1° Eenheden van massa, → Gram.
2° Trage en zware massa. De versnelling, die een lichaam onder de werking van een kracht verkrijgt, is niet alleen afhankelijk van die kracht, maar ook van een factor, die eigen is aan het lichaam. In ieder lichaam in rust is er iets, dat zich tegen de beweging verzet: het lichaam is traag en daarom noemt men dat „iets” de trage massa. Zij verzet zich ook tegen iedere verandering van beweging in een bewogen lichaam. Twee m. zijn gelijk, wanneer gelijke krachten haar gelijke versnellingen geven.
Alle lichamen worden ook door de aarde aangetrokken. Zij zijn zwaar en zij bezitten zware massa. Twee lichamen zijn even zwaar, wanneer de aarde op hen gelijke aantrekkingskrachten uitoefent, en daar de valversnelling voor alle lichamen dezelfde is, zullen lichamen, die even zwaar zijn, ook dezelfde trage m. hebben. J. Wouters
3° Massa der hemellichamen
a) Massa’s in het zonnestelsel. De bepaling van de massa geschiedt uit de baanbeweging van een satelliet met de 3e wet van Kepler of uit de storingen op andere hemellichamen. Men kan ook schattingen maken uit het volume, de helderheid of andere indirecte gegevens. Eenige karakteristieke resultaten zijn:
Zon 1,98 x 1030 kg of 332.000 x aardmassa Jupiter 1,89 x 1027 317 x „ Aarde 5,97 x 1024 1 x „ Mercurius 2,4 x 1023 0,04 x „ Ganymedes 1,5 x 1023 0,025 x „ Maan 7,3 x 1022 0,012 x „ Ceres(ong.) 7 x 1021 Komeet v. Brooks 0,001 x „ (hoogstens) 6 x 1020 0,0001 Ahnighito (de grootste meteoriet) 3,7 x 104 Vallende ster (gemiddeld) enkele mg. de Kort.
b) Vaste sterren. Alleen bij de weinige → dubbelsterren, waarvan de beweging van beide componenten bekend is, zijn de massa’s van beide componenten te berekenen; is alleen de relatieve beweging van den eenen component t.o.v. den anderen bekend, dan is slechts de gezamenlijke massa van beide componenten te berekenen; bij dubbelsterren met onvolledig bekende baan en bij spectroscopische dubbelsterren kan men een schatting maken van de massa, terwijl de lichtkromme van eclipssterren een gegeven verschaft over de gemiddelde dichtheid, een grootheid, die met de massa nauw samenhangt. Terwijl de absolute helderheden (→ Helderheid, sub 2°) der vaste sterren en ook hun dichtheden (→ Dichtheid, sub 2°) zeer uiteenloopen, liggen de massa’s binnen betrekkelijk nauwe grenzen; massa’s grooter dan 10 maal of kleiner dan 0,2 maal de zonsmassa zijn zeldzaam.
Massa-lichtkrachtwet Deze wet, die het verband aangeeft, dat er bestaat tusschen de massa’s der sterren van een bepaald spectraaltype en hun absolute helderheden, werd in 1924 door Eddington afgeleid en is uit diens theorie van hetstralingsevenwicht te verklaren. Volgens nieuwere opvattingen geeft zij niet een strengfunctioneel verband tusschen massa en lichtkracht, doch slechts een correlatie ; er zijn sterren bekend, die van die wet afwijken. Nevenstaande graphiek geeft de massa-lichtkrachtwet voor sterren van een effectieve temp. van 5 200 °; voor andere temp. is de kromme slechts weinig anders. Reesinck
