今天鞋百科给各位分享天体运动中如何区分质量的知识，其中也会对行星的质量是怎么算出来的(行星的质量计算公式)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！

行星的质量是怎么算出来的

根据牛顿的万有引力的变形公式，星球的质量M的表达式可写为：M=（4R^3/3)*gt³。

其中，G为万有引力常量，数值为6.67×10-11N·m2/kg2，R为星球的半径，T为探测器沿星球附近环绕的周期。

因而，只要我们能测量到星球的半径或者直径，以及探测器沿星球附近环绕的周期，我们将很容易得出星球的质量。

测量星球的半径：

关于星球半径的测量，我们可以在地球上的某一地点用一个测距仪测出地球上该点到星球的最顶端和最底端的距离L，很容易能知道在测量过程中，仪器所改变的角度θ。然后运用三角函数的数学知识就可以很轻易地计算出未知星球的半径R了。

扩展资料

当我们近似计算了星球的半径之后，我们就可以将测量值带入上述星球质量的表达式中，从而计算出星球的质量。

从上面的分析中，不难看出测量出的星球半径，星球外形的不规则等因素，最终得到的星球质量只是一个近似值。

参考资料

百度百科-万有引力定律

万有引力为何与M有关系 高中物理必修2万有引力公式推导，得出F与M有关，对此有所疑惑。求解（下有补充）

首先，你承认这一点对吧：F=km/r^2，k是一个系数，然后你这是根据地球相对太阳的受力计算出来的，那么太阳相对地球的受力应该是F'=k‘M/r^2吧，而由牛顿第三定律得F=F'，从而km=k'M，则k=k'M/m=k''（这是因为k'只是一个常数，把常数m加进去还是常数k''），从而F=k''Mm/r^2.这样回答不知道你满不满意，其实你往后面学会发现这个可以根据开普勒第三定律求出来的。
ps:正在完成新手任务，求采纳^_^

求天体的质量

汗~~~~~总得给几个条件吧？

如果有别的天体绕它转动，测出公转周期T和轨道半径r，在已知万有引力常数G，根据 M = 4π²r³/GT² 求天体质量。


已知环绕天体质量、椭圆轨道半长轴、公转周期，根据开普勒第三定律计算。a³/T²(M+m) = G/4π²
其中M为太阳的质量；m为行星的质量；a为椭圆轨道的长半轴；T为行星的公转周期。


如果在该天体表面（假设是球体），测出该天体周长算出半径r，再用自由落体得出重力加速度g，根据 M = gr²/G ，算出天体质量。


如果是远处的恒星，可以通过分析光谱算出质量


对于距离已知的恒星，根据质光关系测出质量。绝对光度为L的恒星与其质量M的关系为：L = kM^3.5
其中绝对光度L可由实际观察得到，k为常数，它与哈勃常数H有关。由上式可估算天体的质量为：M = (L/k)^2/7

对于双普分光双星，有以下几种方法：
双谱分光双星又是食双星可由分光解和测光解中的轨道倾角，可求得两子星的质量
双谱分光双星又是干涉双星，可由分光解和轨道倾角，可计算出两子星的质量；双谱分光双星的分光解加上偏振观测所得轨道倾角可得出两子星的质量；


大质量天体根据引力红移计算质量

在太空中如何称质量？

重力是由于地球的吸引而造成的，太空中因为没有地球引力，所以就谈不上用弹簧测力计测重力。而用天平测质量，也用到了砝码和物体的重力等，飘浮在半空，怎么能谈得上测质量？
所以是不能的。

天体的质量是怎样算出来的?

宇宙总是那么奥秒无穷，我们知道天体的质量非常大，人们又是如何测量出天体的质量的呢？
一、 用万有引力定律和牛顿运动定律估算天体质量
在天体运动中，近似认为天体的运动是匀速圆周运动，在其运动过程中起决定因素的是万有引力，即万有引力提供天体做匀速圆周运动所需的向心力，有G(mM/r2)=m × (2π/T)2×r 其中周期可通过天文观测方式获得，从而可得天体质量为：M = [(2π/T)2×r3] / G
例：（2001年理综）太阳现正处于主序星演化阶段，它主要是由电子和 11H、24He等**核组成。维持太阳辐射的是它内部的核聚变反应，核反应方程是2e+411H---24He+ 释放的核能，这些核能最后转化为辐射能。根据目前关于恒星演化的理论，若由于聚变反应而使太阳中的11H核的数目从现有数减少10％，太阳将离开主序星阶段而转入红巨星的演化阶段。为了简化，假定目前太阳全部由电子和11H核组成。
（1） 为了研究太阳演化过程，需要知道目前太阳的质量M。已知地球半径为R=6.4×106m ，地球质量为m=6.0×1024 kg，日地中心的距离为 r=1.5×1011m，地球表面处的重力加速度为g=10m/s2 ，一年约为3.2×107 s。试估算日前太阳的质量M。（估算结果只要求一位有效数字，另第二、三问略）
分析：设T为地球绕日心运动的周期，则由万有引力定律和牛顿运动定律可知：
G(mM/r2) = m × (2π/T)2×r-----------①
地球表面处的重力加速度：
g = G(mM/r2)-----------------------②
由①②式联立解得：
M = m × (2π/T)2×(r3/R2g)
以题结数值代入，得M = 2 × 1030Kg。

二、 用天体真半径和表面重力加速度推算天体质量
在天体表面，物体所受万有引力与它所受重力近似相等，由万有引力定律有：G(mM/R2)=mg
即M = gR2/G
例:由天文观测可得月球的直径为3476km，月面上物体做自由落体运动的重力加速度为1.62m/s2,则月球的质量为：M月= g月R2月/G = g月D2月/4G = 1.62×(3.476×106)2/(4×6.67×10-11)Kg = 7.34×1022 Kg

三、 由开普勒第三定律估算天体质量
开普勒三定律注①是关于行星围绕太阳运动的规律，是德国天文学家开普勒认真分析了丹麦天文学家第谷·布拉赫的大量对天体运行观测资料的基础上提出的，它的内容是：
开普勒第一定律（椭团轨道定律）：所有行星分别在大小不同的椭圆轨道上围绕太阳运动，太阳是在这些椭圆的一个焦点上，但行星轨道的偏心率都比较小，例如，地球轨道的偏心率只有0.0167，很接近于圆。
开普勒第二定律（面积定律）：对每个行星来说，太阳和行星的联线在相等的时间内扫过的面积相等。
开普勒第三定律（周期定律）：所有行星的椭圆轨道的半长轴的三次方跟公转周期的平方的比值都相等。即：a3/T2 = C（常数）
由于第谷·布拉赫的资料都是靠肉眼观测记录的，开普勒三定律与行星实际运行的情况有少许偏离，后来人们修正了开普勒第三定律，得到准确的表达式是：a3/T2(M+m) = G/4π2
其中M为太阳的质量；m为行星的质量；a为椭圆轨道的长半轴；T为行星的公转周期；万有引力常数 G = 6.67×10-11N·m2/Kg2。

例：试估算银河系的质量。
分析：测量银河系的质量时，为了便于分析和计算，通常改变修正后的开普勒第三定律中的 和 的单位。如果设地球到太阳的平均距离为 =1天文单位，地球绕太阳公转的周期 =1年，则对地球和太阳这个系统而言，若略去地球质量，地球绕太阳运转的开普勒第三定律为:
13/12(M太+0) = G/4π2即 G/4π2 = 1/M太--------③
选太阳和银河系为一个系统，由开普勒第三定律有：
a3/T2(M银+M太) = G/4π2-----------------------④
长期的天文观测可知，太阳以250km/s 的速度带领着太阳系中的星体绕银河系的中心旋转，若取天文单位为距离单位，年为周期单位，太阳每转一周约需T=2.4×108年；太阳到银河系中心的距离为 a ≈33000光年=2.06×109天文单位，联立③④可得:M银+M太= (2.06×109)3M太/(2.4×108)2= 1.5×1011M太
这里M太是太阳绕银河系的中心旋转的轨道以内银河系诸星体的质量，因M太 ×M银 ，故M银=1.5×1011M太，即银河系的质量至少是太阳的1.5千亿倍！

四、 用天体的质量和光度之比的质光关系估算天体质量
所谓质光关系注②就是恒星的质量和绝对光度之间的一个重要关系，最早为哈姆所提出，并在1919年由赫茨普龙通过观测资料证实，1924年爱丁顿从理论上导出绝对光度为L的恒星与其质量M的关系为：L = kM3.5
其中绝对光度L可由实际观察得到， 为常数，它与哈勃常数H有关。由上式可估算天体的质量为：M = (L/k)2/7
该方法除对物理性质特殊的巨星、白矮星和某些致密天体不适用外，对占恒星总数的90％的主序星非常适用。

除以上方法可以估算天体质量以外，还有注③:用维里定理估算天体的质量（称为"维里质量"）；双谱分光双星又是食双星可由分光解和测光解中的轨道倾角，可求得两子星的质量；双谱分光双星又是干涉双星，可由分光解和轨道倾角，可计算出两子星的质量；双谱分光双星的分光解加上偏振观测所得轨道倾角可得出两子星的质量；利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量；利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估算恒星质量（称为"演化质量"）；对已知真半径的脉动变星，可以由脉动周期估算平均密度，从而得出质量（称为"脉动质量"）等方法。
当然，天体的质量随着时间而不断变化，主要是由于热核反应把质量不断转变为辐射能和许多天体因大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。而且仍有不少恒星的质量数据至今还很不可靠或精度甚低，如大角、老人、织女一、河鼓二、参宿四、心宿二等亮星，欲得到精度较高的恒星的质量，人们仍有大量的工作要做。
参考书目：
注①：《中国大百科全书天文学》第189页"开普勒定律"条目，中国大百科全书出版社出版，1980 年12月第一版
注②：同上，第556页"质光关系"条目
注③: 同上，第144--145页"恒星质量"条目

高一物理必修二知识点总结

　　不知道你们学的是哪本教材，我们这里都是用人教版，下面是我整理的一些主要知识点，希望可以帮到你
　　曲线运动
　　1．在曲线运动中,质点在某一时刻(某一位置)的速度方向是在曲线上这一点的切线方向。
　　2．物体做直线或曲线运动的条件：
　　（已知当物体受到合外力F作用下,在F方向上便产生加速度a）
　　（1）若F（或a）的方向与物体速度v的方向相同，则物体做直线运动；
　　（2）若F（或a）的方向与物体速度v的方向不同，则物体做曲线运动。
　　3．物体做曲线运动时合外力的方向总是指向轨迹的凹的一边。
　　4．平抛运动：将物体用一定的初速度沿水平方向抛出，不计空气阻力，物体只在重力作用下所做的运动。
　　两分运动说明：
　　（1）在水平方向上由于不受力，将做匀速直线运动；
　　（2）在竖直方向上物体的初速度为零，且只受到重力作用，物体做自由落体运动。
　　5．以抛点为坐标**，水平方向为x轴（正方向和初速度的方向相同），竖直方向为y轴，正方向向下.
　　6．①水平分速度： ②竖直分速度： ③t秒末的合速度
　　④任意时刻的运动方向可用该点速度方向与x轴的正方向的夹角 表示

　　7．匀速圆周运动：质点沿圆周运动，在相等的时间里通过的圆弧长度相同。
　　8．描述匀速圆周运动快慢的物理量
　　（1）线速度v：质点通过的弧长和通过该弧长所用时间的比值，即v＝s/t，单位m/s；属于瞬时速度，既有大小，也有方向。方向为在圆周各点的切线方向上
　　9.匀速圆周运动是一种非匀速曲线运动，因而线速度的方向在时刻改变
　　（2）角速度 ：ω＝φ/t(φ指转过的角度，转一圈φ为 )，单位 rad/s或1/s；对某一确定的匀速圆周运动而言，角速度是恒定的
　　（3）周期T，频率f＝1/T
　　（4）线速度、角速度及周期之间的关系：
　　10．向心力： 向心力就是做匀速圆周运动的物体受到一个指向圆心的合力，向心力只改变运动物体的速度方向，不改变速度大小。
　　11．向心加速度： 描述线速度变化快慢，方向与向心力的方向相同，
　　12．注意的结论：
　　（1）由于 方向时刻在变，所以匀速圆周运动是瞬时加速度的方向不断改变的变加速运动。
　　（2）做匀速圆周运动的物体，向心力方向总指向圆心，是一个变力。
　　（3）做匀速圆周运动的物体受到的合外力就是向心力。
　　13．离心运动：做匀速圆周运动的物体，在所受的合力突然消失或者不足以提供圆周运动所需的向心力的情况下，就做逐渐远离圆心的运动
　　万有引力定律及其应用
　　1．万有引力定律： 引力常量G=6.67× N•m2/kg2
　　2．适用条件：可作质点的两个物体间的相互作用；若是两个均匀的球体,r应是两球心间距.（物体的尺寸比两物体的距离r小得多时，可以看成质点）
　　3．万有引力定律的应用：（中心天体质量M, 天体半径R, 天体表面重力加速度g ）
　　（1）万有引力=向心力 (一个天体绕另一个天体作圆周运动时 )
　　（2）重力=万有引力
　　地面物体的重力加速度：mg = G g = G ≈9.8m/s2
　　高空物体的重力加速度：mg = G g = G <9.8m/s2
　　4．第一宇宙速度----在地球表面附近(轨道半径可视为地球半径)绕地球作圆周运动的卫星的线速度,在所有圆周运动的卫星中线速度是最大的。
　　由mg=mv2/R或由 = =7.9km/s
　　5．开普勒三大定律
　　6．利用万有引力定律计算天体质量
　　7．通过万有引力定律和向心力公式计算环绕速度
　　8．大于环绕速度的两个特殊发射速度：第二宇宙速度、第三宇宙速度（含义）

　　功、功率、机械能和能源
　　1．做功两要素：力和物体在力的方向上发生位移
　　2．功： 功是标量，只有大小，没有方向，但有正功和负功之分，单位为焦耳（J）
　　3．物体做正功负功问题 （将α理解为F与V所成的角，更为简单）
　　（1）当α=90度时，W=0.这表示力F的方向跟位移的方向垂直时，力F不做功，
　　如小球在水平桌面上滚动，桌面对球的支持力不做功。
　　（2）当α0,W>0.这表示力F对物体做正功。
　　如人用力推车前进时，人的推力F对车做正功。
　　（3）当 α大于90度小于等于180度时，cosα<0,W<0.这表示力F对物体做负功。
　　如人用力阻碍车前进时，人的推力F对车做负功。
　　一个力对物体做负功，经常说成物体克服这个力做功（取绝对值）。
　　例如，竖直向上抛出的球，在向上运动的过程中，重力对球做了-6J的功，可以说成球克服重力做了6J的功。说了“克服”，就不能再说做了负功
　　4．动能是标量，只有大小，没有方向。表达式
　　5．重力势能是标量，表达式
　　（1）重力势能具有相对性，是相对于选取的参考面而言的。因此在计算重力势能时，应该明确选取零势面。
　　（2）重力势能可正可负，在零势面上方重力势能为正值，在零势面下方重力势能为负值。
　　6．动能定理：
　　W为外力对物体所做的总功，m为物体质量，v为末速度， 为初速度
　　解答思路：
　　①选取研究对象，明确它的运动过程。
　　②分析研究对象的受力情况和各力做功情况，然后求各个外力做功的代数和。
　　③明确物体在过程始末状态的动能 和 。
　　④列出动能定理的方程 。
　　7．机械能守恒定律： （只有重力或弹力做功，没有任何外力做功。）
　　解题思路：
　　①选取研究对象----物体系或物体
　　②根据研究对象所经历的物理过程，进行受力，做功分析，判断机械能是否守恒。
　　③恰当地选取参考平面，确定研究对象在过程的初、末态时的机械能。
　　④根据机械能守恒定律列方程，进行求解。
　　8．功率的表达式： ，或者P=FV 功率：描述力对物体做功快慢；是标量，有正负
　　9．额定功率指机器正常工作时的最大输出功率，也就是机器铭牌上的标称值。
　　实际功率是指机器工作中实际输出的功率。机器不一定都在额定功率下工作。实际功率总是小于或等于额定功率。
　　10、能量守恒定律及能量耗散
　　就这些了，用心去理解，相信你能行，有问题可以再交流。

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......

天体运动轨迹为什么是椭圆？还有这种轨迹如何算中心天体质量？

受力情况
决定
运动情况。
只受万有引力，它是个平方反比力，就会呈现椭圆运动。
算质量的话，可以用开普勒第三定律，用半长轴代替半径，就跟圆周运动一样了。

解决高中物理天体运动问题的技巧

天体运动部分的绝大多数问题，解决的原理及方法比较单一，处理的基本思路是：将天体的运动近似看成匀速圆周运动，根据万有引力提供向心力列方程，向心加速度按涉及的运动学量选择相应的展开形式。

如有必要，可结合黄金代换式简化运算过程。不过，还有几类问题仅依靠基本思路和方法，会让人感觉力不从心，甚至就算找出了结果但仍心存疑惑，不得要领。这就要求我们必须从根本上理解它们的本质，把握解决的关键，不仅要知其然，更要知其所以然。

　　一、变轨问题

　　例：某人造卫星因受高空稀薄空气的阻力作用，绕地球运转的轨道会慢慢改变。每次测量中卫星的运动可近似看作圆周运动，某次测量卫星的轨道半径为 ，后来变为 ，以 、 表示卫星在这两个轨道上的线速度大小， 、 表示卫星在这两个轨道上绕地球运动的周期，则（ ）