科学家是如何知道那些天体的质量的

科学家算出天体的质量，都是通过理论公式来计算的，毕竟谁也没办法去称一下地球或者别的天体的重量。

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太空天体
牛顿的伟大主要在于他提出来万有引力，科学家计算天体的质量是通过牛顿的万有引力，以及18世纪的卡文迪什著名的实验“称地球”计算出来的一个引力常数G 。这样需要测量某个天体，科学家可以通过把这些数据代入公式，就计算出来需要测量天体的质量。
牛顿万有引力定律告诉我们，两个物体之间的引力与其质量的乘积成正比，天体引力越大，质量也就越大。除以质量中心之间距离的平方，再乘以引力常数G，就得到一个合理的近似值。

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天体质量计算公式
【科学家是如何知道那些天体的质量的】我们通过这个计算方式了计算太阳的质量。我们通过天文测定与太阳的距离，可以计算地球绕太阳的速度，从而计算太阳的质量。

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同理，我们通过这个办法和方式来计算所要了解的天体的质量。
具体的数字是没有的;
要知大概的数字，从天体的架构看:越是中心的，质量越高。
这是天体运动的离心力，与反作用力的结合形成的天体架构;
它们时相互相乘的，决一必散！

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天体的质量，有很多种方法可以测量。列出四种方法，给大家做参考。

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第一种方法，观测天体附近其它天体的运动轨迹，获得其它天体的运动加速度。通常用圆周轨道的向心加速度，其实只要是加速度就可以，比如两个互相靠近的天体。然后结合万有引力公式计算天体的质量。

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第二种方法，如果已知天体的组成成分，可以直接从体积，温度等推导天体的质量。对于太阳等天体，它们的主要成分是氦和氢。这类成分明确的天体，它们的质量和体积之间有对应关系。质量和温度也有对应关系，质量越大，恒星越明亮，温度越高。
第三种方法，用光速来确定质量，这个对“黑洞”有效。在黑洞的史瓦西半径处，光正好不能逃逸，知道了黑洞的史瓦西半径，就知道了黑洞的质量。

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第四种方法，用“引力透镜”效应。在经过大质量天体时，光线会发生偏折，偏折的光线会在天体周围对称成像。如果观测从天体背后发出的光，就可以通过“引力透镜”效应计算天体的质量。

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测量行星和恒星的体积和质量在一般人看来是不可思议的，因为我们根本就没有适宜的测量工具，无法直接将星球“称”出来。像太阳这样的恒星，即便有工具来称它的重量，那些工具也会被太阳表面恐怖的高温给摧毁掉。事实上想要测量一个行星或恒星的质量和体积并没有想象的那么难，在这里我们就介绍几种方法。
卫星测量法
这种测量方法就被运用在测量月球的体积和质量上，人们通过发射的卫星对月球进行扫描，这样能够测出月球的体积。然后通过人工登月采集月球上的土壤并计算它的密度（例如登月第一人阿姆斯特朗就执行过这个任务）。最后通过密度公式=M/V即可算出月球的质量。

万有引力测量法
这种方法适用于测量现有的卫星能够观测到的行星例如火星，木星等等。首先我们来了解一下牛顿的万有引力公式的变形M=4R2/GT3 。其中R为行星的半径，G为常量：6.6710-11Nm2/kg2，T为探测器绕行星运动的周期。因此我们只需要知道行星的半径就能测量出它的质量了，至于行星的半径测量只需要简单运用三角函数的知识就能达到，比如视角测量法。

光度测量法
这种方法较为适合测量远离太阳系的未知恒星。首先根据现有的研究成果可知：恒星的质量和它的光度存在一定的关系，质量越大的恒星光度也就越大（就是我们所说的耀眼程度）。其关系公式为

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其中L和M是太阳的光度和质量,L和M即为所测恒星的光度和质量，a是一个变动的数,根据具体情况而定。由于太阳的光度和质量已知，需测量的恒星的光度只需要以太阳的光度为基准就能够计算出来，因此未知数M就能求出来了。