今天鞋百科给各位分享1米大的小行星怎么算的知识，其中也会对如何测量行星的大小、质量？(如何测量行星的大小,质量等级)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！
如何测量行星的大小、质量？
行星的直径，可以通过望远镜观察其视角大小，再根据其距离和几何知识可以直接计算大小（这个办法只能适用行星，因为行星在望远镜里是能看出大小来的，恒星就不行，因为恒星太远，在望远镜里看起来还是一个点）。
计算行星质量最好的就是它有卫星，根据卫星的轨道和运转周期，可以算出卫星运转线速度，然后再根据万有引力定律计算出行星质量。如果它没有卫星，则要根据它对其它行星轨道的摄动来计算，比较麻烦。
直径一万米，质量一万亿吨的陨石，用沙皇**能肢解它吗
爱秃子告诉我们e=mc.c,只是炸开，得考虑下陨石的构造和材质，我们类比水的密度，1万亿也不过棱长十多万千米的立方体，炸一个县及近地面，，其实沙皇弹的威力并不很大，
如何测量行星的大小、质量
行星的直径,可以通过望远镜观察其视角大小,再根据其距离和几何知识可以直接计算大小（这个办法只能适用行星,因为行星在望远镜里是能看出大小来的,恒星就不行,因为恒星太远,在望远镜里看起来还是一个点）.计算行星质...
宇宙中星球之间的距离是怎样才被计算出来的?
雷达遥测(radar ranging)
精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位，1 AU)，是量测宇宙距离的基础。
由克卜勒定律 ，可以推算出金星与地球的最近距离约是0.28 A.U.。在金星最近地球时，用金星表面的雷达回波 时间，可找出(误差小於一公里)
1 AU = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里
测距适用范围：～1AU。
恒星视差法(stellar parallax)
以地球和太阳间的平均距离为底线，观测恒星在六个月间隔，相对於遥远背景恒星的视差 。恒星的距离d
d (秒差距，pc) = 1/ p (视差角，秒弧)
1 pc 定义为造成一秒视差角的距离，等於3.26 光年。地面观测受大气视宁度的限制，有效的观测距离约为100 pc (～300 光年)。在地球大气层外的Hipparcos 卫星与哈伯望远镜，能用视差法量测更远的恒星，范围可推广到1000 pc。
测距适用范围：～1,000 pc。
光谱视差法(spectroscopic parallax)
如果星体的视星等为mV，绝对星等MV，而以秒差距为单位的星体距离是d。它们间的关系称为距离模数
mV - MV = -5 + log10d
如果知道恒星的光谱分类 与光度分类 ，由赫罗图 可以找出恒星的光度。更进一步，可以算出或由赫罗图读出恒星的绝对星等，代入距离模数公式，即可以找出恒星的距离。
因为主序星的分布较集中在带状区域，所以光谱视差法常用主序星为标的。利用邻近的恒星，校准光谱视差法的量测。另也假设远处的恒星的组成与各项性质，大致与邻近恒星类似。误差常在25% 以上，。(注：本银河系直径约30 Kpc)
测距适用范围：～7Mpc。
例： 若某恒星的视星等为+15 ，其光谱判定为G2 V 的恒星‘i从赫罗图读出该星的绝对星等为+5 ，代入距离模数公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出该星的距离d= 1000 pc = 3260 光年。
变星
位在不稳定带的后主序带恒星，其亮度有周期性的变化(周光曲线)，而综合许多变星的周光关系，可以发现变星亮度变化周期与恒星的光度成正比(参见周光关系) 。用来做距离指标的变星种类主要有造父变星(I 型与II 型)与天琴座变星。
测定变星的光谱类别后，由周光图可以直接读出它的光度(绝对星等)。由变星的视星等和绝对星，利用距离模数公式，
mV - MV = -5 + log10d
即可定出变星的距离。目前发现，最远的造父变星 在M 100，距离我们约17 Mpc。
测距适用范围：～17 Mpc。
超新星
平均每年可以观测到数十颗外星系的超新星。大部份的超新星(I 型与II 型) 的最大亮度多很相近，天文学家常假设它们一样，并以它们做为大距离的指标。
以造父变星校准超新星的距离，以找出I 型与II 型星分别的平均最大亮度。由超新星的光度曲线 ，可以决定它的归类。对新发现的超新星，把最大视亮度(mV) 与理论最大绝对亮度(MV) 带入距离模数公式，即可找出超新星的距离。
II 型超新星受外层物质的干扰，平均亮度的不确定性较高，I 型超新星较适合做为距离指标。
测距适用范围：> 1000 Mpc。
Tulley-Fisher 关系
漩涡星系的氢21 公分线，因星系自转而有杜卜勒加宽 。由谱线加宽的程度，可以找出谱线的位移量Δλ，并求出星系的漩涡臂在视线方向的速度Vr，
Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c
i 为观测者视线与星系盘面法线的夹，由此可以推出漩涡星系的旋转速率。Tulley 与Fisher 发现，漩涡星系的光度与自转速率成正比，现在称为Tulley-Fisher 关系。
量漩涡星系的旋转速率，可以知道漩涡星系的光度，用距离模数公式，就可以找出漩涡星系的距离。Tulley-Fisher 关系找出的距离，大致与I 型超新星同级，可互为对照。
注：现常观测红外线区谱线，以避免吸收。
测距适用范围：> 100 Mpc。
哈伯定律
几乎所有星系相对於本银河系都是远离的，其远离的径向速度可用都卜勒效应来测量星系的红位移 ，进而找出星系远离的速度。
1929年Edwin Hubble得到远离径向速度与星系距离的关系
哈柏定律
Vr = H*d
其中
Vr = 星系的径向远离速度
H = 哈柏常数=87 km/(sec*Mpc)
d = 星系与地球的距离以Mpc 为单位。
哈柏定律是一个很重要的距离指标，量得星系的远离速度，透过哈柏定律可以知道星系的距离。
例:
室女群(Vigro cluster) 的径向远离速度为 Vr ＝1180 km/sec， 室女群与地球的距离为 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc。
测距适用范围：宇宙边缘。
其他测距离的方法
红超巨星
假设各星系最亮的红超巨星绝对亮度都是MV = -8 ，受解析极限的限制，适用范围与光谱视差法相同。
测距适用范围：～7Mpc。
新星
假设各星系最亮的新星，绝对亮度都是MV = -8 。
测距适用范围：～20 Mpc。
HII 区
假设其他星系最亮的HII区之大小，和本银河系相当。(定H II区的边界困难，不准度很高)
行星状星云
假设星系行星状星云，光度分布的峰值在MV = - 4.48。
测距适用范围：～30 Mpc。
球状星团
假设星系周围的球状星团，光度分布的峰值在MV = - 6.5。
测距适用范围：～50 Mpc。
Faber-Jackson 关系、D-σ关系
Faber-Jackson 关系与Tulley-Fisher 关系类似，适用於椭圆星系。Faber-Jackson 关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ的四次方与星系的光度成正比。
D-σ关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ与星系的大小D 成正比。
测距适用范围：> 100 Mpc。
星系
假设其他更远的星系团，与室女星系团中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83。
测距适用范围：～4,000 Mpc
一颗直径10公里的小行星撞击地球，将释放出多大的能量
造成6500万年前恐龙灭绝的小行星撞击事件中，那颗小行星的直径差不多就是10公里。
科学家称，这颗小行星以大约每秒20公里的速度（相当于高速飞行的**的20倍），垂直撞击中美洲墨西哥尤卡坦半岛。此次撞击产生的能量比二次世界大战时美国投放到日本广岛的**弹的能量高10亿倍。
在日本广岛上**的**弹，相当于2万吨TNT**放出的能量。那么直径10公里的小行星撞击地球，释放出的能量就相当于20万亿吨TNT**同时**释放出的能量。
6500万年前的那次小行星撞击，产生了极大的冲击波和热浪，引发了大火以及超过里氏10级的地震，使得**板块出现移动，形成高达300米的海啸。同时，撞击使地壳破裂，1000亿至5000亿吨的硫酸和粉尘从地球内部喷入大气层。这些物质遮蔽了阳光，引发了全球性的酸雨，使得地球进入寒冷的冰河世纪，同时海洋和陆地的生态系统都遭到严重破坏，地球上近一半的物种无法适应这种地狱般的环境而灭绝，其中就包括在地球上统治长达1.6亿年的恐龙。
小行星的分类是怎样的？
现在人们常把小行星划分为碳质小行星(C型)和石质小行星(S型)两大类。前者与碳质球粒陨星有不少共同之处，除硅化物外还会有较多的碳和硫化物，因而它们的反照率较小，通常在002～008之间，在这类小行星中，还发现了它表面物质含有水分。像谷神星上的水含量竟达10％～15％!碳质小行星一般体积较大，3个都是碳质中最大的，轨道也倾向于离太阳稍远些。而石质小行星则不然，离太阳越近，石质小行星占的比例越大。***群小行星几乎都是石质小行星，它们的反照率在015左右，化学组成与石陨石类似，除了各种硅酸盐外，还有一定数量的金属成分，所以其密度也比碳质小行星大，这类小行星大的不多，最大的1颗是15号尤诺米娅(尤诺米娅是掌管法律和秩序的女神)，其直径只不过272千米，差不多只有谷神星的1／3。
除了这两类外，后来还发现了为数不多的其他一些类别的小行星。一种为M型，也即金属类小行星。顾名思义，它们与铁陨星有些类似，含有很多的铁、镍之类的金属，因此比重很大。但由于表面粗糙，其反照率却在C型、S型之间，最大的M型是16号灵神星和X号凯里奥帕。此外还有极少量的E型，它们的反照率最大，都在033以上。
有人曾经统计过，轨道半长径在2～4天文单位间(称主带小行星)，直径大于50千米以上的小行星有560颗，它们绝大多数为C型、S型，M及E型都是很少的。
小行星的亮度还向我们“透露”了其他不少秘密。如果不断地对它的亮度加以精密测定，人们又可知道它是否在自转，自转的速度快不快，周期是多少等等。我们知道，火星、木星之类的大行星，自转是根据它表面上的特征来测定的，但对小行星“此路不通”，因为即使用大望远镜，人们看到的小行星还是与恒星一样，仍是一个没有圆面的光点。因此人们又想起了“反照率”，即使小行星为球状，转动不会引起视面大小的变化，但是它表面各处的组成及地形，不可能会完全一样，即各处的反照率决不会严格相等，因此只要有自转(当然必须自转轴与我们视线不平行)，它对向我们的部分就会有变化，这样不同时刻它向我们发出的光量也有一定的改变。1935年，果然有人用光电的方法做了这一工作，而且的确得出了很好的结果。他把小行星光度随时间的变化一一记录下来，并绘成了曲线——光变曲线。从光变曲线中，人们便不难得出小行星的自转周期。一般说来，光的变幅并不太大，小的如谷神星只有004等(即光最强与最弱的差别只有37％的变化)，所以测定也不太容易。但随着光电技术的不断发展，现在已得到了好几百个小行星的光变曲线，迄今为止，已正式算出其自转周期的有196颗，它们的自转周期大多在5～14小时内，但也有例外。例如大名鼎鼎的1566号伊卡鲁斯，是自转最快的小行星，转一圈的时间是2小时16分，而自转最慢的是128号纳米西斯(Nemesis)和393号兰皮蒂亚(Lampetia)，它们的自转周期分别为39小时和38小时42分。最近又发现了新的“冠军”——887号阿林达(Alinda)，它自转一圈竟需84小时。
令人奇怪的是196个小行星自转周期的平均值是10小时左右，这个数值与木星的9小时50分，土星的10小时14分都十分接近，这种现象称为“等周律”。须知小行星与这两个巨行星相比，真像“小巫”见“大巫”，质量至少差几百万倍。但为什么自转周期这么接近呢?纯粹是一种偶然的巧合，还是另有深刻的原因?虽然不少人对此提出了许多理论和解释，但至今还没有真正得到十分满意的说明。
在测定光变曲线过程中，也发现一些小行星的光变幅?度大得出奇，像433号爱神星、1620号地理星，光变可达：15～20等，即光强变化6倍以上。显然，仅用各处反照率不同来说明是不够的，因此有人认为它们的形状不规则，爱神星就像火卫那样，3根轴长短不一，1620号形如香肠，都是由此推测出来的。1978年人们从观测小行星；掩星的光度变化中还得到了一个“副产品”——发现了532号赫克列娜、18号梅菠蔓有自己的小卫星(冥王星的卫星也是在这时发现的)，消息传出，不少人赶紧翻箱倒柜，重新分析过去的小行旱光变曲线，据说从中又发现了好些小行星卫星……