王老师
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测量恒星的质量,一个办法是了解恒星的光谱.当天文学家观测到了恒星的光谱之后,他们就能了解它的化学组成以及它光球层的状况.这一恒星大气的物理状态直接取决于它的温度和压强,这两者和恒星的引力相连,而恒星的引力又和它的半径和质量有关.
天文学家可以使用基本的物理定律来对恒星大气建立模型.对于给定的一组参数（温度、半径、质量）,科学家就能计算出大气中每一种化学元素的状态,由此就能推测出光谱中可能出现的信号.通过比较理论模型和实际光谱,天文学家能就找到最佳的匹配,从而间接地获得恒星的参数,其中也包括它的质量.
另一个办法是测量恒星的光度.对于成年（主序）恒星,基本的恒星物理学显示它们的光度和质量有着强相关性.例如,40个太阳质量的恒星其光度是20个太阳质量的5倍.由此估计质量就变得很平常了：在不同的滤光片下观测许多不同光度的恒星,测量它们的光度,然后计算它们的质量.但是简单一般都会带来“虚假”,而很多细节问题也会使得这一方法变得比乍看上去的要复杂得多.
例如,这一质光关系仅仅适用于光度,而直接测量得到的却是亮度.为了从亮度定出光度,天文学家必须校正距离、尘埃的红化以及观测中的短能幅采样——三个并不总能精确知道的参数.
实际上,只有一个办法能精确测定恒星的质量：研究食分光双星.
大约有一半的恒星位于双星系统中,其中的两颗恒星会绕它们公共的引力中心转动.这些系统的光谱包含了每颗恒星的光谱.其中表征不同化学元素的谱线也具有两套.这些谱线的位置会随着时间变化.通过多普勒效应,这一变化体现出的是它们的轨道运动.朝向我们运动的恒星谱线会向蓝端移动,远离我们的恒星谱线则会向红端移动.在绕转半圈之后,这些运动就会反过来.
天文学家随之可以利用开普勒和牛顿定律来计算它们的速度,由此确定它们的轨道参数：恒星到公共质心的距离、轨道偏心率、轨道周期以及每颗恒星的质量.对于大质量恒星,所能得到的这些参数的精度主要取决于光谱的品质,现在可以达到的精度为每秒1千米.
这三种办法都可以得到远处恒星的质量.
