1. 중력 상호 작용 :
* 궤도 기간 : 다른 주위의 천상의 대상의 궤도 기간을 관찰함으로써, 우리는 Kepler의 행성 운동 법칙을 사용하여 질량을 계산할 수 있습니다. 이것이 우리가 행성, 별, 심지어 블랙홀의 질량을 결정하는 방법입니다.
* 교란 : 거대한 물체의 중력 당김은 근처의 다른 물체의 궤도를 약간 바꿀 수 있습니다. 이러한 작은 "섭동"을 관찰함으로써, 우리는 섭동 대상의 질량을 추론 할 수 있습니다. 이 방법은 태양계 외부 행성을 찾는 데 사용됩니다.
2. 스텔라 특성 :
* 광도와 온도 : 별의 경우 밝기 (광도) 및 표면 온도를 사용하여 질량을 추정 할 수 있습니다. 이 방법은 이론적 진화의 이론적 모델에 의존합니다.
* 바이너리 스타 시스템 : 2 개의 별이 서로를 돌리는 이진 별 시스템에서는 궤도 기간과 그 사이의 거리를 관찰하여 개별 질량을 측정 할 수 있습니다.
3. 기타 방법 :
* 도플러 시프트 : 별에서 빛의 도플러 시프트를 관찰하면 동반자 물체 (행성과 같은)와 질량의 존재를 보여줄 수 있습니다.
* 렌즈 : 거대한 물체의 중력은 그 뒤에있는 물체에서 빛을 구부릴 수 있습니다. 렌즈 효과를 분석하여 렌즈를 수행하는 물체의 질량을 계산할 수 있습니다.
도전 :
* 거리 : 외부 공간에서 질량을 측정하는 것은 멀리있는 물체의 경우 점점 어려워집니다.
* 간접 측정 : 대부분의 방법은 간접 측정 및 수학적 모델에 의존하여 불확실성을 유발할 수 있습니다.
* 복잡성 : 천상의 대상과 그 상호 작용의 복잡성은 정확한 질량 측정을 어렵게 만듭니다.
전반적으로, 외부 우주에서 질량을 측정하는 것은 관찰, 수학적 모델 및 기본 물리학에 대한 우리의 이해가 필요한 매혹적인 과학적 과제입니다.
