Откуда мы знаем массы одиночных звезд?

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела является ключом к определению масс отдельных звезд. Для звезд главной последовательности их свойства в основном определяются их массой. Возраст и металличность также являются взаимосвязанными факторами, но значительно менее важными, чем масса. То есть, если вы сообщите мне массу звезды на главной последовательности, я могу сообщить вам ее температуру, светимость, радиус и т. д. с достаточно хорошей точностью. Это означает, что если вы можете измерить светимость и температуру звезды, я могу нанести ее на диаграмму Герцшпрунга–Рассела и сказать, насколько она массивна. Конечно, калибровка этого соотношения в первую очередь требовала измерения массы звезд непосредственно с использованием звезд в двойных системах, как вы упомянули.

[Редактировать: я не заметил, что звездой, на которую вы ссылаетесь, был Арктур, к которому это напрямую не относится.] Для гиганта, такого как Арктур, массы часто определяются немного более сложным способом. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела по-прежнему служит ориентиром при разработке моделей звездной эволюции, которые могут отображать наблюдаемые закономерности звезд не главной последовательности на диаграмме HR. Поскольку Арктур ​​больше не находится на главной последовательности, эти модели звездной эволюции используются для определения массы, которая дает комбинацию наблюдаемой температуры, светимости и радиуса, из которой можно вывести массу.

Масса этих одиночных звезд иногда определяется эффектом гравитационного линзирования. В общей теории относительности утверждается, что свет искривляется, когда на него влияет гравитационное поле, поэтому на самом деле угол искривления любого света, исходящего от одной звезды, даст нам величину ее гравитационного поля и, в конечном счете, значение ее массы. .