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重要天文公式整理0803 1、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，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＝d2/d12 EM/Em＝d2/102 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。EM/Em＝2.512m－M 便得， d2/102＝2.512m－M两边取对数，那么可得，M=m＋5－5lgd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。h。 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tm之差，叫时差，即：η＝ｔ⊙－tm 5、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）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＋8h 9、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。 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： 节气 黄经 度数 节气 黄经 度数 节气 黄经 度数 节气 黄经 度数 春分 0 夏至 90 秋分 180 冬至 270 清明 15 小暑 105 寒露 195 小寒 285 谷雨 30 大暑 120 霜降 210 大寒 300 立夏 45 立秋 135 立冬 225 立春 315 小满 60 处暑 150 小雪 240 雨水 330 芒种 75 白露 165 大雪 255 惊蛰 345 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。癸子丑寅卯辰巳午未申酉戌亥癸申酉戌亥子丑寅卯辰巳午未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。焦距（F）　　望远镜的焦距主要是指物镜的焦距