Определение масс космических объектов

---

   Первым шагом в решении этой задачи стало определение массы Земли. Наиболее сложная часть работы состояла в определении величины радиуса Земли. Это потребовало точных геодезических измерений линейной длины одного градуса дуги ее меридиана. Далее, используя закон Всемирного тяготения и зная измеренную величину ускорения свободного падения, уже нетрудно было рассчитать массу Земли. Это, в свою очередь, позволило с помощью третьего закона Кеплера сначала установить массу Луны, а потом, с использованием этой величины, и массу Солнца. Применение того же закона и уже известной величины массы Солнца дало возможность определить массы всех планет и их спутников в Солнечной системе.

   Определение масс звезд оказалось возможным только на основании очень точных и кропотливых измерений взаимного расположения компонентов двойных звезд (см. Звезды, двойные). Они вычислялись с помощью третьего закона Кеплера, и после определения масс примерно двухсот звезд, связанных в звездные пары, была найдена однозначная зависимость между их массами и светимостями. Эта зависимость была подтверждена и для звезд, масса которых была установлена по измерению гравитационного красного смещения спектральных линий в спектрах их электромагнитного излучения, как это было предсказано общей теорией относительности. Таким образом, появилась возможность определять массу почти любой, кроме белых карликов и пульсаров, одиночной звезды по величине ее светимости.

   Массы звездных скоплений оценивают разными способами. В случае рассеянных звездных скоплений суммируют массы составляющих их звезд. У шаровых звездных скоплений, в которых их центральные области часто недоступны для наблюдения, массы определяют, основываясь на знании их размеров, измерениях скоростей входящих в них звезд и с применением методов статистики.

    Методы определений масс галактик разнообразны, но основаны на уже названных выше принципах. Массы галактик оцениваются с помощью третьего закона Кеплера для взаимодействующих галактик; с использованием эмпирических зависимостей между массами и светимостями галактик, по скоростям вращения звезд вокруг центров галактик, а также с применением методов, служащих для определения масс шаровых звездных скоплений.

---