1樓：阿西妹妹
探測器繞星球飛行
近日，nasa的木星探測器「朱諾」號成功進入木星的軌道，接下來，「朱諾」號將測量包括木星的引力場、磁場和包括木星的核心質量在內的一些資料，以期望了解木星的內部構造。隨著探測器的不斷改進與公升級，人類將探測更多的星球，在此過程中，星球的質量無疑是乙個探測的物件，但是到底星球的質量是如何被測量出來的呢？
對於星球質量的直接測量是相當困難的，世界上並沒有那樣的稱用來稱量星球的質量，即便能造出來，像太陽這樣溫度很高的星體，稱還未接觸到就已經融化了，因而通過探測器來環繞星球飛行，進而間接測量星球的質量顯得極為重要了。
要想知道星球的質量是如何被測出來的，還得先了解一下牛頓的萬有引力定律。根據牛頓的萬有引力的變形公式，星球的質量m的表示式可寫為
其中，g為萬有引力常量，數值為6.67×10-11n·m2/kg2，r為星球的半徑，t為探測器沿星球附近環繞的週期。因而，只要我們能測量到星球的半徑或者直徑，以及探測器沿星球附近環繞的週期，我們將很容易得出星球的質量。
從嚴格意義上來說，我們所見的星球都不是規則的球體，或多或少有一些「扁」，有點像橢球體。因此，在測量星體的半徑時只做近似測量，對於星球半徑的測量，可以直接在地球上通過測距儀來測算。
測量星球半徑
關於星球半徑的測量，我們可以在地球上的某一地點用乙個測距儀測出地球上該點到星球的最頂端和最底端的距離l(如果星球離我們越遠，地球到星球頂端的長度l0的長度就越趨於地球到星球底端的長度l1，一般認為這兩者是相等的)，很容易能知道在測量過程中，儀器所改變的角度θ。然後運用三角函式的數學知識就可以很輕易地計算出未知星球的半徑r了。
測量星球的質量只是近似值
當我們近似計算了星球的半徑之後，我們就可以將測量值帶入上述星球質量的表示式中，從而計算出星球的質量。從上面的分析中，不難看出測量出的星球半徑，星球外形的不規則等因素，最終得到的星球質量只是乙個近似值。此外，即便測量的星球形狀是規則的球體，經過準確測得其半徑之後，用牛頓的萬有引力公式只能大致算出此星球的質量，要想更精確地得到星球的質量，我們還得依靠愛因斯坦的廣義相對論，這就是另外乙個更複雜的話題了。
2樓：hh哥樂園
測出地球表面的重力加速度。根據萬有引力定律就可很容易算出地球質量了。
3樓：匿名使用者
根據推理的物理公式，可以依靠其他行星的質量稱出。
4樓：高師傅
月亮圍著地球轉，圓周運動的向心力f=mv²/r=4π²mr/t²由萬有引力提供，即4π²mr/t²=gmm/r²，m=4π²r³/gt²。 和3樓的同學一樣，先測得萬有引力常數g≈(2/3)×10^(-10)nm²/kg²；月亮繞地球一圈是24小時，月地平均距離可以用雷射測量r=384402km(地球半徑r=6730km)。 3樓的同學沒說地球半徑怎麼測，但是通過這個月地距離的測量，由於月地距離遠大於地球半徑，所以在估算地球質量m的時候，根據上式，卻可以把地球半徑忽略掉。
況且重力加速度和地球表面的緯度、海拔有關，並不可一概而論！
5樓：禍起蕭牆後宮
能量守恆定律的應用，具體的科學實驗。
6樓：糖葫蘆
先測地表重力加速度。由g=gm/r2,還需要萬有引力常量。方法是將兩個鉛球靠近，精確測量兩者之間的力。具體實驗由卡文迪許完成。因此他也自稱自己的實驗是「稱量地球」
7樓：晚七戀
乙個物體的質量推及整個星球的質量。
8樓：匿名使用者
測量出萬有引力常數，接著測量地球的半徑，套用公式。
9樓：c春夏學姐
通過一些大致地資料算出來地。
10樓：精神伴侶海鷗
通過對星球的具體測量比較，和其他物品進行對比的方法測量。
11樓：瓶蓋缺塞兒
運用具體的科學手段科學方式。
12樓：**
對於星球質量的直接測量是相當困難的，世界上並沒有那樣的稱用來稱量星球的質量，即便能造出來，像太陽這樣溫度很高的星體，稱還未接觸到就已經融化了，因而通過探測器來環繞星球飛行，進而間接測量星球的質量顯得極為重要了。
探測器繞星球飛行
計算星球質量
其中，g為萬有引力常量，數值為6.67×10-11n·m2/kg2，r為星球的半徑，t為探測器沿星球附近環繞的週期。因而，只要我們能測量到星球的半徑或者直徑，以及探測器沿星球附近環繞的週期，我們將很容易得出星球的質量。
從嚴格意義上來說，我們所見的星球都不是規則的球體，或多或少有一些「扁」，有點像橢球體。因此，在測量星體的半徑時只做近似測量，對於星球半徑的測量，可以直接在地球上通過測距儀來測算。
測量星球半徑
關於星球半徑的測量，我們可以在地球上的某一地點用乙個測距儀測出地球上該點到星球的最頂端和最底端的距離l（如果星球離我們越遠，地球到星球頂端的長度l0的長度就越趨於地球到星球底端的長度l1，一般認為這兩者是相等的），很容易能知道在測量過程中，儀器所改變的角度θ。然後運用三角函式的數學知識就可以很輕易地計算出未知星球的半徑r了。
測量星球的質量只是近似值
當我們近似計算了星球的半徑之後，我們就可以將測量值帶入上述星球質量的表示式中，從而計算出星球的質量。從上面的分析中，不難看出測量出的星球半徑，星球外形的不規則等因素，最終得到的星球質量只是乙個近似值。此外，即便測量的星球形狀是規則的球體，經過準確測得其半徑之後，用牛頓的萬有引力公式只能大致算出此星球的質量，要想更精確地得到星球的質量，我們還得依靠愛因斯坦的廣義相對論，這就是另外乙個更複雜的話題了。
人類是如何算出星球的的總質量的？
13樓：嵩果科科
通過牛頓的萬有引力公式計算出來的。f=gmm/r^2其中f是引力，g是萬有引力常數，m和m分別為兩個物體（星球）的質量，r為兩物體之間的距離。比如測量太陽的質量時，只需要把地球的質量m代入，這樣太陽的質量m就能得到了。
14樓：戀愛六六醬
計算出太陽的質量之後，通過天文觀測太陽系其他行星的公轉半徑r，和公轉線速度v，就可以通過公式計算出太陽系其他星球的質量了,太陽系外恆星質量計算方法有三種，一種是雙星系統，雙星系統是兩顆恆星圍繞乙個質點運動，根據克卜勒第三定律;第二種計算方法是通過光度推算;第三種計算方式是通過引力紅移計算.
15樓：辣
科學家們根據萬有引力的公式，根據光年的概念，通過質量的定律。總之，通過許多公式最終算出了星球的質量，這是乙個非常了不起的發現。
16樓：小南學長
這個還是根據牛頓的力學基礎定律，也就是萬有引力定律算出的。通過星球的執行半徑和軌道以及一顆已知球體的質量計算出來的。
如何推算出乙個星球的質量
17樓：匿名使用者
如果是與其它星球組成系統，如恆星－行星系、行星－衛星系、雙（恆）星等，情況很簡單，用萬有引力定律就行了。當然，在用萬有引力定律前，必須用觀測確定必要的引數，如對於行星或衛星，先要確定星球之間的引力攝動造成的相對位移程度，可大致知道兩星球的質量比；對於恆星，如果是雙星，與行星或衛星的情況一樣，先確定質量比，再可通過光譜分析，確定恆星的光譜型、表面溫度、光度，至少可推算得到其中一顆恆星的大致質量，那麼另一顆的也就知道了。對於單個星球，有些困難。
但也是要通過光譜分析，得到一些引數，並通過在赫－羅圖中的位置，確定其演化程度，可大致推算出其質量。對於星團、星系，道理也都差不多。
18樓：小仙之母
什麼星球？
你要知道那星球的密度的。
球的體積會算吧？
拿體積乘以單位質量
星球質量是怎麼計算的
19樓：後初珍
方法有很多，最簡單的就是利用"m=ρv"這個公式的，先通過光譜測量某個天體的物質構成得出其密度，然後通過天文望遠鏡測得天體體積，最後，用我們初中就學到的格式——
已知:ρ=***，v=***，求m。
據:ρ=m/v變形m=ρv
解:*********
(不要吐槽，讓我緬懷一下我逝去的青春 _(:з」∠)__……絕對沒有夕陽下的奔跑!!!)
ok，書歸正傳!行星的質量也可以通過恆星的質量結合行星運動的半徑週期等等資料計算得到，其中一般簡單的可以用到克卜勒的天體定律，但現代用的較多的是廣義相對論，這個才是現代物理用到的東西。不過萬有引力是比較籠統的理論，不能適用於多體之間的運動研究，所以必須用廣義相對論的引力理論。
用萬有引力的具體的操作是:在天體運動中，近似認為天體的運動是勻速圓周運動，在其運動過程中起決定因素的是萬有引力，即萬有引力提供天體做勻速圓周運動所需的向心力，有g(mm/r²)=m × (2π/t)²×r 其中週期可通過天文觀測方式獲得，從而可得天體質量為：m = [(2π/t)²×r³]/g。
用克卜勒第三定律的操作方法是:由克卜勒第三定律估算天體質量
克卜勒三定律"注①"是關於行星圍繞太陽運動的規律，是德國天文學家克卜勒認真分析了丹麥天文學家第谷·布拉赫的大量對天體執行觀測資料的基礎上提出的，它的內容是：
克卜勒第一定律（橢團軌道定律）：所有行星分別在大小不同的橢圓軌道上圍繞太陽運動，太陽是在這些橢圓的乙個焦點上，但行星軌道的偏心率都比較小，例如，地球軌道的偏心率只有0.0167，很接近於圓。
克卜勒第二定律（面積定律）：對每個行星來說，太陽和行星的聯線在相等的時間內掃過的面積相等。
克卜勒第三定律（週期定律）：所有行星的橢圓軌道的半長軸的三次方跟公轉週期的平方的比值都相等。即：a³/t²= c（常數）
由於第谷·布拉赫的資料都是靠肉眼觀測記錄的，克卜勒三定律與行星實際執行的情況有少許偏離，後來人們修正了克卜勒第三定律，得到準確的表示式是：a³/t²(m m) = g/4π²
其中m為太陽的質量；m為行星的質量；a為橢圓軌道的長半軸；t為行星的公轉週期；萬有引力常數 g = 6.67×10-11n·m²/kg²。
還可以用天體真半徑和表面重力加速度推算天體質量
在天體表面，物體所受萬有引力與它所受重力近似相等，由萬有引力定律有：g(mm/r²)=mg
即m = gr²/g。
***(不知用什麼連詞好了)用天體的質量和光度之比的質光關係估算天體質量
所謂質光關係"注②"就是恆星的質量和絕對光度之間的乙個重要關係，最早為哈姆所提出，並在2023年由赫茨普龍通過觀測資料證實，2023年愛丁頓從理論上匯出絕對光度為l的恆星與其質量m的關係為：l = km3.5
其中絕對光度l可由實際觀察得到， 為常數，它與哈勃常數h有關。由上式可估算天體的質量為：m = (l/k)2/7
該方法除對物理性質特殊的巨星、白矮星和某些緻密天體不適用外，對佔恆星總數的90％的主序星非常適用。
除以上方法可以估算天體質量以外，還有"注③":用維里定理估算天體的質量（稱為"維里質量"）；雙譜分光雙星又是食雙星可由分光解和測光解中的軌道傾角，可求得兩子星的質量；雙譜分光雙星又是干涉雙星，可由分光解和軌道傾角，可計算出兩子星的質量；雙譜分光雙星的分光解加上偏振觀測所得軌道傾角可得出兩子星的質量；利用已知半徑的白矮星的引力紅移量求白矮星的質量；利用恆星在赫羅圖上的理論演化軌跡估算恆星質量（稱為"演化質量"）；對已知真半徑的脈動變星，可以由脈動週期估算平均密度，從而得出質量（稱為"脈動質量"）等方法。
當然，天體的質量隨著時間而不斷變化，主要是由於熱核反應把質量不斷轉變為輻射能和許多天體因大氣膨脹或拋射物質而不斷損失質量。而且仍有不少恆星的質量資料至今還很不可靠或精度甚低，如大角、老人、織女
一、河鼓
二、參宿
四、心宿二等亮星，欲得到精度較高的恆星的質量，人們仍有大量的工作要做。
參考書目：
注①：《中國大百科全書天文學》第189頁"克卜勒定律"條目，中國大百科全書出版社出版，1980 年12月第一版
注②：同上，第556頁"質光關係"條目
注③: 同上，第144--145頁"恆星質量"條目
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