¿Cómo sabemos las masas de estrellas individuales?

El diagrama de Hertzsprung-Russell es la clave para determinar las masas de estrellas individuales. Para las estrellas de la secuencia principal, sus propiedades están determinadas esencialmente por su masa. La edad y la metalicidad también son factores interrelacionados, pero de mucha menos importancia que la masa. Es decir, si me dice la masa de una estrella en la secuencia principal, puedo decirle su temperatura, luminosidad, radio, etc., con una precisión razonablemente buena. Esto significa que si puede medir la luminosidad y la temperatura de una estrella, puedo ponerla en un diagrama de Hertzsprung-Russell y decirle qué tan masiva es. Por supuesto, calibrar esta relación en primer lugar requería medir las masas de las estrellas directamente usando estrellas en sistemas binarios, como mencionas.

[Editar: no noté que la estrella a la que se vinculó específicamente era Arcturus, para lo cual esto no se aplica directamente]. Para un gigante como Arcturus, las masas a menudo se determinan de una manera un poco más complicada. El diagrama de Hertzsprung-Russell todavía proporciona una guía para desarrollar modelos de evolución estelar que pueden producir los patrones observados de estrellas que no pertenecen a la secuencia principal en el diagrama HR. Como Arcturus ya no está en la secuencia principal, estos modelos de evolución estelar se utilizan para encontrar la masa que produce la combinación de temperatura, luminosidad y radio observados, a partir de los cuales se puede inferir una masa.

La masa de estas estrellas individuales a veces está determinada por el efecto de la lente gravitacional. En la Relatividad General, se afirma que la luz se desvía cuando está influenciada por un campo gravitatorio, por lo que, en realidad, el ángulo de desvío de cualquier luz proveniente de cerca de una sola estrella nos daría la magnitud de su campo gravitatorio y, en última instancia, su valor de masa. .