視星等（Apparent magnitude）和絕對星等（Absolute magnitude）是描述恆星亮度的兩個不同的概念。

視星等是指從地球上觀測到的星體的亮度。它使用一個以天空中最亮的天體（例如太陽或滿月）為參考的亮度比較體系。視星等數值越小，表示星體越亮。例如，太陽的視星等約為-26.74，滿月約為-12.74，而最暗的可見恆星視星等可達到約+6。

絕對星等是指恆星在10光年距離處的亮度，以便比較各個恆星的亮度而不受距離影響。絕對星等用於對比不同星體的亮度，它表示如果把所有恆星放在相同的距離上觀測，它們看起來的亮度。絕對星等通常被表示為一個正數。例如，太陽的絕對星等約為+4.83，而最亮的恆星絕對星等可低至-8以上。

視星等與絕對星等之間的關系可以通過下列公式表示：

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

其中，M為絕對星等，m為視星等，d為距離（以秒差距為單位）。這個公式是著名的距離-亮度關系（Distance-Luminosity Relationship），它表明隨著距離的增加，恆星的亮度會逐漸減弱。

需要注意的是，絕對星等對恆星來說是固定的，而視星等會隨觀測者和距離的變化而變化。公式中的距離是以10光年為基準，所以當觀測的距離不是10光年時，需要進行修正。

這裡提供的公式只是一個簡化版本，實際的恆星亮度計算可能需要考慮更多因素，例如星際塵埃的影響等。

絕對星等(absolute stellar magnitude)是表示天體明亮度的概念,它的公式是:絕對星等 = 相對星等 + 相對亮度距離。而視星等(apparent stellar magnitude)則是指從地球上觀測到天體時會有的明亮度,其計算公式為:視星等 = 絕對星等 + 光衰減距離 + 時間補償距離。

視星等m和絕對星等M換算的關係式：M=m+5-5lgR

R：距離（以秒差距為單位）

某星最亮時間（台北時間）＝（某星赤經時間＋某地觀測點與北京的時差＋12時）－當天的太陽赤經時間。

z=90度-h

Z是天頂距，H是天體的地平高度

p=90度-赤緯

P是天體的極距，這是赤道座標系中的一個常用公式

s=t+a

STA分別表示恆星時,，天體時角和赤經。這是一個極為重要的公式，是我們天文測時的一個關鍵式

北天極地平高度=當地緯度

在天文和地理測量中這是測量某 地緯度的一個公式

天體出沒中天的公式:

cost=-tanφtanδ

cosA=sinδ/cosφ

這是天體上升時時角t當地緯度φ和天體赤緯δ的關系,至於天體上升的時角T和方位角A"由下式求得:

T=-t

A"=360度-A

以地方恆星時S和S'分別表示上升和下落的地方恆星時時刻由

s=t+a得 S=t+a S"=T+a

天體中天的相關公式:

天體上中天時: A=180度

t=0時

z=φ-δ 或 z =δ-φ

天體下中天時: A"=0度

T=12時

z"=180度-φ-δ

天體上中天的高度公式還有另一種表達式:

在天頂之南上中天: h=90-φ+δ

在天頂之北上中天: h=90+φ-δ

開普勒第二定律：vrsinθ=常數(r:從太陽中心引向行星的矢徑長度；θ:行星速度與矢徑之間的夾角)行星與太陽的連線（矢徑）在相等的時間內掃過相等的面積。

開普勒第三定律：T²/a³=4π²/GM(M:太陽質量；G:引力恆量) 行星公轉週期的平方與軌道長半軸的立方成正比。