台球的颗星计算公式，台球颗星公式

一颗星解球公式：目标球位置星点＝第一岸星点ｘ２＋2（母球旋转值），同边顶袋底袋的一颗星解球自然适用（参考例子1）。实际上一颗星解球可以直观地运用入射角=反射角这一基本原理，不想进行公式计算，把这原理用起来吧。

实际上这个颗星公式用文字没有亮眼表现描述，我建议你去搜索罗穗的花式撞球大补贴，他绰号“颗星国王”，介绍颗星很具体~~~！！！

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样的状态为止。

牛顿第二定律：物体受到外力作耗费时长，物体所取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一样。

F=ma 牛顿第三定律：两物体当中的作使劲和反作使劲在一直线上，大小相等，方向相反。它们同时出现，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:行星速度与矢径当中的夹角)

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)

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）

某星亮时间（北京时间）＝（某星赤经时间＋某地观测点与北京的时候差＋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经常会用到公式

s=t+a

STA分别表示恒星时,，天体时角和赤经。这是一个非常重要的公式是我们天文测时的一个重要式

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,至于天体上升的时候角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

天体中天的有关公式:

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:行星速度与矢径当中的夹角)行星与太阳的连线（矢径）在相等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。

公式请看下方具体内容：

R1=R31*R12/（R12+R23+R31）， R12=（R1R2+R2R3+R3R1）/R3

R2=R12*R23/（R12+R23+R31）， R23=（R1R2+R2R3+R3R1）/R1

R3=R23*R31/（R12+R23+R31）， R31=（R1R2+R2R3+R3R1）/R2

口诀请看下方具体内容：

猩猩穿上三角裤，三积之和比对边；

猩猩脱掉三角裤，两边之积比三和。

拓展资料：

星形-三角形变换是电路的转化，可以通过基尔霍夫定律来完成，星形电路三相分别是：r1、r2、r3；三角形电路三相分别是：R12、R23、R13。

基尔霍夫（电路）定律(Kirchhoff laws)是电路中电压和电流所遵守的基本规律是分析和计算较为复杂电路的基础，1845年由德国物理学家G.R.基尔霍夫（Gustav Robert Kirchhoff，1824～1887）提出。基尔霍夫（电路）定律涵盖基尔霍夫电流定律（KCL）和基尔霍夫电压定律（KVL）。

基尔霍夫（电路）定律既可以用于直流电路的分析，也可用于交流电路的分析，还可以用于含有电子元件的非线性电路的分析。

星三角变换公式：R12=r1+r2+r1·r2/r3=r1*r2（1/r1+1/r2+1/r3）；R23=r2+r3+r2·r3/r1=r2*r3（1/r1+1/r2+1/r3）；R13=r1+r3+r1·r3/r2=r1*r3（1/r1+1/r2+1/r3）。

三角形变换星形：r1=（R12·R13）/（R12+R23+R13）；r2=（R23·R12）/（R12+R23+R13）；r3=（R13·R23）/（R12+R23+R13）。星形-三角形变换是电路的转化，可以通过基尔霍夫定律来完成，星形电路三相分别是：r1、r2、r3；三角形电路三相分别是：R12、R23、R13。

极限星等(M)：望远镜所能看到暗的星等称为极限星等。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合暗可以看到六等星，而口径D=70mm的望远镜的集光力是肉眼的100倍，它就可以看到比六等星再暗五个星等的11等星。望远镜的口径远大于肉眼，自然能看到更暗的星等。极限星等的计算公式是M=1.77+5lgD。比如：口径70mm的望远镜，极限星等是M=1.77+5lg70=11.0（等）。

高中毕业考试物理天体运动公式

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，主要还是看中心天体的质量)｝

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/s