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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) 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) 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，当地半年取正值，冬半年取负值) 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) 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ra＜∞时： v2= G(M+m) (2/r-1/a)，轨道为椭圆  物体脱离地球引力进入行星轨道需要的速度，叫做第二宇宙速度，第二宇宙速度，推导如下： 用M表示地球的质量，R表示地球的半径，m表示物体的质量，G表示引力常量，把一个物体从地球表面发射到无限远去，对它所需做的功W是 如果物体所具的动能足以达到上述数值，便可以脱离地球引力的控制，即 而,所以 　　　 　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，因此，爱好者在经济条件许可的情况下，应选择较大口径的望远镜。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。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，应注意选择合适的口径A或焦比。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。不同的口径、不同的焦距、不同的光学系统与质量（像差），决定了望远镜的视场的大小(CCD的像数尺寸有时也会约束视场的大小)；一般科普用反射望远镜的视场小于1度，而施密特望远镜消像差比较好，故它的视场可达几十度。放大率（M）　　目视望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距之比，也等于物镜入射光瞳与出射光瞳之比。因此，只要变换不同的目镜就能改变望远镜的放大倍数，但由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及出瞳直径不能过小等因素的影响，望远镜的放大倍率也不是可以无限制的增大；一般情况应控制在物镜口径毫米数的1-2倍（最大不要超过300倍）。. 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/Drad） 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）。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。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