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如何测量恒星的质量？单颗恒星我们不好测量它的质量 ， 现在我们使用的方法 ， 是在双星系统中来测量恒星的质量 ， 双星是指在相互的引力作用下 ， 做椭圆轨道运动进行相互绕转的系统 。 在双星系统中 ， 如果我们知道了它们轨道运动的方式 ， 就可以利用我们所熟知的开普勒定律 ， 或者牛顿的万有引力定律来测量它们的质量 。
实际上在银河系里 ， 大部分恒星都是位于双星或者聚星系统中的 。 聚合星是指三颗甚至三颗以上的恒星 ， 在引力作用下聚集在一起组成的恒星系统 。 我们通常把多星或者双星系统中的恒星称为子星 。 如果有足够高的精度 ， 能测量到一颗恒星绕着另一颗恒星 ， 运转的轨道半长轴和周期 ， 再加上知道这个双星系统和我们的距离 ， 我们就可以根据开普勒第三定律 ， 知道整个系统的总质量 。
以日地系统为参照 ， 我们可以得到它们和太阳的质量比 ， 与天文单位为单位的半长径和年为单位的轨道周期 ， 满足这样一个简单的关系 。 但是这样我们得到的是双星系统的总质量 ， 如果我们要测量每一个恒星各自的质量大小 ， 还需要一些额外的条件 。 大部分情况下 ， 我们没法直接测量双星的轨道 ， 因为它们太遥远了 ， 但是我们可以利用它的谱线的特征 ， 来测量双星的基本参数 ， 这种方法叫做分光双星 。
【恒星|人们是怎么测量恒星的质量的？测量恒星的质量需要知道些什么？】如果我们再知道了双星的轨道倾角 ， 就可以得到双星的质量函数 ， 轨道倾角是指双星轨道平面的法线 ， 也就是垂直于这个轨道面的线和我们视线的夹角 。 我们可以根据它的轨道运动把它的质量、轨道倾角、视向速度、轨道周期这些物理量联系起来 ， 得到它们的函数关系 ， 所以我们可以通过这几个观测量去估计质量的分布范围 。
尽管没法准确的得到它的大小 ， 但是我们可以利用这几个数据进行统计的分析 ， 帮助我们计算恒星质量的分布区间 。 利用这样的方法 ， 人们测量了一大批恒星的质量 ， 结合我们之前说的测量恒星大小的方法 ， 还可以得到恒星平均的密度 。 在我们所知的恒星里 ， 既有特别大质量的 ， 也有质量特别小的 ， 它们的范围最小的 ， 不到0.1个太阳质量 ， 那些恒星 ， 我们叫褐矮星 ， 最大的恒星质量大约在100-200倍太阳质量 。
结合恒星的大小 ， 我们得到恒星的密度同样是相差非常悬殊的 ， 我们太阳的密度大概是1.4克每立方厘米 ， 跟蜂蜜的密度基本相当 ， 那些超巨星因为体积特别大 ， 所以它们的密度能低到10^6次方克每立方厘米 。 而有些非常致密的恒星 ， 比如白矮星 ， 它们的密度能达到10^6次方克每立方厘米 。 所以恒星在质量上的分布 ， 其实是在一个相对小的区间里面的 ， 但是它的密度相差是非常大的 。
已知绝大部分恒星在质量上比我们太阳要小 ， 只有不到10%的恒星质量要比我们太阳更大 。 那些大质量恒星 ， 比如说超过10倍20倍太阳质量的恒星 ， 数量就更少了 ， 那些大质量恒星就像海洋里的鲸鱼 ， 相对于大海中的小鱼来说 ， 它们虽然庞大但是非常稀有的 。 我们测量了恒心的光度、温度、半径质量之后 ， 人们进一步的分析发现主序星 ， 主序星的质量在越重的同时 ， 它所呈现出的亮度就越高 。
绝大部分恒星在赫罗图上 ， 分布在从左上到右下的主序带中 ， 在左上区间 ， 这些恒星光度较高 ， 温度也较高 ， 在右下它们的光度和温度都比较低 。
总结来说 ， 我们根据双星的轨道运动 ， 可以测量恒星的质量 ， 根据大量的测量和分析 ， 我们同时知道 ， 主序星的质量越大 ， 光度和半径也就越大 。
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