천체의 밀도 역자승 중력에 따라서 계산되어 왔다. 그러나 천체주위의 밀도 함수 따라서 소광이 1/r에 비례한 경우 감쇠인자 1/rr을 줄 수 있으므로 역사승 광중력 이론에 따르면 천체의 밀도의 결정이 매우 까다로와진다. 편의상 광중력 밀도를 사용하는 것이 바람직하다. 구심체의 광중력 질량을 주는 질량 m의 물체에서 방사되는 빛의 절대 운동량의 합을 구하기 위해서, 우리는 천체의 온도와 표면적 A( m^2)을 고려해야 한다.
천체의 밀도 역자승 중력에 따라서 계산되어 왔다. 그러나 천체주위의 밀도 함수 따라서 소광이 1/r에 비례한 경우 감쇠인자 1/rr을 줄 수 있으므로 역사승 광중력 이론에 따르면 천체의 밀도의 결정이 매우 까다로와진다. 편의상 광중력 밀도를 사용하는 것이 바람직하다. 구심체의 광중력 질량을 주는 질량 m의 물체에서 방사되는 빛의 절대 운동량의 합을 구하기 위해서, 우리는 천체의 온도와 표면적 A( m^2)을 고려해야 한다.
