1。ケプラーの第三法則と軌道の動き：
* バイナリシステムの惑星と星の場合： この方法では、Keplerの3番目の法則を使用します。これは、軌道周期（オブジェクトが1つの軌道を完了するのにかかる時間）と、2つの軌道オブジェクト間の平均距離を組み合わせた質量に関連付けます。バイナリスターシステムの軌道周期と距離を観察することにより、天文学者はシステムの総質量を計算できます。
* 星を周回する惑星の場合： 星を周回する惑星の軌道周期と半径を知っている場合、ケプラーの第三法則を使用して星の質量を計算できます。
2。重力レンズ：
* 遠くの銀河とクラスターの場合： 巨大なオブジェクトは、重力レンズと呼ばれる現象の近くで通過する光の経路を曲げます。天文学者は、大規模な前景オブジェクトの周りに光が曲がるときに、遠くの銀河または星の歪みと拡大を分析することにより、レンズオブジェクトの質量を推定できます。
3。恒星進化モデル：
星の場合は * 恒星の進化モデルは、質量、光度、および組成に基づいて、星が時間の経過とともにどのように変化するかを予測します。星の観察を理論モデルと比較することにより、天文学者は星の質量を推定できます。
4。銀河のダイナミクス：
銀河の場合は * 天文学者は、銀河の回転曲線（銀河中心から異なる距離で星が速く回転する速度）を研究して、銀河内の質量の分布を推測できます。 これはしばしば、「暗黒物質」の存在を明らかにします。これは、光と相互作用せず、その質量をその重力の影響から推定できる物質の一形態です。
5。ドップラーシフトと放射状速度：
星の場合は * この方法は、特にエクスプラネット検出に役立ち、軌道上の惑星の重力引力によって引き起こされる星明かりのドップラーシフトを使用します。星の放射状速度の小さなぐらつきを観察することにより、天文学者は周回する惑星の質量を計算できます。
6。表面輝度変動：
銀河の場合は * この手法は、銀河の表面明るさの変動を測定して、その質量を推定します。変動のサイズと明るさを分析することにより、天文学者は銀河の総質量を決定できます。
7。超新星の使用：
星の場合は * 超新星の光曲線（明るさと時間）を観察することは、爆発した星の質量を推定するのに役立ちます。この方法は、超新星の明るさと持続時間が前駆細胞星の質量に関連しているために機能します。
注意することが重要です：
*各方法には、その制限と精度には、観測精度、オブジェクトの構成に関する仮定、分析の複雑さなどのさまざまな要因に依存します。
*上記の方法は、多くの場合、正確な値ではなく推定値を提供します。
*天文学者は、多くの場合、複数の方法を使用して、質量の推定値をクロスチェックおよび改良します。
これらは、天文学者が天の物体の質量を計算する方法のほんの一部です。天文学の分野は絶えず進化しており、宇宙の理解が成長するにつれて新しい方法が開発されています。
