1. Теоретическая разрешающая способность телескопа:
, где λ – средняя длина световой волны (5,5·10-7 м), D – диаметр объектива телескопа, или 
, где D – диаметр объектива телескопа в миллиметрах.
2. Увеличение телескопа:
, где F – фокусное расстояние объектива, f – фокусное расстояние окуляра.
3. Высота светил в кульминации:
высота светил в верхней кульминации, кульминирующих к югу от зенита (d < j):
, где j – широта места наблюдения, d – склонение светила;
высота светил в верхней кульминации, кульминирующих к северу от зенита (d > j):
, где j – широта места наблюдения, d – склонение светила;
высота светил в нижней кульминации:
, где j – широта места наблюдения, d – склонение светила.
4. Астрономическая рефракция:
приближенная формула для вычисления угла рефракции, выраженного в секундах дуги (при температуре +10°C и атмосферном давлении 760 мм. рт. ст.):
, где z – зенитное расстояние светила (для z<70°).
5. Время:
звездное время:
, где a – прямое восхождение какого-либо светила, t – его часовой угол;
среднее солнечное время (местное среднее время):
T m= T + h, где T – истинное солнечное время, h – уравнение времени;
всемирное время:
, гдеl – долгота пункта с местным средним временем T m, выраженная в часовой мере, T 0 – всемирное время в этот момент;
поясное время:
, где T 0 – всемирное время; n – номер часового пояса (для Гринвича n =0, для Москвы n =2, для Красноярска n =6);
декретное время:
или 
6. Формулы, связывающие сидерический (звездный) период обращения планеты T с синодическим периодом ее обращения S:
для верхних планет:
;
для нижних планет:
, где T Å – звездный период обращения Земли вокруг Солнца.
7. Третий закон Кеплера:
, где Т1 и Т2 – периоды обращения планет, a 1 и a 2 – большие полуоси их орбиты.
8. Закон всемирного тяготения:
, где m1 и m2 – массы притягивающихся материальных точек, r – расстояние между ними, G – гравитационная постоянная.
9. Третий обобщенный закон Кеплера:
, где m1 и m2 – массы двух взаимно притягивающихся тел, r – расстояние между их центрами, Т – период обращения этих тел вокруг общего центра масс, G – гравитационная постоянная;
для системы Солнце и две планеты:
, где Т1 и Т2 – сидерические (звездные) периоды обращения планет, М – масса Солнца, m1 и m2 – массы планет, a 1 и a 2 –большие полуоси орбит планет;
для систем Солнце и планета, планета и спутник:
, где M – масса Солнца; m 1 – масса планеты; m 2 – масса спутника планеты; Т 1 и a1 – период обращения планеты вокруг Солнца и большая полуось ее орбиты; Т 2 и a2 – период обращения спутника вокруг планеты и большая полуось его орбиты;
при M >> m 1, а m 1 >> m 2,
.
10. Линейная скорость движения тела по параболической орбите (параболическая скорость):
, где G – гравитационная постоянная, M – масса центрального тела, r – радиус-вектор избранной точки параболической орбиты.
11. Линейная скорость движения тела по эллиптической орбите в избранной точке:
, где G – гравитационная постоянная, M – масса центрального тела, r – радиус-вектор избранной точки эллиптической орбиты, a – большая полуось эллиптической орбиты.
12. Линейная скорость движения тела по круговой орбите (круговая скорость):
, где G – гравитационная постоянная, M – масса центрального тела, R – радиус орбиты, v p – параболическая скорость.
13. Эксцентриситет эллиптической орбиты, характеризующий степень отклонение эллипса от окружности:
, где c – расстояние от фокуса до центра орбиты, a – большая полуось орбиты, b – малая полуось орбиты.
14. Связь расстояний перицентра и апоцентра с большой полуосью и эксцентриситетом эллиптической орбиты:
, 
, 
, где r П – расстояния от фокуса, в котором находится центральное небесное тело, до перицентра, r А – расстояния от фокуса, в котором находится центральное небесное тело, до апоцентра, a – большая полуось орбиты, e – эксцентриситет орбиты.
15. Расстояние до светила (в пределах Солнечной системы):
, где R Å – экваториальный радиус Земли, ρ 0– горизонтальный параллакс светила, выраженный в секундах дуги,
или 
, где D 1 и D 2 – расстояния до светил, ρ 1 и ρ 2 – их горизонтальные параллаксы.
16. Радиус светила:
, где ρ – угол, под которым с Земли виден радиус диска светила (угловой радиус), R Å – экваториальный радиус Земли, ρ 0– горизонтальный параллакс светила.
17. Расстояние до звезд:
в парсеках: 
, где p – годичный параллакс звезды, выраженный в радианах;
в астрономических единицах: 
, где p – годичный параллакс звезды, выраженный в секундах дуги;
в километрах: 
, где p – годичный параллакс звезды, выраженный в секундах дуги, a – средний радиус (большая полуось) земной орбиты.
18. Связь блеска звезды и ее звездной величины (формула Погсона):
, где I 1 – освещенность, создаваемая звездой, звездная величина которой равна m 1, и I 2 – освещенность, создаваемая другой звездой, звездная величина которой равна m 2.
19. Абсолютная звездная величина:
, где m – видимая звездная величина, R – расстояние до звезды в парсеках.
20. Закон Стефана–Больцмана:
ε=σT 4, где ε – энергия, излучаемая в единицу времени с единицы поверхности, Т – температура (в кельвинах), а σ – постоянная Стефана–Больцмана.
21. Закон Вина:
, где λ max – длина волны, на которую приходится максимум излучения абсолютно черного тела (в сантиметрах), Т – абсолютная температура в кельвинах.
22. Закон Хаббла:
, где v – лучевая скорость удаления галактики, c – скорость света, Δ λ – доплеровское смещение линий в спектре, λ – длина волны источника излучения, z – красное смещение, r – расстояние до галактики в мегапарсеках, H – постоянная Хаббла, равная 75 км / (с×Мпк).