1. Binära stjärnsystem:
* Keplers tredje lag: Denna lag säger att kvadratet på en planets omloppsperiod är proportionell mot kuben i den semi-major-axeln i dess bana. Genom att observera omloppsperioden och separationen av två stjärnor i ett binärt system kan vi beräkna deras kombinerade massa.
* Doppler -spektroskopi: Genom att mäta Doppler -förskjutningen i ljuset som släpps ut från en stjärna kan vi bestämma dess radiella hastighet. Om stjärnan befinner sig i ett binärt system kan vi observera periodiska förändringar i dess radiella hastighet när den kretsar runt dess följeslagare. Detta gör att vi kan beräkna massan av båda stjärnorna.
2. Stellar Evolution Models:
* stellar evolutionsteori: Forskare använder datormodeller för att simulera utvecklingen av stjärnor baserat på deras massa, sammansättning och ålder. Genom att jämföra modellprognoserna med observerade egenskaper hos stjärnan, såsom dess ljusstyrka, temperatur och radie, kan vi uppskatta dess massa.
3. Gravitationsmikrolensering:
* gravitationslensning: När ett massivt objekt, som en stjärna, passerar framför en avlägsen ljuskälla, böjer dess tyngdkraft ljuset från bakgrundskällan. Denna böjningseffekt kan användas för att beräkna massan på förgrundsstjärnan.
4. Kluster:
* stjärnkluster: Stjärnor i kluster föds ungefär samtidigt och har liknande kompositioner. Genom att studera fördelningen av stjärnor i ett kluster och deras egenskaper kan vi använda statistiska metoder för att uppskatta massan av enskilda stjärnor.
5. Asteroseismologi:
* stellar svängningar: Stjärnor svänger eller vibrerar på grund av interna processer. Att studera frekvenserna för dessa svängningar kan ge information om stjärnans interna struktur, inklusive dess massa.
Det är viktigt att notera:
* Dessa metoder ger ofta uppskattningar snarare än exakta värden.
* Noggrannheten för massbestämningen beror på kvaliteten på observationerna och komplexiteten i systemet som studeras.
