1. 케플러의 제 3 법칙과 궤도 운동 :
이진 시스템의 행성 및 별의 경우 : 이 방법은 Kepler의 세 번째 법칙을 사용합니다. Kepler의 세 번째 법칙은 궤도 기간 (객체가 하나의 궤도를 완료하는 데 걸리는 시간)과 두 궤도 객체 사이의 평균 거리는 결합 된 질량과 관련이 있습니다. 이진 별 시스템의 궤도주기 및 거리를 관찰함으로써 천문학자는 시스템의 총 질량을 계산할 수 있습니다.
* 행성 궤도의 경우 별 : 우리가 별을 공전하는 행성의 궤도 기간과 반경을 알고 있다면, 우리는 Kepler의 세 번째 법칙을 사용하여 별의 질량을 계산할 수 있습니다.
2. 중력 렌즈 :
먼 은하와 클러스터의 경우 : 거대한 물체는 그 근처에 통과하는 빛의 경로를 구부리며, 중력 렌즈라고 불리는 현상입니다. 천문학 자들은 거대한 전경 물체 주위의 빛이 구부러지면서 먼 은하 또는 별의 왜곡과 배율을 분석함으로써, 천문학자는 렌즈 물체의 질량을 추정 할 수있다.
3. 항성 진화 모델 :
별의 경우 * : 항성 진화 모델은 질량, 광도 및 구성에 따라 별이 시간이 지남에 따라 어떻게 변하는 지 예측합니다. 별의 관찰을 이론적 모델과 비교함으로써 천문학자는 별의 질량을 추정 할 수 있습니다.
4. 은하의 역학 :
은하의 경우 * : 천문학 자들은 은하의 회전 곡선 (은하 중심에서 다른 거리에서 별이 얼마나 빨리 회전 하는가)를 연구하여 은하 내에서 질량 분포를 유추 할 수 있습니다. 이것은 종종 "암흑 물질"의 존재를 드러냅니다. 이는 빛과 상호 작용하지 않고 중력의 영향으로 질량을 추정 할 수있는 물질의 형태입니다.
5. 도플러 시프트 및 방사 속도 :
별의 경우 * : 이 방법, 특히 외계 행성 탐지에 유용한이 방법은 궤도 행성의 중력 당기로 인한 별빛의 도플러 이동을 사용합니다. 별의 방사 속도의 작은 흔들림을 관찰함으로써 천문학자는 궤도 행성의 질량을 계산할 수 있습니다.
6. 표면 밝기 변동 :
은하의 경우 * : 이 기술은 갤럭시의 표면 밝기의 변화를 측정하여 질량을 추정합니다. 변동의 크기와 밝기를 분석함으로써 천문학자는 갤럭시의 총 질량을 결정할 수 있습니다.
7. 초신성 사용 :
별의 경우 * : 초신성 (밝기 대 시간)의 빛 곡선을 관찰하면 폭발 한 별의 질량을 추정하는 데 도움이 될 수 있습니다. 이 방법은 초신성의 밝기와 지속 시간이 전구체 별의 질량과 관련이 있기 때문에 작동합니다.
주목하는 것이 중요합니다 :
* 각 방법에는 한계와 정확도가 관찰 정밀도, 물체의 구성에 대한 가정 및 분석의 복잡성과 같은 다양한 요인에 따라 다릅니다.
* 위의 방법은 종종 정확한 값보다는 추정치를 제공합니다.
* 천문학자는 종종 여러 가지 방법을 사용하여 대량 추정치를 교차 점검하고 개선합니다.
이것들은 천문학 자들이 천상의 대상을 계산하는 방법 중 일부일뿐입니다. 천문학 분야는 끊임없이 발전하고 있으며 우주에 대한 우리의 이해가 커짐에 따라 새로운 방법이 개발되고 있습니다.
