1。バイナリスターシステム：
* ケプラーの第三法則： この方法は、2つの星が互いに軌道に乗っている星系を観察することに依存しています。軌道周期と星間の距離を測定することにより、システムの組み合わせの質量を計算できます。
* ドップラー分光法（放射状速度法）： この手法は、その仲間の重力を引くことによって引き起こされる星の光の中で「ぐらつき」を観察します。ぐらつきの振幅は、仲間の質量について教えてくれます。
2。恒星進化モデル：
* hertzsprung-russell図（HR図）： この図は、光度と温度に基づいて星をプロットします。 HR図の星の位置を理論モデル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：
* アインシュタインの一般相対性理論の理論： この方法では、重力レンズの現象を使用します。巨大なオブジェクト（星のような）が遠い星の前を通過すると、遠くの星から光を曲げて複数の画像を作成します。 画像を分析することにより、レンズオブジェクトの質量を決定できます。
4。アステロセース学：
* Starquakes： 星は地震と同様の振動を示します。これらの振動（特に周波数）を研究することにより、星の内部構造と質量に関する洞察を得ることができます。
5。 直接イメージングと干渉法：
* 高解像度イメージング： 星の表面と雰囲気を直接画像化することで、特に若い大きな星には、そのサイズと質量に関する情報を提供できます。
* 干渉法： 複数の望遠鏡からの光を組み合わせると、はるかに大きな開口部と仮想望遠鏡が作成され、より高い解像度と星の直径を測定して質量を推測する能力が可能になります。
注： 各方法には独自の制限があります。たとえば、バイナリスターシステムは慎重に観察する必要がありますが、恒星の進化モデルは星形成に関する仮定に依存しています。
