视星等与绝对星等公式

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。

绝对星等(absolute stellar magnitude)是表示天体明亮度的概念,它的公式是:绝对星等 = 相对星等 + 相对亮度距离。而视星等(apparent stellar magnitude)则是指从地球上观测到天体时会有的明亮度,其计算公式为:视星等 = 绝对星等 + 光衰减距离 + 时间补偿距离。

视星等（Apparent magnitude）和绝对星等（Absolute magnitude）是描述恒星亮度的两个不同的概念。

视星等是指从地球上观测到的星体的亮度。它使用一个以天空中最亮的天体（例如太阳或满月）为参考的亮度比较体系。视星等数值越小，表示星体越亮。例如，太阳的视星等约为-26.74，满月约为-12.74，而最暗的可见恒星视星等可达到约+6。

绝对星等是指恒星在10光年距离处的亮度，以便比较各个恒星的亮度而不受距离影响。绝对星等用于对比不同星体的亮度，它表示如果把所有恒星放在相同的距离上观测，它们看起来的亮度。绝对星等通常被表示为一个正数。例如，太阳的绝对星等约为+4.83，而最亮的恒星绝对星等可低至-8以上。

视星等与绝对星等之间的关系可以通过下列公式表示：

M = m - 5 * log(d/10)

其中，M为绝对星等，m为视星等，d为距离（以秒差距为单位）。这个公式是著名的距离-亮度关系（Distance-Luminosity Relationship），它表明随着距离的增加，恒星的亮度会逐渐减弱。

需要注意的是，绝对星等对恒星来说是固定的，而视星等会随观测者和距离的变化而变化。公式中的距离是以10光年为基准，所以当观测的距离不是10光年时，需要进行修正。

这里提供的公式只是一个简化版本，实际的恒星亮度计算可能需要考虑更多因素，例如星际尘埃的影响等。