1。バイナリスターシステム：
* ケプラーの第三法則： この法律では、惑星の軌道周期の正方形は、その軌道の半長軸の立方体に比例していると述べています。軌道の周期とバイナリシステムで2つの星の分離を観察することにより、それらの組み合わせの質量を計算できます。
* ドップラー分光法： 星から放出された光のドップラーシフトを測定することにより、その半径方向の速度を決定できます。星がバイナリシステムにある場合、コンパニオンを周回する際の放射状速度の周期的な変化を観察できます。これにより、両方の星の質量を計算できます。
2。恒星進化モデル：
* 恒星進化理論： 科学者は、コンピューターモデルを使用して、質量、組成、年齢に基づいて星の進化をシミュレートします。モデルの予測を、その光度、温度、半径など、星の観察された特性と比較することにより、その質量を推定できます。
3。重力マイクロレンズ：
* 重力レンズ： 星のような巨大なオブジェクトが遠い光源の前を通過すると、その重力は背景源から光を曲げます。この曲げ効果は、前景星の質量を計算するために使用できます。
4。クラスター：
* スタークラスター： クラスターの星はほぼ同時に生まれ、似たような構成を持っています。クラスター内の星の分布とその特性を研究することにより、統計的手法を使用して個々の星の質量を推定できます。
5。アステロセース学：
* 恒星振動： 星は内部プロセスのために振動または振動します。これらの振動の頻度を調べることで、星の質量を含む星の内部構造に関する情報を提供できます。
注意することが重要です：
*これらの方法は、多くの場合、正確な値ではなく推定値を提供します。
*質量決定の精度は、観察の質と研究対象のシステムの複雑さに依存します。
