如何计算天体的密度?
天体的密度公式是ρ=M/V=M/（4πR/3）。应用万有引力定律测出某天体质量M，又能测知该天体的半径r或直径d，就可求出该天体的密度。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。假定某天体的质量为M，有一质量为m的行星（或卫星）绕该天体做圆周运动，圆周半径为r，运行周期为T。
天体的密度公式是ρ=M/V=M/（4πR/3）。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。
万有引力定律表达式为（GMm）/（R^2）=mg，其中，G代表引力常数，M为天体质量，m为表面物体质量，R为天体半径，g为表面重力加速度。假设天体表面有一物体，质量为m，密度为p。利用万有引力定律，可以得出（GMm）/（R^2）=mg，进而推导出（GM）=（gR^2）。
M是质量，ρ是密度，R是半径，π是圆周率（14）高中的：天体运动的公式可以分成两条线，第一条线绕中心天体运行的卫星类公式：GMm/r=mv/r=mωr=ma=m（2π/T）r，其中M表示中心天体质量，m表示环绕天体质量，G - 引力常数，r表示环绕天体的轨道半径。
恒星的质量是如何测定的?
1、精确测定一个天体的质量的唯一办法，是观测它邻近另一个天体的引力效应。如果一颗恒星是双星的话，我们就有机会去测定它的一颗子星对另一颗子星的引力效应。为确定两颗子心的轨道，一个最方便的方法，是忽略自行，把其中一颗看为固定不动，我们就能得到两颗子星的视相对轨道。
2、衡量星星的重量，也就是测定其质量，主要有以下几种常见方法。双星系统法：在双星系统中，两颗恒星相互绕转。依据开普勒定律和牛顿万有引力定律，通过精确观测两颗星的轨道周期、轨道半长轴等参数，就能计算出两颗星的质量总和。进一步利用它们相对质心的运动情况，可分别求出每颗星的质量。
3、我们可以使用几种间接的方法来确定恒星的质量。其中一种被称为引力透镜法，通过测量光经过大质量物体在引力作用下的弯曲路径，虽然弯曲量很小，但仔细测量就可以发现这个物体的引力质量。直到21世纪，天文学家才将引力透镜效应应用于测量恒星的质量。
4、应用方法：对于成对公转的天体（如地球与月球、地球与太阳、太阳与行星等），可以利用开普勒定律结合万有引力定律，根据它们相互间的距离和公转周期来计算各自的质量。 双星系统 定义：双星系统是指两颗恒星相互围绕对方旋转的系统。
5、千百年来，天文学家们孜孜不倦地探索研究，终于找到了衡量恒星质量的途径。那就是先直接测定双星的质量。双星中主伴二星均绕其质量中心作椭圆运动，通过测量它们的运动周期和轨道半径，应用意大利天文学家开普勒命名的开普勒第三定律，就可以算出双星主伴二星的质量了。
6、首先，他们测量系统中所有恒星的轨道。他们还记录恒星的轨道速度，然后确定给定的恒星经过一个轨道需要多长时间。这就是所谓的轨道周期。一旦所有的信息都知道了，天文学家接下来就会做一些计算来确定恒星的质量。
恒星,主序星,红巨星,白矮星密度从小到大
主序星是恒星生命周期中处于稳定阶段的恒星，占据了宇宙中的大多数恒星。它们的密度相对于白矮星略低，但仍然属于密度较高的星体。主序星的内部结构和能量产生机制使其具有相对稳定的亮度。红巨星密度：红巨星是恒星生命周期中的一个阶段，特别是在寿命晚期。它们的体积开始膨胀，相对于主序星和白矮星，红巨星的密度较低。
白矮星是恒星演化的最终阶段之一，其密度极高，大约为1，000，000 g/cm，这意味着每立方厘米的质量接近一吨。主序星，恒星生命周期中的一个早期阶段，其密度相对较低，通常在1 g/cm左右。红巨星则拥有更低的密度，大约只有水密度的1/100左右。
恒星按照密度可以从高到低排列为：白矮星、主序星、红巨星。白矮星密度最高，约为1，000，000 g/cm，相当于每立方厘米重1吨。 主序星的密度相对较低，大约在1 g/cm左右，这表明它们处于恒星生命周期的早期阶段。
而红巨星的密度最小，仅为水密度的1/100，显示出其结构的膨胀和稀薄。因此，按照密度从大到小的顺序排列是这样的：白矮星 主序星 红巨星。相反，如果按照体积从小到大的顺序，排序则是：红巨星 主序星 白矮星。这种密度上的差异反映了恒星演化过程中经历的不同阶段和生命周期特征。
...做匀速圆周运动的周期为T,则可估算此恒星的密度为多少
该星球的密度约为413×10^11 kg/m3。以下是详细的推导过程： 万有引力提供向心力 航天器绕星球做匀速圆周运动时，万有引力提供向心力。设航天器的质量为m，星球的质量为M，星球的半径为R，航天器绕星球做匀速圆周运动的周期为T。则有：G×/ = m×/×R 其中，G为万有引力常数。
宇宙飞船在某一行星表面做匀速圆周运动即飞船的轨道半径等于星球的半径。
海王星和地球的第一宇宙速度之比 。（2）海王星和地球表面的重力加速度之比 。8b。
设它重M，自转一周用时t，赤道的线速度是v，半径r，重力加速度是g。这样对于一个质量m的物体，在两极重力是mg，赤道重力是mg-mv^2/r=0.9mg，算出g=10v^2/r，再用v=2派r/t带入，得g=40派^2r/t^2。
圆周半径为r，运行周期为T，由于万有引力就是该星体做圆周运动的向心力，故有 GMm/r2=4π2rm/T2，由此式得M=4π2r/（GT2），若测知T和r，则可计算出天体的质量M。应用万有引力定律测出某天体质量M，又能测知该天体的半径r或直径d，就可求出该天体的密度。即ρ=M/V=M/（4πR/3）。
根据牛顿的万有引力的变形公式，星球的质量M的表达式可写为：M=（4R^3/3）*gt。其中，G为万有引力常量，数值为67×10-11N·m2/kg2，R为星球的半径，T为探测器沿星球附近环绕的周期。因而，只要我们能测量到星球的半径或者直径，以及探测器沿星球附近环绕的周期，我们将很容易得出星球的质量。