測量行星和恆星的體積和質量在一般人看來是不可思議的，因為我們根本就沒有適宜的測量工具，無法直接將星球“稱”出來。像太陽這樣的恆星，即便有工具來稱它的重量，那些工具也會被太陽表面恐怖的高溫給摧毀掉。事實上想要測量一個行星或恆星的質量和體積並沒有想象的那麼難，在這裡我們就介紹幾種方法。

衛星測量法

這種測量方法就被運用在測量月球的體積和質量上，人們透過發射的衛星對月球進行掃描，這樣能夠測出月球的體積。然後透過人工登月採集月球上的土壤並計算它的密度（例如登月第一人阿姆斯特朗就執行過這個任務）。最後透過密度公式=M/V即可算出月球的質量。

萬有引力測量法

這種方法適用於測量現有的衛星能夠觀測到的行星例如火星，木星等等。首先我們來了解一下牛頓的萬有引力公式的變形M=4R2/GT3。其中R為行星的半徑，G為常量：6.6710-11Nm2/kg2，T為探測器繞行星運動的週期。因此我們只需要知道行星的半徑就能測量出它的質量了，至於行星的半徑測量只需要簡單運用三角函式的知識就能達到，比如視角測量法。

光度測量法

這種方法較為適合測量遠離太陽系的未知恆星。首先根據現有的研究成果可知：恆星的質量和它的光度存在一定的關係，質量越大的恆星光度也就越大（就是我們所說的耀眼程度）。其關係公式為

其中L和M是太陽的光度和質量,L和M即為所測恆星的光度和質量，a是一個變動的數,根據具體情況而定。由於太陽的光度和質量已知，需測量的恆星的光度只需要以太陽的光度為基準就能夠計算出來，因此未知數M就能求出來了。

科學家算出天體的質量，都是透過理論公式來計算的，畢竟誰也沒辦法去稱一下地球或者別的天體的重量。

太空天體

牛頓的偉大主要在於他提出來萬有引力，科學家計算天體的質量是透過牛頓的萬有引力，以及18世紀的卡文迪什著名的實驗“稱地球”計算出來的一個引力常數G。這樣需要測量某個天體，科學家可以透過把這些資料代入公式，就計算出來需要測量天體的質量。

牛頓萬有引力定律告訴我們，兩個物體之間的引力與其質量的乘積成正比，天體引力越大，質量也就越大。除以質量中心之間距離的平方，再乘以引力常數G，就得到一個合理的近似值。

天體質量計算公式

我們透過這個計算方式了計算太陽的質量。我們透過天文測定與太陽的距離，可以計算地球繞太陽的速度，從而計算太陽的質量。

同理，我們透過這個辦法和方式來計算所要了解的天體的質量。

天體的質量，有很多種方法可以測量。列出四種方法，給大家做參考。

第一種方法，觀測天體附近其它天體的運動軌跡，獲得其它天體的運動加速度。通常用圓周軌道的向心加速度，其實只要是加速度就可以，比如兩個互相靠近的天體。然後結合萬有引力公式計算天體的質量。

第二種方法，如果已知天體的組成成分，可以直接從體積，溫度等推導天體的質量。對於太陽等天體，它們的主要成分是氦和氫。這類成分明確的天體，它們的質量和體積之間有對應關係。質量和溫度也有對應關係，質量越大，恆星越明亮，溫度越高。

第三種方法，用光速來確定質量，這個對“黑洞”有效。在黑洞的史瓦西半徑處，光正好不能逃逸，知道了黑洞的史瓦西半徑，就知道了黑洞的質量。

第四種方法，用“引力透鏡”效應。在經過大質量天體時，光線會發生偏折，偏折的光線會在天體周圍對稱成像。如果觀測從天體背後發出的光，就可以透過“引力透鏡”效應計算天體的質量。

具體的數字是沒有的;

要知大概的數字，從天體的架構看:越是中心的，質量越高。

這是天體運動的離心力，與反作用力的結合形成的天體架構;

它們時相互相乘的，決一必散！