怎样判断星体质量大小（怎样判断星体质量大小的方法）

美美今天给大家讲解怎样判断星体质量大小和怎样判断星体质量大小的方法的相关知识，希望能解决大家的疑惑。

中子星是如何产生的?质量有多大?

1、中子星是处于演化后期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的计算，当老年恒星的质量大于十个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于十个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。

2、中子星并非像地球那样由岩石和金属直接构成，而是由恒星爆炸后剩余的核心物质在极端条件下形成的。 恒星在生命终结时会发生爆炸，外壳四散形成行星状星云，而核心则会因为积累的重元素而形成质量达每立方米1000万吨的白矮星。 白矮星是宇宙中密度第三大的天体，仅次于中子星和夸克星。

3、中子星的最小质量是太阳的44倍，这个叫钱德拉塞卡极限，是一位叫苏布拉马尼扬钱德拉塞卡的美籍印度裔天文学家计算出来的，因此以他的名字命名这个临界点。一颗典型的中子星质量在太阳的44倍到2倍之间，其半径只有10公里左右。我们随便算一下，就知道这个密度有多大了。

4、倍太阳质量，则会形成黑洞。超新星爆发是内爆，内爆的能量一部分向内压缩物质，把电子压入原子核，形成中子，一部分受阻于坚硬的中子层，以近光速的速度向外爆发。如果没有能量向内压缩物质，电子就不会被压入原子核，中子星就不会形成了。所以，超新星爆发是中子星得以形成的必经途径。

5、中子星是恒星演化至末期，经过引力坍缩并在超新星爆炸后可能形成的天体之一。当恒星核心的氢、氦、碳等元素耗尽，转变成铁元素时，便无法通过核聚变获得能量。外围物质在重力作用下迅速向核心坠落，可能导致外壳的动能转化为热能，从而产生超新星爆炸。

在天文学中,最小的恒星有多小,最大的又有多大呢?有何依据?

1、其中最小的恒星是2MASS J0523-1403，无论是体积还是质量都是已知恒星中最小的，质量最大的恒星是位于大麦哲伦星云中的R136a1，其质量却高达太阳的315倍，表面温度已经高达3万度，和太阳相比起来体积相当于数万个太阳。

2、恒星的大小，在天文学家的角度，可以从体积和质量上去衡量。

3、目前所知最大的恒星是盾牌UY。它位于银河系中，其直径约为237683万公里。以地球的太阳作为参考，即使是最接近太阳的水星，以及金星、地球和火星，都被盾牌UY所吞没。 盾牌UY的半径甚至超过了木星和土星到太阳的距离。换言之，它的半径可以延伸到土星的轨道附近。

太空星体的距离和大小是怎么计算的?

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。

变星测量法是通过变光原理和周光关系来计算天体距离，光谱红移法则是最适用的测量天体距离有效方法。光谱红移法的测量过程光存在一种现象，光源距离较远时，光谱线是向红外端偏移的，速度越大偏移得会更加的厉害，这种现象也被称做光线红移。当光源距离较近时，光谱线朝紫外一端移动，称做光线蓝移。

离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝461012千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。

恒星视差法：这种方法在100秒差距之内是有效的，秒差距是一种距离单位，1秒差距等于261光年，因此，恒星视差法可以精确的计算326光年内的天体距离。以地球绕日公转的轨道直径为底线，这样的话，可以根据不同时间观测到的那颗恒星的视差，解三角形就可以得出那颗恒星距地距离。

详细说：有一种宇宙学定律叫哈勃定律，越远的天体，退行速度越快，而退行速度根据开普勒定律，可以准确的测量。而哈勃定律是大体的一个定律。还有造父变星的方法，造父变星是一种大小和旋转周期准确相关的星体，而星体的周期是可以观测的，然后算出星体的大小，在根据观测大小，算出距离。这个比较准。

星体的质量?如何理解?详细点...

当星体的质量达到一定质量时，星体表面物质产生强大的重力，当星体物质之间的支持力不足以支撑星体表面物质的重力时，星体表面物质就会向星体重心坍塌，一直达到再次平衡，这样星体周围同时产生坍塌时，产生的结果就会使得星体变成球形。

人类迄今为止发现的最大恒星是盾牌座 UY，其直径是太阳的两千倍，达到了4亿公里。然而，这并不是宇宙中单一天体质量的极限。 宇宙中还存在一个神秘的天体——黑洞。即使是黑洞中质量最小的，也远比最大的恒星要重。

地球及其它天体的质量很大，牛顿发现的万有引力定律为计算天体质量提供了可能性。

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）。

天文学家的观测点由于也在银河系内部，并且地球会跟随银河系一起运动，因此观测难度非常大，往往需要漫长的观察时间，才能确定天体的运动轨道。观察银河系天体运动的主要方式，是利用卫星测绘恒星运动，恒星是银河系最主要的质量来源，也是计算银河系质量的主要目标。

利用万有引力定律可以很容易的算出来 那你了解一些就行了 计算质量的方法：根据运动状况求出天体的向心加速度，而向心力是由万有引力提供的，所以列出方程即可求解。

高中物理选择,怎么快速估算天体质量

1、视位置相当于观测者在假想无大气的地球上直接测量得到的观测瞬时的赤道坐标。星表中列出的天体位置通常是相对于某一个选定瞬时（称为星表历元）的平位置。要得到观测瞬时的视位置需要加上：①由星表历元到观测瞬时岁差和自行改正。②观测瞬时的章动改正。③观测瞬时的光行差和视差改正。

2、天体质量：对于有卫星/伴星的天体，计算质量是相对容易的，通过万有引力定律即可计算。最简单的模型高中物理课本就有详细的讲述（比如不同高度人造卫星的运行速度&轨道周期），在此不再赘述。

3、上面几种方法能够测定的距离越来越远，但是精确度越来越低。第一种方法可以精确到厘米级别（测定月球）；但是最后一种方法有的是有误差比数值还大，是实在没办法才用的方法。要是要根据所要测定天体的距离来选择合适的方法。

4、天体运动中，周期计算公式：T=根号下（GM/R）其中G为常数，T=90min，R表示绕行的半径，因为周长L=2*10^4 km，所以R=L/（2pi）；所以，M=R*T^2/G。得数自己算吧，相信你可以的。

5、高中物理天文学公式如下：开普勒第三定律：T2/R3=K(=4π2/GM){R：轨道半径，T：周期，K：常量(与行星质量无关，取决于中心天体的质量)｝。万有引力定律：F=Gm1m2/r2 (G=67×10-11Nm2/kg2，方向在它们的连线上) 。

6、则有GMm/R^2=mv^2/R=mω^2R=m(2π/T)^2*R （f(频率）=1/T，v=ωr，ω=2π/T)一开始的时候可以把式子列出来一个一个分析，等熟练之后就可以很快反应了。以下是经常会出做选择题的变量分析，希望你可以自己推一推那些式子，掌握方法，可以记得更牢。