1. 케플러의 행성 운동의 세 번째 법칙 :
* 원리 : 케플러의 제 3 법칙에 따르면 행성의 궤도 기간의 제곱은 태양과 평균 거리는 큐브에 비례한다고 말합니다.
* 응용 프로그램 : 태양 (지구와 같은)을 공전하는 행성의 궤도 기간과 거리를 관찰함으로써, 우리는 태양의 질량을 계산할 수 있습니다.
* 예 : 우리는 지구가 평균 1 억 4,960 만 킬로미터의 거리에서 태양을 공전하는 데 약 365 일이 걸린다는 것을 알고 있습니다. 이러한 값을 Kepler의 세 번째 법칙에 꽂으면 태양의 질량을 계산할 수 있습니다.
2. 항성 특성 측정 :
* 원리 : 별은 빛을 방출하고 특정 스펙트럼의 색상을 가지고 있습니다. 이 정보는 온도, 광도 및 반경에 대한 세부 정보를 공개 할 수 있습니다.
* 응용 프로그램 : 별의 스펙트럼과 광도를 분석함으로써 표면 중력을 추정 할 수 있습니다. 표면 중력은 별의 질량 및 반경과 직접 관련이 있습니다.
* 예 : 스타의 광도와 온도를 알고 있다면, 우리는 스텔라 모델을 사용하여 반경을 추정 할 수 있습니다. 반경과 표면 중력을 알면 질량을 계산할 수 있습니다.
3. 이진 별 시스템 :
* 원리 : 많은 별들이 이진 시스템에 존재하며, 두 개의 별이 일반적인 질량 중심 주위에 공개됩니다. 궤도 운동을 관찰함으로써 각 별의 질량을 계산할 수 있습니다.
* 응용 프로그램 : Kepler의 법칙과 궤도 기간에 대한 관찰과 별의 분리를 사용하여 시스템의 결합 된 질량을 계산할 수 있습니다.
* 예 : 이진 시스템에서 2 개의 별의 궤도 운동을 연구함으로써 시스템의 결합 된 질량을 결정한 다음 개별 별을 분석하여 각 별의 질량을 추정 할 수 있습니다.
4. 중력 렌즈 측정 :
* 원리 : 별과 같은 거대한 물체는 중력 렌즈 (Gravitational Lensing)라는 현상 인 중력 당김으로 인해 빛의 경로를 구부립니다.
* 응용 프로그램 : 전경 별 뒤쪽으로 지나가는 먼 별에서 빛의 왜곡을 관찰하면 전경 별의 질량을 계산할 수 있습니다.
중요한 참고 : 이 방법은 별 질량의 추정치를 제공하며, 이용 가능한 데이터와 계산의 복잡성에 따라 정확도가 달라질 수 있습니다.
