,
де 
– їх річний паралакс, виражений у секундах.
1 радіан = 
.
Зоряні величини
Освітленості Е1 і Е2, що створюються двома світними об’єктами з видимими зоряними величинами m1 і m2, відносяться як
.
Світність L, виражена в одиницях світності Сонця,
,
де 
– абсолютна зоряна величина Сонця, а абсолютна зоряна величина світила
,
причому r виражено в парсеках.
Умови видимості світил
Висота полюса світу над горизонтом
,
де 
– географічна широта місця спостереження.
Якщо схилення 
, то світило кульмінує на південь від зеніту, якщо 
– на північ від зеніту.
Висота світила у верхній кульмінації, коли воно кульмінує на південь від зеніту,
.
Коли воно кульмінує на північ від зеніту, то
.
Світило перебуває над горизонтом цілодобово, якщо
,
під горизонтом
.
Вимірювання часу
Зоряний час на географічній довготі 
на схід від Гринвіча
,
де so – зоряний час на гринвіцькому (нульовому) меридіані.
Місцевий середній сонячний час
.
Тут То – всесвітній час (місцевий середній час гринвіцького меридіана).
Поясний час на n-му поясі
.
Справжній сонячний час
,
де 
– рівняння часу.
Зоряний рік Т* і тропічний рік 
пов’язані співвідношенням
.
Сидеричний Т і синодичний S періоди пов’язані рівнянням:
Знак “+” застосовують для внутрішніх планет, для зовнішніх – беруть “-”
Третій закон Кеплера
Сидеричні періоди Т1, Т2 і великі півосі еліпсів 
, 
двох планет пов’язані між собою таким співвідношенням:
.
Якщо Т1=1рік, =1а.о., то Т= 
(індекс “2” опущено).
Уточнений третій закон Кеплера для системи тіл Земля-Місяць (будь-яка планета і її супутник) 
,
де 
– відповідно маси Сонця, Землі і Місяця.
Оскільки 
і 
, то
.
Закон Всесвітнього тяжіння:
.
У виразі для сили F взаємодії двох космічних тіл m і M – маси тіл, r – відстань між ними.
Космічні швидкості (КШ) супутників і час їх польотів
Перша КШ на висоті Н над поверхнею планети
,
де M i R – маса і радіус планети (центрального тіла).
Друга КШ
Період обертання (у хвилинах) ШСЗ
,
де R і H виражені в кілометрах.
Тривалість польоту космічного апарата до іншої планети
років.
Тут 
– півосі орбіт Землі та планети.
Електромагнітні випромінювання та їх приймання
Довжина хвилі випромінювання частотою 
,
де с – швидкість світла у вакуумі.
Енергія електромагнітного кванта
.
Коефіцієнт пропорційності h – стала Планка.
Рівняння фотоефекту
.
Тут А – робота виходу, m і 
– маса і швидкість фотоелектрона.
Маса фотона
.
Збільшення телескопа
,
де F, f – фокусні відстані об’єктива й окуляра.
Гранична зоряна величина, яку ще побачить спостерігач у телескоп,
.
У цій формулі D(см) – діаметр об’єктива телескопа.
Гранична зоряна величина, яку фіксують під час фотографування,
,
де t – тривалість експозиції у хвилинах.
Середня відстань планети від Сонця (правило Тиціуса-Боде)
У правилі 
для Меркурія, n=0 для Венери, n=1 для Землі, n=2 для Марса тощо.
