測量恆星的幾何大小的方法

① 科學家們是怎麼知道其他星球的直徑和體積的呢以及可以宇宙的大小是用什麼測量的呢

- -！我無語了，沒有一個知道真正測量在N光年以外的恆星及行星的方法，全都在，濫竽充數想混分的！
我來簡單說說吧，首先先要測量的是恆星，而恆星的測量則是靠他表面輻射點紅外線來測量的，因為在宇宙中不論是任何物體都會輻射紅外微波，而紅外線是波長最長，最不容易被物體阻擋的，所以只要檢測不同類型的紅外線微波，就可以檢測到恆星了。
而檢測恆星的距離，這是由射線的紅移來決定的。
首先先告訴樓主一些關於射線的小常識。

大家應該知道，射線一共分為3大類，分別為波長最長的紅外線，和人眼可見的可見光，即波長最短的紫外線。
而紅移的判斷方法這是根據一個物體它本身的速度，與它輻射出來的射線的光譜位置移動，來判斷物體是在遠離我們還是靠近我們，而根據光譜變化的頻率來判斷它與我們的距離。
這就是著名的多普勒效應，通過這個檢測與計算來判定，一顆恆星他的位置運動方向及運動速度。

而測量出恆星後，再想測量出他是否還有行星，那就要通過一系列的排除法，檢測法，概率計算的才能勉強的判斷是否有行星，至於想知道有幾顆，目前的技術也許還未達到這樣的檢測水平。
我也可以簡單的說說排除法在行星探測上起到的作用，比如如果是雙星，或多連星那麼有行星的概率幾乎為零，因為在雙星及多連星的引力作用下，行星連形成的機會也沒有。還有藍超巨星，紅超巨星也不會有行星存在，因為藍超巨星所釋放的光和熱在他的引力范圍，足以是宇宙中幾乎所有東西汽化，所以不可能有行星體出現，紅超巨剛好星相反，他是某一顆類似太陽一樣的恆星進入了衰老期，由氫聚變變成了氦聚變，所以急劇膨脹，使原來在它引力范圍內的一切遭受毀滅性打擊！

② 現代科學家使用什麼辦法，去測量恆星距離和數量

宇宙究竟有多大？

我們知道宇宙很大，但究竟有多大，其實我們是沒有概念的。

所以宇宙有多大呢？如果把地球想像成一粒沙，銀河系就是一棟樓的十倍那麼大的存在，如果把銀河系想像成一粒沙，宇宙將是一棟樓那麼大。

③ 恆星的大小比較

太陽巨大而明亮，他的直徑是地球的110倍， 體積是地球的130萬倍。太陽是最大的恆星嗎？顯然不是。晚上可見的最亮的恆星是天狼星，他的直徑比太陽大兩倍。牧夫星座的大角阿拉法星的直徑是太陽的24倍；金牛星座的畢宿五阿拉法星更大， 他的直徑是太陽的46倍，獵戶星座的參宿七貝塔星的直徑也有太陽的77倍多。天蠍星座的心宿二阿拉法星可謂是巨星，他的直徑是太陽的650多倍；獵戶星座參宿四阿拉法星比心宿二阿拉法星還要大1.5倍。仙王星座VV星， 直徑比太陽打大1600倍。太陽在宇宙中是如此渺小！ 恆星的體積有多大呢？對於太陽，我們可以輕而易舉地測量出它的圓面對地球張角的大小，再考慮到地－日間的距離，用三角學方法就可以計算出太陽的直徑了。太陽的直徑是地球直徑的109 倍。另外有少數距離相對近些的大體積恆星，
天文學家已經測出它們的圓面對地球張角、即它們的「角徑」。現在測得的除太陽外最大恆星的角徑值是0.05角秒，這相當於觀察放在82千米之外的一枚2 分錢硬幣時所測得的硬幣的張角。如果再知道恆星距離，就可以用近似公式
α＝D/d 來求得恆星直徑D 的值。式中α是以弧度為單位的恆星角徑，d 是恆星的距離。例如測得的紅巨星金牛座α（畢宿五）的角徑是21毫弧秒（相當於1.02×10-7弧度），已知它的距離是67.8光年，則可通過計算得到它的直徑是6.54×107 千米，這相當於50倍太陽直徑。 看來，一個關鍵的工作是測量恆星的角徑。測量恆星角徑的方法有光干涉法和月掩星法等。其中月掩星法巧妙地利用了月球在天空中的運動。與恆星相比，月亮距離地球是太近了。所以月亮在夜空中的東升西落在地球上看來是很快的。 於是，經常會有這樣的情形，月亮在移動中逐漸擋住了它背後的看來「不動」的某一顆恆星。這種天象叫做「月掩星」。如果根據預報事先知道哪些恆星將被掩食，在月掩星發生時，用儀器不斷監視、記錄將要被掩食的那顆恆星的光，就能記錄下月掩星時恆星由亮變暗的全過程。仔細分析月掩星過程中恆星由「開始
變暗」到「全部變暗」所用的時間，再考慮到月球在天空中移動的速度，就可能計算得出恆星角徑的大小。 但是，對於更多更遙遠的其它恆星來說，即使在現代大型光學望遠鏡里，它們也是一個個點光源，根本無法觀測到它們的圓面和測量出它們角徑的大小。那麼，對這些遙遠恆星怎樣才能了解它們體積的大小呢？一種常用的方法是光度－溫度法。看來，雖然不能直接觀測大多數遙遠恆星的大小，天文學家還可以用其它的觀測資料間接計算得知它們的大小。 現在已經知道，在恆星世界裡，不同的恆星大小的相差非常大。如比天蠍α－A 更大的仙王座VV的紅超巨星，其半徑為太陽半徑的1 ，600 倍；而也屬於恆星的白矮星和中子星，卻比太陽小得多，其半徑只有太陽半徑的幾十分之一到幾萬分之一。天文學家們還注意到，在已知的恆星各種物理性質中，不同種類的恆星之間
在光度、體積、密度等方面相差極大，甚至可以差到幾億倍；但不同的恆星唯獨在質量方面相差很小，最多隻相差幾百倍。這是恆星性質的一個非常引人注目的特點。

④ 恆星距離我們十分遙遠，那麼科學家是如何測得距離等數據的

恆星是宇宙中最基本的天體，星系就是由上億顆恆星構成的。在銀河系中，除了太陽，距離我們最近的恆星是比鄰星，距離地球4.2光年。人類目前向太陽系外發射的最快的探測器是新視野號，速度高達21千米每秒，但這對於宇宙中的遙遠距離來說不值一提，以這樣的速度前往比鄰星仍然需要耗費6萬多年時間。

比鄰星是半人馬座α星（在我國叫做南門二）的其中一顆恆星，半人馬座阿爾法星屬於三星系統。比鄰星由天文學家羅伯特·因尼斯發現於1915年，是一顆紅矮星，質量大約為太陽的1/8，直徑大約為太陽的1/7，該恆星的表面溫度大約在2400~2800攝氏度之間。

（上圖為利用視差測量恆星直徑的基本原理）

如果已知恆星的實際直徑，通過測量視直徑，可以反過來推出該恆星與觀測者的距離。比如已知月球的直徑，利用一枚硬幣就可以推算出地月之間的大致距離。

知道了恆星的體積大小，結合恆星的年齡，就可以推出恆星的質量。

宇宙中的恆星雖多，但卻有規律可循，不同的恆星擁有不同的光譜類型。天文學家通過大量的統計分析，編撰了赫羅圖，它描述了恆星的表面溫度、亮度和大小之間的關系。通過分析恆星的光譜，根據恆星演化理論就可以判斷出它的年齡。

處於同一年齡階段的同類型恆星的密度都差不多，根據它的體積大小，就可以判斷出它的質量。當然，不是體積越大的恆星，質量也就越大。處於衰老期的恆星，體積會膨脹很多倍。太陽在幾十億年之後就會膨脹為體積巨大的紅巨星，到時候連地球也會被吞沒。

根據觀測統計，宇宙中恆星的直徑大約在0.1~1700太陽直徑這個范圍內，而恆星的質量大約在0.08~265太陽質量這個范圍內。恆星的質量決定著它的演化歷程。

其實恆星的許多秘密都隱藏在星光之中，有興趣的可以了解一下，這里就不詳細說了。

熱愛科學的朋友，歡迎關注我。

⑤ 如何測定恆星的大小

對恆星的溫度和固有亮度進行測量後，可以估算它的直徑。因為溫度決定了來自恆星表面的輻射強度，對溫度的測量(加上一些對恆星表面性質的合理解釋)，可以得出恆星表面每平方米發出的輻射量。固有亮度是整個恆星表面的總輻射的量度。我們只要用總輻射被每平方米輻射除，就可得到恆星表面積的平方米數，又可從表面積很容易地計算出恆星的半徑和體積(對較大的恆星，還可用一種更直接的方法，即光的干涉法去測量它的直徑，用此法得到的結果，同用溫度和固有亮度估算的結果相符)。

恆星的直徑不同於它們的質量，相差很大。最小的恆星如天狼星的暗伴星，比地球大不了多少。最大的星如天蠍座中的紅巨星——天蠍座a星，直徑大於4.8億千米。天蠍座Q非常巨大，假如把太陽放在它的中心，那麼，4顆靠內的行星都擠進這顆星內還有餘。

如果已知恆星的質量和體積，求平均密度，只要簡單地把前者被後者除。正如體積那樣，不同恆星的密度有很大的差異，像天蠍座。那樣的巨星，其密度小於通常空氣密度的千分之一，即差不多等於地球上的真空密度，反之，一些小恆星的密度格外大，例如：天狼星伴星的密度，那裡每立方英寸的物質放到地球表面上，重量大於1噸。

⑥ 宇宙恆星的距離是怎樣測量的

三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離D可表示為：
sinπ＝a/D
若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：D=1/π
用周年視差法測定恆星距離，有一定的局限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10000多顆恆星。

分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。

m - M= -5 + 5logD.

移動星團法

這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。

造父視差法（標准燭光法）

物理學中有一個關於光度、亮度和距離關系的公式。S∝L0/r2

測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變周期與光度之間存在著確定的關系。於是可以通過測量它的光變周期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。

三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。

哈勃定律方法

哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = Hd /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關系進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關系。現代精確觀測已證實這種線性正比關系

V = H0×d

其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過多普勒效應Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。

⑦ 恆星的體積 遙遠的恆星如何測量其體積

測恆星的體積其實就是測定恆星的半徑,測定恆星的半徑可以通過測定恆星的表面積還完成.
為什麼要這樣繞兩個圈子呢?因為最後一個量,就是表面積,測量起來遠遠比前面兩個簡單.
恆星輻射的能量和表面積成正比,和溫度的四次方成正比.恆星的視亮度可以通過觀測到的,在於距離做一下修正就可以得到絕對亮度.溫度可以通過測定恆星的光譜得到,隨後通過簡單的數學計算就可以得到恆星的表面積了,知道表面積就可以很容易的推算出體積.
如果直接測量體積?拿一個水缸把恆星裝進去,看有多少水排出來?=
如果直接測量半徑呢?倒還說得過去,知道距離,那個望遠鏡看看視角就可以了,但是除了太陽以外的恆星距離我們太遠,那什麼望遠鏡看到是一個點.這個在目前的觀測條件下也是不可行的.
所以,測表面積吧~這個是現在技術最簡單也是最可行的辦法.通過數學可以將難以測量的物理量轉化為容易觀測的物理量,在各種理工學科中有著廣泛的應用.

⑧ 如何測量行星的大小、質量

行星的直徑，可以通過望遠鏡觀察其視角大小，再根據其距離和幾何知識可以直接計算大小（這個辦法只能適用行星，因為行星在望遠鏡里是能看出大小來的，恆星就不行，因為恆星太遠，在望遠鏡里看起來還是一個點）。
計算行星質量最好的就是它有衛星，根據衛星的軌道和運轉周期，可以算出衛星運轉線速度，然後再根據萬有引力定律計算出行星質量。如果它沒有衛星，則要根據它對其它行星軌道的攝動來計算，比較麻煩。

⑨ 恆星的大小

恆星的真直徑可根據恆星視直徑（角直徑）和距離計算出來。常用的干涉儀或月掩星方法可以測出小到0.01的恆星的角直徑，更小的恆星不容易測准，加上測量距離的誤差，所以恆星的真直徑可靠的不多。根據食雙星兼分光雙星的軌道資料，也可得出某些恆星直徑。對有些恆星，也可根據絕對星等和有效溫度來推算其真直徑。用各種方法求出的不同恆星的直徑，有的小到幾公里量級，有的大到10公里以上。恆星的大小相差也很大，有的是巨人， 有的是侏儒。地球的直徑約為13000 千米，太陽的直徑是地球的109 倍。巨星是恆星世界中個頭最大的， 它們的直徑要比太陽大幾十到幾百倍。超巨星就更大了，紅超巨星心宿二( 即天蠍座α） 的直徑是太陽的600 倍；紅超巨星參宿四( 即獵戶座α） 的直徑是太陽的900倍，假如它處在太陽的位置上， 那麼它的大小幾乎能把木星也包進去。它們還不算最大的，仙王座VV 是一對雙星， 它的主星A 的直徑是太陽的1600 倍；HR237 直徑為太陽的1800倍。還有一顆叫做柱一的雙星，其伴星比主星還大， 直徑是太陽的2000-3000 倍。這些巨星和超巨星都是恆星世界中的巨人。
看完了恆星世界中的巨人，我們再來看看它們當中的侏儒。在恆星世界當中，太陽的大小屬中等，比太陽小的恆星也有很多，其中最突出的要數白矮星和中子星了。白矮星的直徑只有幾千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它們的直徑只有 20 千米左右，白矮星和中子星都是恆星世界中的侏儒。我們知道，一個球體的體積與半徑的立方成正比。如果拿體積來比較的話，上面提到的柱一就要比太陽大九十多億倍，而中子星就要比太陽小幾百萬億倍。由此可見，巨人與侏儒的差別有多麼懸殊。
(ke)

⑩ 恆星的大小和遠近就怎麼測量出來的

恆星的距離

由於恆星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恆星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恆星距離的方法：三角視差法，分光視差法，分光視差法，造父周光關系測距法，譜線紅移測距法

三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差（p），則較近的恆星的距離D可表示為：sinπ=a/D

若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π

用周年視差法測定恆星距離，有一定的局限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10，000多顆恆星。

天文學上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距（pc）外，還有光年（ly），即光在真空中一年所走過的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關系是：

1秒差距（pc）=206265天文單位（AU）=3.26光年=3.09×1013千米

1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文單位（Au）=0.95×1013千米。

分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。

m - M= -5 + 5logD.

造父周光關系測距法

大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的「變星」。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鍾，稱為「光變周期」。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱「造父變星」。

1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變周期時發現：光變周期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的「周光關系」。目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。

譜線紅移測距法

20 世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長（l）比相應的實驗室測知的譜線的波長（l0）要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米/（秒·兆秒差距）。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

威爾遜-巴普法

1957年，O.C.威爾遜和巴普兩人發現，晚型（G、K和M型）恆星光譜（見恆星光譜分類）中電離鈣的反轉發射線寬度的對數與恆星的絕對星等之間存在著線性關系。對這條譜線進行光譜分析，便可得到晚型恆星的距離。[1]

星際視差法

在恆星的光譜中出現有星際物質所產生的吸收線。這些星際吸收線的強度與恆星的距離有關：星越遠，星和觀測者之間存在的星際物質越多，星際吸收線就越強。利用這個關系可測定恆星的距離。常用的星際吸收線是最強的電離鈣的K線和中性鈉的D雙線。不過這個方法只適用於O型和早B型星，因為其他恆星本身也會產生K線和D線，這種譜線同星際物質所產生的同樣譜線混合在一起無法區分。由於星際物質分布不均勻，一般說來，用此法測得的距離，精度是不高的。

力學視差法

目視雙星的相對軌道運動遵循開普勒第三定律，即伴星繞主星運轉的軌道橢圓的半長徑的立方與繞轉周期的平方成正比。設主星和伴星的質量分別為m1和m2，以太陽質量為單位表示，繞轉周期P以恆星年（見年）為單位表示，軌道的半長徑的線長度A以天文單位表示，這種雙星在觀測者處所張的角度 α以角秒錶示，則其周年視差π為：，

式中α和P可從觀測得到。因此，如果知道雙星的質量，便可按上述公式求得該雙星的周年視差。如果不知道雙星的質量，則用迭代法解上式，仍可求得較可靠的周年視差。周年視差的倒數就是該雙星以秒差距為單位的距離。

星群視差法

移動星團的成員星都具有相同的空間速度。由於透視作用，它們的自行會聚於天球上的一點或者從某點向外發散，這個點稱為「輻射點」。知道了移動星團的輻射點位置，並從觀測得到n個成員星的自行μk 和視向速度V 噰（k=1,2，…，n），則該星團的平均周年視差為：

式中θk為第k個成員星和輻射點的角距，堸 為 n個成員星的空間速度的平均值。這樣求得的周年視差的精度很高。但目前此法只適用於畢星團。其他移動星團因距離太遠，不能由觀測得到可靠的自行值。

統計視差法

根據對大量恆星的統計分析資料，知道恆星的視差與自行之間有相當密切的關系：自行越大，視差也越大。因此對具有某種共同特徵並包含有相當數量恆星的星群，可以根據它們的自行的平均值估計它們的平均周年視差。這樣得到的結果是比較可靠的。

自轉視差法

銀河系的較差自轉（即在離銀河系核心的距離不同處，有不同的自轉速率）對恆星的視向速度有影響。這種影響的大小與星群離太陽的距離遠近有關，因此可從視向速度的觀測中求出星群的平均距離。這個方法只能應用於離太陽不太遠，距離大約在1,200秒差距以內的恆星。

測定天體的距離是天體測量最重要的研究課題之一，盡管方法很多，但要得到可靠的結果是不容易的。因此，對於某一天體，應盡可能採用幾種方法分別測定它的距離，然後相互校核，才能得到可靠的結果。

——摘自網路

恆星測距法 詞條