太陽的體積是算出來的。首先，我們從早上的太陽的樣子就可以看出太陽具有一個圓截面，同時一年四季都是圓截面，我們認為太陽是一個球體。既然是球體，那麼我們就可以用球的體積公式來計算太陽的體積——只要知道太陽的半徑就可以了。而太陽的半徑可以用相似三角形來做。具體我們需要用用實驗觀測的辦法測出太陽離地球的距離。有這個距離，我們就可以透過視覺的半徑用相似三角形的方法算出太陽的真實半徑了。

至於太陽的質量，也是可以透過牛頓萬有引力定律來估算的，因為地球繞太陽的運動是橢圓運動，水星繞太陽的運動也是橢圓運動。我們把這兩個橢圓軌道測量出來，再把這兩個橢圓軌道的時間週期測量出來。可以從兩個方向定出太陽的質量——這背後當然就是開普勒第三定律。所以，我們可以把太陽的質量算出來。這個事情在牛頓伽利略時代就可以完成，精確算出太陽質量的人，我估計就是牛頓。

太陽，大家幾乎每天都能都能看得到。這個掛在天上的大火球，是金烏，是阿波羅，是萬物生長的能量源。作為人類這種渺小的生命，能夠對如此巨大的天體進行測量，絕對稱得上壯舉了。

測量太陽的體積和質量，尤其是在幾百年前，科學技術尚且落後的年代，絕不是一兩位科學家能夠獨立完成的偉大事蹟。而這個故事，就要從1570年前後，丹麥偉大的天文學家第谷開始。

1576年，第谷在丹麥和瑞典之間建立了世界上最早的大型天文臺。這一天文臺的建立總共花費了超過2000斤黃金。第谷在這裡工作了23年，得到了海量的極其精確的觀測資料，為開普勒後來的工作打下了堅實的基礎。

接下來的工作，則交於第谷的徒弟：開普勒。開普勒師從第谷，繼承了來自第谷的海量觀測資料，並根據這些資料，得到了之後影響深遠的“開普勒三定律”：

軌道定律、面積定律和週期定律。這三大定律可分別描述為：所有行星分別是在大小不同的橢圓軌道上執行；在同樣的時間裡行星向徑在軌道平面上所掃過的面積相等；行星公轉週期的平方與它同太陽距離的立方成正比。

其中，最重要的可以說是第三條：公轉週期的平方，與到太陽距離的三次方成正比。知道了這個關係，我們就可以根據兩個行星的不同週期，測算出兩個行星到太陽距離的比例。而這裡，偉大的天文學家哈雷，天才般得設計了“金星凌日”的測算方法。

那時候，我們已經根據地球和金星公轉週期的不同，測算得知二者公轉半徑的比例大約是1:0.72。如果我們能夠在地球上的A、B兩點同時分別觀測金星凌日，那麼就能看到凌日的金星，這個小黑點，在太陽上的不同位置A`和B`。再得知A，B距離後，就可以算出A`， B`兩個位置的距離，也就能夠計算得到太陽的直徑。

值得一提的是，1769年人們進行金星凌日的觀測的時候，當時英法兩國正在交戰，但為了完成這項歷史性的科學探測任務，法國政府特別下令海軍不但不得攻擊庫克船長的奮進號（ENDEAVOUR），還必須保護其航行安全。正是在這種國際合作之下，數百年來未解的“天文單位”才得以在這難得的天象機會下見諸於世人。

得到太陽直徑，再有太陽的視場角，也就能計算出地日距離了。

A * sin a = r

到此，我們已經搞清楚了太陽的大小。但是太陽的質量，就又是另一個故事了。

故事又是從第谷，開普勒師徒說起。他們觀測了大量的資料，找到了開普勒三定律，這些結果被大名鼎鼎的牛頓給發掘出來，從開普勒三定律推匯出了引力定律。

而之後的故事，更是在實驗室裡完成的。卡文迪許，第一個進行了精確的引力常數測量。他設計並製造了一臺扭稱，用這臺扭稱，測量得到了大小鉛球之間的引力，進而得到了引力常量。

得到了引力常量，再根據剛才測量出來的地日距離，帶入引力公式，

終於！終於！

就可以得到太陽的質量了！

地日距離：149,597,870,700米

太陽直徑：1.392*10⁶千米

太陽質量：1.9891*10^30千克

羅馬不是一日建成的，這些資料也不是一天測出來的。三個數字，看上去簡單，實則凝聚了數代科學家，長達百年的努力。可以說是非常偉大了。