退行的速度，H是哈勃常数，当前的估算值为每百万秒差距每秒70千米，r是距离；向心力公式F=mv²/R第一宇宙速度V1＝√(gR)第二宇宙速度V2=√(2GM/r)相对论中的公式：静质量改变m=m0/√[1-(v/c)²]运动长度变化L=L0/√[1-(v/c)²]运动时间变化t=t0/√[1-(v/c)²]相对速度V=(v1+v2)/(1+v1v2/c²)质能守恒E=mc^2史瓦西半径公式：R=2GM/c²黑洞温度公式：T=（hc³）/（8πkGM）黑洞熵公式：S=Akc³/4hG其中A为黑洞事件视界面积R为黑洞半径T为黑洞温度h为普朗克常数，值为6.626×10^-34焦·秒c为光速，值为299792458m/sk为玻尔兹曼常数，值为1.3806505(24) × 10^−23 J/KG为牛顿引力常数，值为6.672 × 10^-11NM为黑洞质量从公式中我们可以得知，黑洞温度与质量成反比。
天体运动的相关公式
天体运动的相关公式
天体运动是物体在天空中的运动，包括行星、卫星、彗星等的运动。
为了描述
和预测这些运动，天体物理学家和天文学家们开发了一系列相关的公式。
下面是一些与天体运动相关的重要公式。
1. 开普勒第一定律（椭圆轨道定律）：
行星绕太阳运动的轨道是一个椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。
2. 开普勒第二定律（面积速率定律）：
在相等时间内，行星与太阳连线所扫过的面积相等。
换句话说，行星在轨道
的不同位置运动速度不同。
3. 开普勒第三定律（调和定律）：
行星的公转周期平方与它离太阳的平均距离的立方成正比。
即T^2 = k * r^3，其中 T 为行星的公转周期，r 为行星到太阳的平均距离，k 为常数。
4. 牛顿定律（普遍引力定律）：
任何两个物体之间都存在一个引力，它们之间的引力与它们质量的乘积成正比，与它们之间距离的平方成反比。
即 F = G * (m1 * m2) / r^2，其中 F 为引力，G 为引力常数，m1、m2 分别为两个物体的质量，r 为它们之间的距离。
5. 开普勒-牛顿运动定律：
根据开普勒定律和牛顿定律，可以推导出天体在引力下的运动规律，包括行
星轨道的形状、速度和周期等。
这些公式是描述和解释天体运动的基本工具。
它们通过观测和实验验证，并被
广泛应用于天文学研究和航天工程中。
掌握这些公式可以帮助我们更好地理解宇宙中天体的运动规律，进一步推动天文学的发展。
简单天文计算公式
简单天文计算公式天文学是一门研究天体运动和性质的科学，它涉及到广阔的宇宙空间和复杂的天体运动。
在天文学中，有许多重要的计算公式，这些公式帮助天文学家们研究宇宙的奥秘。
本文将介绍一些简单的天文计算公式，帮助读者了解天文学的基本原理和方法。
1. 行星运动的开普勒定律。
开普勒定律是描述行星运动的基本规律，它由德国天文学家约翰内斯·开普勒在17世纪提出。
开普勒定律包括三条规律，其中第一条规律是关于行星轨道的形状和大小的，它可以用如下的公式表示：a^3 = T^2。
其中，a是行星轨道长半径的平方，T是行星绕太阳一周所需的时间。
这个公式表明，行星轨道的大小和行星绕太阳的周期之间存在着确定的数学关系。
2. 光年的计算公式。
光年是天文学中常用的长度单位，它表示光在真空中传播一年的距离。
光年的计算公式为：D = c × t。
其中，D是距离，c是光速，t是时间。
根据光速的数值和一年的秒数，可以计算出一光年的长度。
3. 恒星亮度的计算公式。
恒星的亮度是指恒星发出的光线的强度，它与恒星的表面温度和半径有关。
恒星亮度的计算公式为：L = 4πR^2σT^4。
其中，L是恒星的亮度，R是恒星的半径，σ是斯特藩-玻尔兹曼常数，T是恒星的表面温度。
这个公式表明，恒星的亮度与其表面温度的四次方成正比，与其半径的平方成正比。
4. 太阳系行星的运动速度。
太阳系行星的运动速度是指行星绕太阳运动的线速度，它与行星的轨道半径和周期有关。
太阳系行星的运动速度的计算公式为：v = 2πr / T。
其中，v是行星的运动速度，r是行星的轨道半径，T是行星绕太阳一周所需的时间。
这个公式表明，行星的运动速度与其轨道半径成反比，与其周期成正比。
5. 天体质量的计算公式。
天体质量是指天体的质量，它与天体的体积和密度有关。
天体质量的计算公式为：M = ρV。
其中，M是天体的质量，ρ是天体的密度，V是天体的体积。
这个公式表明，天体的质量与其密度和体积成正比。
天文学公式速查手册天体运动与星座位置的计算公式
天文学公式速查手册天体运动与星座位置的计算公式【天文学公式速查手册：天体运动与星座位置的计算公式】为了帮助广大天文学爱好者更方便地了解和计算天体运动以及星座位置，本文特编写了一份天文学公式速查手册。
这份手册包含了一系列常用的计算公式，以便读者快速查阅和使用。
请参考下文进行阅读。
一、天体运动的计算公式1. 日出与日落时间的计算公式：日出时间 = 当地标准时间 + 12 - [时差 - α]日落时间 = 当地标准时间 + 12 + [时差 - α]其中，时差代表时区的差异，而α代表测站的地理经度。
2. 太阳高度角的计算公式：太阳高度角= arcsin(sinδ × sinφ + cosδ × cosφ × cosH)其中，δ代表太阳赤纬，φ代表测站的地理纬度，H代表太阳时角。
3. 月亮的相位计算公式：相位= arccos[(sinδ × sinφ + cosδ × cosφ × cosH) / √(sin²δ + cos²δ × cos²H)]其中，δ代表月球赤纬，φ代表测站的地理纬度，H代表月亮的时角。
4. 行星视位置计算公式：行星视位置= arctan[(sin(H) × cos(ε)) / (cos(H) × sin(φ) - sin(δ) × cos(φ) × cos(ε))]其中，H代表行星的时角，ε代表视卯酉角，φ代表测站的地理纬度，δ代表行星的赤纬。
二、星座位置的计算公式1. 星座位置的赤经计算公式：赤经= arctan[(sin(α) × cos(ε) - tan(δ) × sin(ε)) / cos(α)]其中，α代表恒星的赤纬，ε代表视卯酉角，δ代表恒星的赤经。
2. 星座位置的赤纬计算公式：赤纬= arcsin(sin(δ) × cos(ε) + cos(δ) × sin(ε) × sin(α))其中，α代表恒星的赤纬，ε代表视卯酉角，δ代表恒星的赤经。
天文常用简单公式4.0
天文学常用简单公式1. 视运动和天球坐标系地平高度h 与天顶距z 的关系h z -︒=90天体上中天时的地平高度ϕδ--︒=90h天体下中天时的地平高度︒-+=90ϕδh其中δ是天体的赤纬，φ是地理纬度，北纬取正南纬取负。
恒星时S 与时角t 的关系（对于任意一个赤经为α，时角为t 的天体）t S +=α春分点赤经为0 h ，所以春分点的时角即为当前的恒星时。
球面三角基本公式（大写字母为角，小写字母为边）Cc B b A a sin sin sin sin sin sin == aC B C B A A c b c b a cos sin sin cos cos cos cos sin sin cos cos cos +-=+= 球冠的表面积（h 为球冠高度，R 为球的半径，r 为球冠的底面半径）)(222h r S RhS +==ππ2. 望远镜角放大倍率：物镜焦距÷目镜焦距 望远镜的极限星等（口径为D ，人眼瞳孔直径d 一般取7 mm ）dD m lg 56+= 最小分辨角（θ以弧度为单位，观测波长为λ时）D λθ22.1=对于光学望远镜（取λ = 550 nm ，θ以角秒″为单位，D 以毫米mm 为单位）上式简化为D140=θ。
薄透镜成像公式（焦距f ，物距u ，像距d ）d u f 111+= 底片比例尺（对于焦距为F 的望远镜或相机，实际角直径α与像平面上的长度l 的比值）)/(206265mm Fl"=α3. 角直径和视差 角直径（天体的距离d 普遍远大于其自身半径R ，视直径大小θ以弧度为单位）d R 2=θ 准确的式子为dR arcsin 2=θ（θ以角度为单位）。
计算一段距离或长度r 在距离d （d>>r ）时的张角大小也可用dr =θ（θ以弧度为单位），如1 AU 在1秒差距（pc ）外的张角大小为1角秒，由于1 rad = 206265ʺ，则1 pc = 206265 AU 。
天体计算公式推导
天体计算公式推导天体计算是天文学中重要的一部分，它涉及到天体的位置、速度、轨道等参数的计算。
在天体计算中，我们经常需要使用一些公式来推导天体的运动规律，从而更好地理解天体的运动规律。
本文将以天体计算公式推导为主题，介绍一些常见的天体计算公式，并对其进行推导和解释。
1. 开普勒定律。
开普勒定律是描述行星运动规律的重要定律，它包括三个定律：第一定律（椭圆轨道定律）、第二定律（面积定律）和第三定律（调和定律）。
其中，第一定律可以用以下公式表示：\[ r = \frac{a(1-e^2)}{1+e\cdot\cos{\theta}} \]其中，\( r \) 表示行星到太阳的距离，\( a \) 表示椭圆轨道的半长轴，\( e \) 表示离心率，\( \theta \) 表示真近点角。
这个公式描述了行星在椭圆轨道上的位置和距离的关系，可以帮助我们更好地理解行星的运动规律。
2. 牛顿引力定律。
牛顿引力定律是描述天体之间引力作用的重要定律，它可以用以下公式表示：\[ F = G\frac{m_1m_2}{r^2} \]其中，\( F \) 表示引力的大小，\( G \) 表示引力常数，\( m_1 \) 和 \( m_2 \) 分别表示两个天体的质量，\( r \) 表示两个天体之间的距离。
这个公式描述了天体之间引力的大小和距离的关系，可以帮助我们计算天体之间的引力作用。
3. 开普勒第三定律。
开普勒第三定律是描述行星公转周期和轨道半长轴之间的关系的重要定律，它可以用以下公式表示：\[ T^2 = \frac{4\pi^2}{G(m_1+m_2)}a^3 \]其中，\( T \) 表示行星的公转周期，\( G \) 表示引力常数，\( m_1 \) 和 \( m_2 \)分别表示太阳和行星的质量，\( a \) 表示椭圆轨道的半长轴。
这个公式描述了行星的公转周期和轨道半长轴之间的关系，可以帮助我们计算行星的公转周期。
天体知识点公式总结归纳
天体知识点公式总结归纳天体知识就是研究宇宙中各种天体的科学。
它涉及的范围非常广泛，涵盖了天文学、天体物理学、宇宙学等多个学科。
天体知识是对宇宙中各种天体的运动、结构、成因、性质等进行研究的科学。
在天体知识的研究过程中，科学家们发现了很多公式来描述和表达天体的运动规律、结构特征、性质参数等。
这些公式在天体知识研究中起着非常重要的作用，它们不仅帮助科学家们更好地理解天体现象，还为人类探索宇宙、认识宇宙提供了重要的理论基础。
下面，我们将对一些常见的天体知识公式进行总结归纳。
1. 开普勒定律开普勒定律是描述行星运动规律的基本定律。
开普勒定律包括开普勒第一定律、开普勒第二定律和开普勒第三定律。
其中，最著名的是开普勒第三定律，也称行星运动定律。
这个定律的表达式如下：T^2 = k * R^3其中，T是行星绕太阳一周的周期，R是行星到太阳的平均距离，k是一个常数。
这个公式表明了行星绕太阳公转的周期和平均距离的平方成正比。
2. 牛顿万有引力定律牛顿万有引力定律是描述天体之间万有引力作用的基本定律。
这个定律的表达式如下：F =G * (m1 * m2) / r^2其中，F是两个天体之间的引力，G是引力常数，m1和m2是两个天体的质量，r是两个天体之间的距离。
3. 热辐射定律热辐射定律是描述物体热辐射强度与温度之间的关系的定律。
这个定律的表达式如下：E = σ * T^4其中，E是物体的热辐射强度，σ是斯特藩-玻尔兹曼常数，T是物体的温度。
这个公式表明了物体的热辐射强度与温度的四次方成正比。
4. 哈勃定律哈勃定律是描述宇宙膨胀现象的定律。
这个定律的表达式如下：v = H0 * d其中，v是星系离我们的速度，H0是哈勃常数，d是星系离我们的距离。
这个公式表明了星系离我们的速度与离我们的距离成正比。
5. 光度距离公式光度距离公式是描述星系距离与其视星等之间的关系的定律。
这个定律的表达式如下：m - M = 5 * log(d) - 5其中，m是星系的视星等，M是星系的绝对星等，d是星系的距离。
天文69套公式
天文69套公式天文69套公式是天文学中的一组重要公式，涵盖了各个方面的知识。
本文将以人类视角，用准确的中文进行描述，展现这些公式的奥妙和美妙。
第一套公式是宇宙大爆炸理论，它解释了宇宙的起源和演化。
据该理论，宇宙起源于一个极度高温、高密度的点，然后发生了一次剧烈的爆炸，从而形成了宇宙的基础结构。
第二套公式是黑洞的质量公式。
黑洞是宇宙中最神秘的天体之一，由于其巨大的质量和强大的引力，甚至连光都无法逃逸。
通过质量公式，我们可以计算出黑洞的质量，进而了解它的特性和行为。
第三套公式是引力透镜效应公式。
引力透镜效应是一种由于引力弯曲光线而导致的天文现象，它使得远处的星系或恒星的光线在经过大质量天体（如星系、黑洞等）附近时发生偏折。
通过这个公式，我们可以推断出隐藏在引力透镜后面的天体的存在和性质。
第四套公式是星等公式。
星等是天文学中用来描述天体亮度的指标，它直接反映了天体的能量辐射量。
星等公式通过天体的亮度和距离之间的关系，使我们能够估计远离地球的天体的亮度。
第五套公式是红移公式。
红移是宇宙中天体光谱的一种现象，它是由于天体远离我们而导致的光波长的拉长。
红移公式可以通过天体的红移量来推断其距离和速度。
第六套公式是哈勃定律。
哈勃定律描述了宇宙膨胀的速度与天体距离之间的关系。
根据这个公式，我们可以估计宇宙的年龄和膨胀速度。
第七套公式是光度距离公式。
光度距离是一种用来估计远离地球的天体距离的方法，它基于天体的亮度和我们观测到的亮度之间的关系。
第八套公式是质量-光度关系公式。
质量-光度关系描述了恒星的质量与其亮度之间的关系。
通过这个公式，我们可以通过观测恒星的亮度来推断其质量。
第九套公式是星系演化公式。
星系演化是研究星系形成和演化的过程，通过这个公式，我们可以了解星系的形成时间、星系类型以及星系内恒星的演化过程。
第十套公式是行星的轨道公式。
行星的轨道是围绕恒星运行的椭圆轨道，这个公式可以帮助我们计算行星的轨道参数，如离心率、轨道周期等。
天文学重要公式
天文学重要公式(总12页)--本页仅作为文档封面，使用时请直接删除即可----内页可以根据需求调整合适字体及大小--1、牛顿运动定律牛顿第一定律（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×10-11牛·米2/千克2)4、正午太阳高度计算公式：H=90°-|φ-δ|(φ:当地地理纬度，永远取正值；δ:直射点的纬度，当地夏半年取正值，冬半年取负值)5、河外星系退行速度公式：V=KD(K:哈勃常数，当前的估算值为每百万秒差距每秒７０千米；D:星系距离)6、 z= (Z是天顶距,H是天体的地平高度)7、 p=90。
-δ（δ赤纬， P是天体的极距）8、仰极高度=当地纬度=天顶赤纬9、天体力学一个重要的公式--活力公式v2= G(M+m) (2/r-1/a)（v为天体再轨道的上的运行速度，r为距离，a为轨道半长径）显然:当a=r时：v2=G(M+m)/r ，轨道为正圆当a=∞时： v2=2G(M+m)/r，轨道为抛物线当r＜a＜∞时： v2= G(M+m) (2/r-1/a)，轨道为椭圆10、关于逃逸速度的公式，按照天体力学中的活力公式，令a趋向无穷，同时令r等于中央天体的半径,我们就得到了逃逸速度公式,v 2= 2 G(M+m)/r11、12、有效口径（D）指望远镜的通光直径，即望远镜入射光瞳直径。
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重要天文公式整理08031、视星等和绝对星等星等与亮度的换算公式：m=-2.5lgE (m:视星等 E为亮度)设有两颗星的亮度分别为E1和E2,则它们的星等m1、m2之差的关系为:m1－m2＝－2.5lg(E1/E2)注：在天文学上，天体的亮度和光度都用星等表示：表示天体亮度等级的叫视星等，记作m；表示天体光度等级的叫绝对星等，记作M。
星等越大，恒星亮度越暗。
恒星的亮度与其距离远近有关。
E1/E2＝d22/d12 E M/E m＝d m2/102单从亮度是看不出恒星的真实光度的。
为了比较不它们的真正亮度即光度，必须把它们“移”到同一位置（距离）上，才能对比出,天文学把这个标准距离定为10秒差距，合32.6光年，1秒差距则等于206265天文单位。
标准距离（10秒差距）下的恒星的亮度称绝对亮度，其星等叫绝对星等。
又E M/E m＝2.512m－M便得，d2/102＝2.512m－M两边取对数，那么可得，M=m＋5－5lgd（d单位为秒差距）该式是现代恒星天文学最重要得公式之一。
只要测定恒星得绝对星等，便可按平方反比定律，求知该恒星的距离。
2、天极的高度等于当地的地理纬度3、时角坐标系在时角坐标系中，主要的参量是时角t和赤纬δ。
时角t是从过观测者子午圈与天赤道交点算起，到天体的赤经圈与天赤道的交点，面向南，沿着赤道圈顺时针方向计量，按小时计算。
一周360°是24小时，所以15°为一个小时。
从子午圈向西（逆时针）量度的时角为负时角，如345°的时角为t=-1h。
赤纬δ是沿着赤经圈由天赤道向北天极或向南天极两个方向计算，从0～±90°，从赤道向北天极方向量度为正，向南天极方向量度为负，这与赤道坐标一致。
4、真太阳时与平太阳时以真正的的太阳为参考点，以真太阳的视运动来计量地球自转一周的时间，即太阳视圆面中心连续两次上中天的时间间隔叫做一个真太阳日。
一个真太阳日分为24小时，一个真太阳小时分为60分，一个真太阳分分为60秒。
以假象平太阳为参考点，来计量地球自转一周的时间，相应的时间叫一个平太阳日。
真太阳时与平太阳时的关系，通过时差来联系。
真太阳时角ｔ⊙与平太阳时角t m之差，叫时差，即：η＝ｔ⊙－t m5、恒星日与恒星时恒星日是以某一个恒星为参考点来度量的地球自转周期，即该星连续两次经过上中天的时间间隔。
天文学家规定，恒星日以天球上的春分点为参考点，来计量地球自转的周期，规定：春分点连续两次通过某观测地子午圈的时间的间隔叫做一个恒星日，并以春分点（γ）在该地上中天的瞬间作为恒星时的起算点，即以春分点的时角来计算恒星时： S=tγ也就是说地方恒星时在数值上等于春分点的时角tγ（以小时为单位）我们知道春分点的赤经等于0h，又知恒星时春分点的时角，所以很用以证明：恒星时（S）与任一个天体的赤经(α)和它的时角(t)的关系为：S=α+t恒星在上中天时，它的时角t=0h,则有S=α+0h。
因此，观测者由恒星钟知道观测是时刻的地方恒星，就知道了上中天恒星的赤经。
6、恒星时和平太阳时的关系平时和恒星时的关系，我们以地球某点A来计算（参见右图）。
图过以恒星为参考点，地球转了一周之后又对向这个恒星，就是过了一个恒星日。
由于地球除了自转外，还围绕着太阳公转，当地球自转一周之后，地球上的A点，没有正对太阳，必须再过0.986°才对准太阳。
所以1个平太阳日比1个恒星日长。
在一个回归年（地球公转周期）里有365.2422个平太阳日，而有366.2422个恒星日。
在一回归年里，恒星日的日数比平太阳日的日数多一天，即：1平太阳日＝366.2422/365.2422恒星日=(1+1/365.2422)恒星日引入符号μ＝1/365.2422＝3m56.5554s因此，恒星钟比平时钟每天快约4分钟。
7、地方时与时间时恒星时、平时都具有地方性，都是地方时。
因为这些时间计量系统，计量时间的起算点是天体过天子午圈的时刻，而对于地面上不同地理经圈的两地，它们的天子午圈是不同的，使得不同地点时刻的起算点各不相同，这就形成了各自的时间计量系统——地方时。
不同的两地同时观测统一天体，其时角之差，等于这两地的地理纬度之差。
世界时：以英国格林尼治天文台原址所在的子午线为起点，即格林尼治的地理经度λ＝0h，该地的地方平时就作为世界时，用字母UT表示。
其他地方的平时m与时间时的关系为：m=UT±λ（东经λ取正，西经λ取负）8、区时1884年国际子午线会议规定，全世界统一实行分区计时制。
全球根据地理经度分为24个失去，每15°一个区，在同一时区内，都采用该区中央经线上的地方平时作为该时区的标准时间，相邻两时区的标准时间相差一小时。
根据这一原则，东、西两半球各分为12个时区。
格林尼治子午线为零时区的中央子午线，两旁各7.5°的经度范围属零时区。
这一时区内采用格林尼治地方时，即世界时。
类推有东一时区、东二时区……东十二时区；西一时区、西二时区……西十二时区。
东十二时区和西十二时区重合，共同使用180°经线的地方时。
区时等于世界时UT与区时号N相加，东时区N为正，西时区N为负。
中国统一采用北京所在的东八时区的区时，即东经120°经线的地方时为“北京时间”。
需要注意的是，北京时间是区时，不是北京的地方平时，二者相差约14.5分钟。
北京区时＝UT＋8h9、区时与地方恒星时的换算如果在地理经度为λ的地方（第N时区）的区时为T,那么此时的地方恒星时S可由下式确定：S=S0+(T-N)(1+1/365.242)+λ当式中S0为当日世界时零时的地方恒星时，可查天文年历得到。
10、日界线国际规定，在太平洋中以180°经线为准，避开陆地和岛屿画一条国际日期变更线，叫做日界线。
从日界线以东往西走，越过日界线，即从西十二区进入东十二区，日期增加一天，时间不变，如果自日界线以西往东走，越过日界线，即从西十二区进入东十二区，日期减一天。
11、历法与节气以春分点作为标准，计算地球公转一周的时间，叫做一个回归年。
一个回归年包括365.2422个平太阳日。
二十四节气：春雨惊春清谷天，夏满芒夏暑相连，秋处露秋寒霜降，冬雪雪冬小大寒。
一月两节不变更，最多相差一两天。
上半年是六、廿一，下半年逢八、廿三。
1个节气的情况，这个月就是“闰月”。
在要求不高的情况下，黄道上黄经的度数可以直接换算为赤经（黄经度数除以15）。
12、干支纪年：干支就是：甲乙丙丁戍已庚辛壬癸10个天干和子丑寅卯辰巳午未申酉戌亥12个地支。
天干和地支的搭配，共60个顺序，又称“六十花甲子”对于任一公元年数：天干序号＝公元年尾数；地支序号＝（公元年数/12）的余数。
13、天体的出没时刻由于地球绕日公转一周（360°）要运行365.2422天，所以视太阳在天球上沿着黄道每天大约东移1°,因此，同一颗星，第二天就比第一天早升起4分钟。
14、天文望远镜的光学性能（1）有效口径（D）指望远镜的通光直径，即望远镜入射光瞳直径。
望远镜的口径愈大，聚光本领就愈强，愈能观测到更暗弱的天体，它反映了望远镜观测天体的能力。
(2)焦距（F）望远镜的焦距主要是指物镜的焦距。
物镜焦距F是天体摄影时底片比例尺的主要标志。
对于同一天体而言，焦距越长，天体在焦平面上成的像就越大。
(3)相对口径（A）：A=D/F相对口径又称光力，它是望远镜的有效口径D与焦距F之比，它的倒数叫焦比（F/D）。
有效口径越大对观测行星、彗星、星系、星云等延伸天体是非常有利的，因为它们的成像照度与望远镜的口径平方成正比；而流星等所谓线形天体的成像照度与相对口径A和有效口径D的积成正比。
故此，作天体摄影时，应注意选择合适的相对口径A或焦比。
(4)视场（ω）能够被望远镜良好成像的区域所对应的天空角直径称望远镜的视场。
望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。
视场的理论值初步计算可以用公式：tan(ω/2)=D/F(5)放大率（G）目视望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距之比，即G=F1/F2(6)分辨角分辨角（δ）通常以角秒为单位，是指刚刚能被望远镜分辩开的天球上两发光点之间的角距，理论上根据光的衍射原理可得δ=1.22λ/D（rad）式中λ为入射光的波长，对于目视望远镜而言，以人眼最敏感的波长λ=555纳米来代替,并取物镜口径D以毫米计,则有:δ”=140/D(mm)由于大气视宁静度与望远镜系统像差等的影响,实际的分辨角要远大于此（一般介于0.5到2角秒间）。
(7)分辨本领望远镜的分辨本领由望远镜的分辨角的倒数来衡量，望远镜的分辨率愈高，愈能观测到更暗、更多的天体，所以说，高分辨率是望远镜最重要的性能指标之一。
(8)贯穿本领指在晴朗的夜空将望远镜指向天顶，所能看到的最暗的天体，用星等来表示。
在无月夜的晴朗夜空，我们人的眼睛一般可以看见6等左右的星；一架望远镜可以看见几等星主要是由望远镜的口径大小决定的，口径愈大，看见星等也就愈高。
对于目视望远镜，它的极限星等可以用经验公式计算：m=6.5+lgD/d+2.5lgk d=6mm,k=0.6 则有m=2.1+5lgD(9)集光力集光力是指望远镜较人眼聚集多少倍光来表示,与望遂镜焦距,放大倍无关。
人眼的瞳孔口径在黑暗的环境能够扩大至7m m,所以计算望远镜的集光力是用以下的方程式:望远镜口径(m m)的平方集光力 =72固定倍率的望远镜是用“倍率x 物镜口径(直径)”来表示，如7x35表示该种望远镜的倍率为7倍，物镜口径35毫米，10×50表示该种望远镜的倍率为10倍，物镜口径为50毫米；变倍望远镜是用“最低倍率-最高倍率x 物镜口径（直径）”来表示，如8-25x25表示该种望远镜的最低倍率是8倍、最高倍率是25倍、口径是25mm 。
（10）底片比例尺（α）照相望远镜在焦面获得天体的像，像平面上1mm 与天空的角直径（角秒）的比率，叫做底片比例尺。
采用(”)/mm 为单位。
我们知道1rad=206265’’，则底片比例尺α＝206265/F((”)/ mm)（11）行星的轨道运动定律：1、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，万有引力定律：G:引力常量，大小为6.67×10-11牛·米2/千克2F = GR M M 2212、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T 的平方与轨道长半径a 的立方成正比。