今天鞋百科给各位分享天体体积怎么算的的知识，其中也会对太阳等天体的质量、密度、体积等是怎么样计算出来的？(太阳质量和密度)进行解释，如果能碰巧解决你现在面临的问题，别忘了关注本站，现在我们开始吧！

太阳等天体的质量、密度、体积等是怎么样计算出来的？

太阳等天体的质量、密度、体积等是怎么样计算出来的？
经常看到有些资料说太阳的体积是地球的多少倍，等等等等，质量是地球的多少倍，那么这些东西是怎么计算出来的
来自匿名用户的提问
最佳答案
由提问者推荐
通过观测得到的：
1.地球数据计算
地球表面重力加速度g是由万有引力产生的：
mg
=
gme*m/r^2
g
=
gme/r^2
其中：g、g、r都可以测量得到，所以知道了地球的质量me、体积ve
2.太阳数据计算
地球围绕太阳旋转，向心力是由引力产生的：
me*ω^2*l
=
gme*ms/l^2
ω
=
2π/t
4(π/t)^2
=
gms/l^3
ms
=
4(π/t)^2*l^2/g
其中：t
=
365.2425天、l
日地之间距离通过观测计算得到、g可以测量得到，所以太阳的质量可以得到。
太阳的直径通过观测得到，体积可以计算出来......

高中物理 用万有引力定律求星球质量 体积 密度 环绕天体轨道半径等等 越详细越好

这类问题最简单了，它的解题模式非常单一，我把它称为天体环绕问题，这类问题解题时需要具备的 知识点有：
1、万有定律的表达式
2、向心力的表达方式，常用的有三种:a、用线速度表示mv^2/r；b、用角速度表示mw^2r；c、用周期表示4拍方乘mr/T^2
3、一般天体环绕类问题都是万有引力提供向心力，向心力有三种表示方式，根据这个列出等式一般都可以解决问题
4、根据天体环绕问题一般可以解决天体的质量，然后结合体积、密度、质量的关系式，就可以解决问题
5、有一个黄金代换式要知道
具备以上知识点，一般都可以解决问题，若有不懂，还可以继续和我交流，希望对你有帮助！

如何测量天体的体积？

人们常常用“天文数字”来形容数字的巨大，事实也确实如此：
日－地距离是149 597 870千米，仙女座星系距离我们236万光年，整
个宇宙的尺度大约是15 000 000 000光年(大约合9 460 800 000 000 000米）。
这些硕大无朋的数字是什么得出的？天文学家用的是什么尺子？

从窗口望去我可以判断大街上的行人距离我多远，这依靠的是周
围的参照物和生活常识，要测量旗杆的高度可以把它放倒然后用尺子
量。然而对于天文学家来说，这些方法全都是遥不可及——的确是遥
不可及，天文学家的工作就是研究那些遥不可及的天体。那么，天文
学家是如何测量距离的呢？

从地球出发

首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位
置看到同一天体的方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手
拇指，交替闭合和睁开双眼，你会发现拇指向对于背景左右移动。这
就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们
测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线）， 那么这个三角形就可以
被完全确定。


天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——
因为天体的距离通常是很大的——以及精确测量角度。

我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条
件：较长的基线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另
一侧，观测者可以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离
的张角θ（如图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学
关系可以得出：


r=a/sinθ

由于恒星的周年视差通常小于1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如
果我们用角秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。
通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）。只要测量
出恒星的周年视差，那么它们的距离也就确定了。当然， 周年视差不
一定好测。 第谷一辈子也没有观测的恒星的周年视差——那是受当时
的观测条件的限制。

天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc）
的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么
它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。

遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使
用三角视差法大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好
望洋兴叹了。

星等的关系

星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星
等，如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就
叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（M）有一个简单的关系：

5lg r=m-M+5

这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m） 和绝对星
等（M），那么我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好
测量，那么绝对星等呢？很幸运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出
该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出来了。通常这被称作分光视
差法。

绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。
比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那
么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫
罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。

造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变
化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个
特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星
的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好说了。

造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星， 它们有不
同的周光关系。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以
用来测定距离。这种使用变星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。

向红端移动

人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，
恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在
快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的
光的频率会变低。

1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视
向退行速度和距离成正比：v=HD。这样，通过红移量我们可以知道星
体的推行速度，如果哈勃常数H确定，那么距离也就确定了（事实上，
哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数H）。

这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。

回到地球

不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，
那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，
其他的测量就都成了空中楼阁。

天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也
是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。
雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学
家就可以大胆的测量遥远的星辰了。

宇航员怎样测算天体体积

地球的大小

最早实测地球大小的是希腊天文学家厄拉多塞内（Eratosthene）。公元前200多年，他认定地球为正球体，他那时推算的地球周长合39500千米，与今值(赤道周长40075.13千米)十分接近。

20世纪50年代以后，用人造地球卫星测得的有关地球数据越来越精确。利用对人造卫星的观测数据，便可求得地球的平均半径。具体计算时还必须考虑月球和太阳引力的影响，需要加以订正。同时，由于地球并非正球体，其内部物质分布也不均匀，因此，它对人造卫星的绕转运动产生摄动力。这样，需根据大量不同倾角的人造卫星及其轨道变化的速度，才能归算出地球的基本形状和大小。

太阳、月球的大小

对于距离已知的天体，只要测出它们的视圆面直径的张角，即可以求出它们的大小。对太阳、月球和行星的线直径都是这样测量的。在地球上用测角仪器很容易测得太阳的角直径31’59”.3。根据已知的日地平均距离a就可算出太阳的线半径为：

R=a*sin（31’59”3/2）= 6.96×105 千米

大概70万千米，约相当于地球半径的109倍。

同理可测得月球的平均角半径为15’32”.6，略小于太阳角半径。所以，从地球上看去，它们的大小相差不多，但是，月地距离比日地距离小得多。月球的线半径也比太阳小得多，仅有1738千米。

恒星的大小

对于太遥远恒星，其角直径很小，用望远镜所无法测量的，上面的方法不适用。于是，只能采用间接的方法测定它们的大小，例如光度法。

由物理学中的斯忒藩—波尔兹曼黑体辐射定律知道，如果恒星的辐射可以用黑体辐射来描述，那么温度为T，半径为R的恒星在单位时间内所发出的总辐射能，即恒星的光度L为：

L＝4πR2σ*T4

上式中的T及光度量可根据其它办法得到，于是R就可以算出来。

天体体积公式V=(3/4)兀R^3是怎么得到的?

1解：将一个底面半径R高为R的圆柱中心挖去一个等底等高的圆椎。剩下的部分与一个半球用平面去割时处处面积相等。等出它们体积相等的结论。而那个被挖体的体积好求。就是半球体积了。V＝2/3πR^3
。因此一个整球的体积为4/3πR^3
球是圆旋转形成的。圆的面积是S=πR^2，则球是它的积分，可求相应的球的体积公式是V=4/3πR^3
2解：你可以学学爱迪生，将球挖个小眼，灌满水，然后将水倒进量杯就算出体积拉！！！

用"计算天体的质量"公式来推导出中心天体的密度

天体运动的公式可以分成两条线，第一条线绕中心天体运行的卫星类公式：
GMm/r^2=mv^2/r=mω^2r=ma=m(2π/T)^2r，其中M表示中心天体质量，m表示环绕天体质量,G - 引力常数，r表示环绕天体的轨道半径。如果题目中给出星球半径R和星球表面的重力加速度g的话，应该用到黄金代换。有时和密度公式结合，求中心天体密度。
第二条线一般是放在赤道的物体跟着地球一起转时：一般物体受到的万有引力近似等于重力。
GMm/R^2=mg，可求星球表面的重力加速度g=GM/R^2，离地一定高度处的重力加速度
g‘=GM/(R+h)^2。其中h是物体的离地高度。如果和密度公式结合，也可以求密度
所以, 知道引力就可以从上式求出你需要的天体质量, 再根据天体体积(应该已知)即得到天体密度
设天体质量为M，表面重力加速度为a，半径为R。
假设表面有一个物体，质量为m
万有引力定律为（GMm） /（ R^2）=mg，
（GM）=（gR^2）,M=4/3πR^3乘以密度，
所以(4/3πGR^3乘以密度)/R^2=g
故密度为(3g)/(4πRG)
不懂可以看看这里~
http://wenku.baidu.com/view/df6af100cc1755270722089f.html

物理：关于天体中心体密度计算

选3，只要飞船绕一天体飞行的周期知道，则中心天体的平均密度就可求.

飞船在某行星表面附近延圆轨道,所以飞船飞行轨道半径 = 星球半径.设为R，速度为V，中心天体质量为M，飞船质量为m,周期为T
GMm/R*R=mv^2/R=m4π^2R/T^2 故M=4π^2R^3/GT^2
又体积v=(4/3)πR^3
所以 ρ=M/v=3π/GT^2
注： 这个问题可以当公式记住，以后做选择填空题就方便了，呵呵……
注意字眼“表面附近”所以飞船飞行轨道半径 = 星球半径