Wetenschappers kunnen een ster niet direct wegen zoals de zon zoals we objecten op aarde afwegen. In plaats daarvan gebruiken ze een combinatie van observaties en fysica om de massa ervan te berekenen. Hier is een uitsplitsing van hoe ze het doen:

1. Kepler's derde wet van planetaire beweging:

* Het principe: De derde wet van Kepler stelt dat het kwadraat van de orbitale periode van een planeet evenredig is met de kubus van zijn gemiddelde afstand tot de zon.

* De toepassing: Door de orbitale periode en afstand van een planeet te observeren die in een baan om de zon (zoals de aarde) draait, kunnen we de massa van de zon berekenen.

* Voorbeeld: We weten dat de aarde ongeveer 365 dagen duurt om de zon te draaien op een gemiddelde afstand van 149,6 miljoen kilometer. Door deze waarden op de derde wet van Kepler te sluiten, kunnen we de massa van de zon berekenen.

2. Het meten van stellaire eigenschappen:

* Het principe: Sterren stoten licht uit en hebben een specifiek spectrum van kleuren. Deze informatie kan details onthullen over hun temperatuur, helderheid en straal.

* De toepassing: Door het spectrum en de helderheid van een ster te analyseren, kunnen we de zwaartekracht van het oppervlak schatten. Oppervlakte -zwaartekracht is direct gerelateerd aan de massa en straal van een ster.

* Voorbeeld: Als we de helderheid en temperatuur van een ster kennen, kunnen we een stellair model gebruiken om de straal ervan te schatten. Als we zijn straal en oppervlakte -zwaartekracht kennen, kunnen we de massa berekenen.

3. Binaire sterrensystemen:

* Het principe: Veel sterren bestaan ​​in binaire systemen, waar twee sterren rond een gemeenschappelijk middencentrum omringen. Door hun orbitale beweging te observeren, kunnen we de massa van elke ster berekenen.

* De toepassing: Met behulp van de wetten en observaties van Kepler van de orbitale periode en scheiding van de sterren, kunnen we de gecombineerde massa van het systeem berekenen.

* Voorbeeld: Door de orbitale beweging van twee sterren in een binair systeem te bestuderen, kunnen we de gecombineerde massa van het systeem bepalen, en vervolgens door de afzonderlijke sterren te analyseren, kunnen we de massa van elke ster schatten.

4. Het meten van zwaartekrachtlenzen:

* Het principe: Massieve objecten, zoals sterren, buigen het pad van licht vanwege hun zwaartekracht, een fenomeen genaamd zwaartekrachtlensing.

* De toepassing: Door de vervorming van licht van een verre ster te observeren terwijl deze achter een voorgrondster passeert, kunnen we de massa van de voorgrondster berekenen.

Belangrijke opmerking: Deze methoden geven schattingen van de massa van een ster en hun nauwkeurigheid kan variëren, afhankelijk van de beschikbare gegevens en de complexiteit van de berekeningen.