1. Binära stjärnsystem:
* Keplers tredje lag: Denna metod förlitar sig på att observera ett stjärnsystem där två stjärnor kretsar om varandra. Genom att mäta omloppsperioden och avståndet mellan stjärnorna kan vi beräkna systemets kombinerade massa.
* Doppler -spektroskopi (radiell hastighetsmetod): Denna teknik observerar "wobble" i en stjärns ljus orsakad av dess följeslagares gravitationella drag. Wobbles amplitud berättar om följeslagarens massa.
2. Stellar Evolution Models:
* Hertzsprung-russell-diagram (HR-diagram): Detta diagram plottar stjärnor baserat på deras ljusstyrka och temperatur. Genom att jämföra en stjärnposition på HR -diagrammet med teoretiska modeller kan vi uppskatta dess massa.
3. Gravitationsmikrolensering:
* Einsteins teori om allmän relativitet: Denna metod använder fenomenet gravitationslensning. När ett massivt objekt (som en stjärna) passerar framför en avlägsen stjärna, böjer den ljuset från den avlägsna stjärnan och skapar flera bilder. Genom att analysera bilderna kan vi bestämma linsobjektets massa.
4. Asteroseismologi:
* Starquakes: Stjärnor visar svängningar som liknar jordbävningar. Genom att studera dessa svängningar (specifikt deras frekvenser) kan vi få insikter i stjärnans inre struktur och massa.
5. Direkt avbildning och interferometri:
* Högupplöst avbildning: Direkt avbilda en stjärns yta och atmosfär kan ge information om dess storlek och massa, särskilt för unga, stora stjärnor.
* interferometri: Att kombinera ljus från flera teleskop skapar ett virtuellt teleskop med en mycket större bländare, vilket möjliggör högre upplösning och förmågan att mäta stjärnans diameter och dra slutsatsen dess massa.
Obs: Varje metod har sina egna begränsningar. Till exempel kräver binära stjärnsystem noggrann observation, medan stellarutvecklingsmodeller förlitar sig på antaganden om stjärnbildning.
