1. 이진 별 시스템 :
* 케플러의 세 번째 법칙 : 이 방법은 2 개의 별이 서로를 공선하는 별 시스템을 관찰하는 데 의존합니다. 궤도주기와 별 사이의 거리를 측정함으로써 시스템의 결합 된 질량을 계산할 수 있습니다.
* 도플러 분광법 (방사형 속도 방법) : 이 기술은 동반자의 중력 당김으로 인한 별의 빛에서 "흔들림"을 관찰합니다. Wobble의 진폭은 동반자의 질량에 대해 알려줍니다.
2. 항성 진화 모델 :
* Hertzsprung-Russell 다이어그램 (HR 다이어그램) : 이 다이어그램은 광도와 온도에 따라 별을 표시합니다. HR 다이어그램에 대한 별의 위치를 이론적 모델과 비교함으로써 우리는 질량을 추정 할 수 있습니다.
3. 중력 미세 혈관 :
* 아인슈타인의 일반 상대성 이론 : 이 방법은 중력 렌즈 현상을 사용합니다. 별처럼 거대한 물체가 먼 별 앞에서 통과하면 먼 별에서 빛을 구부려 여러 이미지를 만듭니다. 이미지를 분석하여 렌즈 객체의 질량을 결정할 수 있습니다.
4. 별로 의학 :
* 스타 Quakes : 별은 지진과 비슷한 진동을 나타냅니다. 이러한 진동 (특히 주파수)을 연구함으로써 별의 내부 구조와 질량에 대한 통찰력을 얻을 수 있습니다.
5. 직접 이미징 및 간섭계 :
* 고해상도 이미징 : 별의 표면과 분위기를 직접 영상화하면 크기와 질량, 특히 젊고 큰 별에 대한 정보를 제공 할 수 있습니다.
* 간섭계 : 여러 망원경에서 빛을 결합하면 훨씬 더 큰 조리개로 가상 망원경을 만들어 더 높은 해상도와 별 직경을 측정하고 질량을 유추 할 수 있습니다.
참고 : 각 방법에는 자체 제한이 있습니다. 예를 들어, 바이너리 스타 시스템은 신중한 관찰이 필요하지만, 별 진화 모델은 별 형성에 대한 가정에 의존합니다.
