望远镜的极限星等怎么算，星三角转换公式怎么记住
望远镜的极限星等怎么算？
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）。
星三角转换公式？
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。
星三角公式推导计算过程？
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）。
高中物理多星运动公式？
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
如何测外星与地球的距离？
雷达遥测(radar ranging)
精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位,1 AU),是量测宇宙距离的基础.
由克卜勒定律 ,可以推测预计出金星与地球的近距离约是0.28 A.U..在金星近地球时,用金星表面的雷达回波 时间,可找出(误差小於一公里)
1 AU = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里
测距适用范围：～1AU.
恒星视差法(stellar parallax)
以地球和太阳间的平均距离为底线,观测恒星在六个月间隔,相对於遥远背景恒星的视差 .恒星的距离d
d (秒差距,pc) = 1/ p (视差角,秒弧)
1 pc 定义为导致一秒视差角的距离,等於3.26 光年.地面观测受大气视宁度的限制,有效的观测距离约为100 pc (～300 光年).在地球大气层外的Hipparcos 卫星与哈伯望远镜,能用视差法量测更远的恒星,范围可推广到1000 pc.
测距适用范围：～1,000 pc.
光谱视差法(spectroscopic parallax)
假设星体的视星等为mV,绝对星等MV,而以秒差距为单位的星体距离是d.它们间的关系称为距离模数
mV - MV = -5 + log10d
假设清楚恒星的光谱分类 与光度分类 ,由赫罗图 可以找出恒星的光度.更进一步,可以算出亦或是赫罗图读出恒星的绝对星等,代入距离模数公式,就可以以找出恒星的距离.
因为主序星的分布较集中在带状区域,故此，光谱视差法经常会用到主序星为标的.利用邻近的恒星,校准光谱视差法的量测.另也假设远处的恒星的组成与各项性质,总体与邻近恒星类似.误差常在25% 以上,.(注：本银河系直径约30 Kpc)
测距适用范围：～7Mpc.
例子： 若某恒星的视星等为+15 ,其光谱判断为G2 V 的恒星‘i从赫罗图读出该星的绝对星等为+5 ,代入距离模数公式15 - 5 = 5 log d - 5 ,得出该星的距离d= 1000 pc = 3260 光年.
变星
位在不稳定带的后主序带恒星,其亮度有周期性的变化(周光曲线),而综合不少变星的周光关系,可以发现变星亮度变化周期与恒星的光度成正比(参见周光关系) .用来做距离指标的变星种类主要有造父变星(I 型与II 型)与天琴座变星.
测定变星的光谱类别后,由周光图可以直接读出它的光度(绝对星等).由变星的视星等和绝对星,利用距离模数公式,
mV - MV = -5 + log10d
就可以定出变星的距离.现在发现,远的造父变星 在M 100,距离我们约17 Mpc.
测距适用范围：～17 Mpc.
超新星
平均每一年可以观测到数十颗外星系的超新星.大部份的超新星(I 型与II 型) 的大亮度多很相近,天文学家常假设它们一样,并以它们做为大距离的指标.
以造父变星校准超新星的距离,以找出I 型与II 型星分别的平均大亮度.由超新星的光度曲线 ,可以决定它的归类.对新发现的超新星,把大视亮度(mV) 与理论大绝对亮度(MV) 带进距离模数公式,就可以找出超新星的距离.
II 型超新星受外层物质的干扰,平均亮度的无法确定性非常高,I 型超新星较合适做为距离指标.
测距适用范围： 1000 Mpc.
Tulley-Fisher 关系
漩涡星系的氢21 公分线,因星系自转而有杜卜勒加宽 .由谱线加宽的程度,可以找出谱线的位移量Δλ,并得出星系的漩涡臂在视线方向的速度Vr,
Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c
i 为观测者视线与星系盘面法线的夹,由此可以推出漩涡星系的旋转速率.Tulley 与Fisher 发现,漩涡星系的光度与自转速率成正比,目前称为Tulley-Fisher 关系.
量漩涡星系的旋转速率,可以清楚漩涡星系的光度,用距离模数公式,完全就能够找出漩涡星系的距离.Tulley-Fisher 关系找出的距离,总体与I 型超新星同级,可互为对照.
注：现常观测红外线区谱线,以不要吸收.
测距适用范围： 100 Mpc.
哈伯定律
基本上全部星系相对於本银河系都是远离的,其远离的径向速度可用都卜勒效应来测量星系的红位移 ,进一步找出星系远离的速度.
1929年Edwin Hubble得到远离径向速度与星系距离的关系
哈柏定律
Vr = H*d
这当中
Vr = 星系的径向远离速度
H = 哈柏常数=87 km/(sec*Mpc)
d = 星系与地球的距离以Mpc 为单位.
哈柏定律是一个非常的重要的距离指标,量得星系的远离速度,透过哈柏定律可以清楚星系的距离.
例:
室女群(Vigro cluster) 的径向远离速度为 Vr ＝1180 km/sec, 室女群与地球的距离为 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc.
测距适用范围：宇宙边缘.
其他测距离的方式
红超巨星
假设各星系亮的红超巨星绝对亮度都是MV = -8 ,受剖析解读极限的限制,适用范围与光谱视差法一样.
测距适用范围：～7Mpc.
新星
假设各星系亮的新星,绝对亮度都是MV = -8 .
测距适用范围：～20 Mpc.
HII 区
假设其他星系亮的HII区之大小,和本银河系相当.(定H II区的边界困难,不准度很高)
行星状星云
假设星系行星状星云,光度分布的峰值在MV = - 4.48.
测距适用范围：～30 Mpc.
球状星团
假设星系周围的球状星团,光度分布的峰值在MV = - 6.5.
测距适用范围：～50 Mpc.
Faber-Jackson 关系、D-σ关系
Faber-Jackson 关系与Tulley-Fisher 关系类似,适用於椭圆星系.Faber-Jackson 关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ的四次方与星系的光度成正比.
D-σ关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ与星系的大小D 成正比.
测距适用范围： 100 Mpc.
星系
假设其他更远的星系团,与室女星系团中亮的星系都具有一样的光度MV = -22.83.
测距适用范围：～4,000 Mpc.
