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地球的質量為5.965x10∧24千克，也就約等于60萬億億噸。

每當說到這里的時候，總會有人產生疑問：“地球這么大，它的質量是怎么知道的”？我們之所以知道地球的質量，是兩個科學家告訴我們的，一個是牛頓，另一個則是卡文迪許。牛頓發(fā)現(xiàn)了萬有引力，并且提出了萬有引力公式，即F=G(m1m2/r∧2）。任何兩個具有質量的物體之間都具有相互的引力作用，比如我們能夠腳踏實地的站在大地上就是因為地球的引力作用，而這個引力的大小就是F，也就是9.8N/kg。m1和m2分別表示兩個物體的質量，在上述的例子中，m1就是地球，而m2就是我們自己，至于r嘛，當然就是地球的半徑了。

在萬有引力公式之中，G代表萬有引力常數(shù)，而在牛頓的時代，人們沒有找到測定萬有引力常數(shù)的方法，所以雖然有了萬有引力公式，但還沒有辦法計算地球的質量，直到卡文迪許的出現(xiàn)。

卡文迪許發(fā)明了一種簡單而有趣的實驗裝置，名為“扭秤”，這個實驗裝置的主體其實就是一根木棍、兩個小球和一根細線，卡文迪許就是利用這樣的一個裝置精準地測出了萬有引力常數(shù)為6.754x10∧-11。知道了萬有引力常數(shù)，利用萬有引力公式很容易就能夠計算出m1的質量的，也就是地球的質量，結果為5.965x10∧24千克，約為60萬億億噸。

利用萬有引力公式可以輕松計算出地球的質量，那么如果是比地球大得多的恒星，比如太陽，我們是否也能計算出它的質量呢？

當然是可以的，不過這一次只用萬有引力公式是不行了，因為我們只能夠通過觀測確定太陽的半徑，卻沒有辦法跑到太陽上去測量重力加速度，怎么辦？這時就需要搬出另外一個公式了。這個公式就是開普勒公式，即：m1+m2=(4π∧2/G)(R∧3/P∧2)。在這個公式之中，m1為地球的質量，m2為太陽的質量，G依舊是萬有引力常數(shù)，R是地球的軌道半徑，也就是地球與太陽的平均距離，至于P嘛，則是地球的軌道周期。在這個公式之中，唯一的未知數(shù)就是太陽的質量，所以我們可以將其計算出來。

使用開普勒公式計算出來的太陽質量為1.989x10∧30千克，是地球質量的33萬倍。

使用這個公式不僅能夠計算出太陽的質量，其它天體的質量一樣也可以計算出來。開普勒公式怎么能夠計算其它天體的質量呢？你一定會心存這樣的疑問，因為我們能夠使用開普勒公式來計算太陽的質量，是因為我們知道地球的質量，而對于其它天體而言，地球的質量可就用不上了。以火星為例，它有兩顆衛(wèi)星，分別為火衛(wèi)一和火衛(wèi)二，如果我們要用開普勒公式來計算火星的質量，可以隨便在火衛(wèi)一和火衛(wèi)二之中挑選一顆，就假設我們挑選火衛(wèi)一吧。

要使用開普勒公式來計算火星的質量，就必須要知道火衛(wèi)一的軌道半徑，還要知道火衛(wèi)一的軌道周期以及火衛(wèi)一的質量。

火衛(wèi)一的軌道半徑和火衛(wèi)一的軌道周期都可以通過觀測獲得，唯有火衛(wèi)一的質量，我們不得而知。不過不知道其實一點關系也沒有，因為在計算太陽質量的時候，如果我們不知道地球的質量，也絲毫不會影響到計算的結果。因為地球與太陽相比，太小了，質量幾乎可以忽略不計。同樣的，火衛(wèi)一與火星相比也太小了，質量也可以忽略不計，所以我們在計算的時候就可以假定火衛(wèi)一的質量為零，如此一來，火星的質量就可以計算出來了。

太陽系中的天體，我們可以使用開普勒公式來進行計算，那么如果某顆恒星距離我們十分遙遠，在數(shù)十乃至數(shù)百光年之外，而它的周圍又沒有圍繞其運行的行星，那么我們該如何計算它的質量呢？也有辦法。

我們可以通過觀察它的光度，還獲知它的質量。怎么獲知呢？簡單來講就是用某顆恒星的光度與太陽的光度進行對比。那么一顆恒星的光度與質量之間到底存在著怎樣的關系呢？用公式表示是這個樣子的：L（恒星光度）/L（太陽光度）=（M（恒星質量）/M（太陽質量））∧3.5。恒星光度、太陽光度以及太陽的質量都是已知的，所以自然也就可以獲知恒星的質量了。

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