测量恒星的几何大小的方法

① 科学家们是怎么知道其他星球的直径和体积的呢以及可以宇宙的大小是用什么测量的呢

- -！我无语了，没有一个知道真正测量在N光年以外的恒星及行星的方法，全都在，滥竽充数想混分的！
我来简单说说吧，首先先要测量的是恒星，而恒星的测量则是靠他表面辐射点红外线来测量的，因为在宇宙中不论是任何物体都会辐射红外微波，而红外线是波长最长，最不容易被物体阻挡的，所以只要检测不同类型的红外线微波，就可以检测到恒星了。
而检测恒星的距离，这是由射线的红移来决定的。
首先先告诉楼主一些关于射线的小常识。

大家应该知道，射线一共分为3大类，分别为波长最长的红外线，和人眼可见的可见光，即波长最短的紫外线。
而红移的判断方法这是根据一个物体它本身的速度，与它辐射出来的射线的光谱位置移动，来判断物体是在远离我们还是靠近我们，而根据光谱变化的频率来判断它与我们的距离。
这就是着名的多普勒效应，通过这个检测与计算来判定，一颗恒星他的位置运动方向及运动速度。

而测量出恒星后，再想测量出他是否还有行星，那就要通过一系列的排除法，检测法，概率计算的才能勉强的判断是否有行星，至于想知道有几颗，目前的技术也许还未达到这样的检测水平。
我也可以简单的说说排除法在行星探测上起到的作用，比如如果是双星，或多连星那么有行星的概率几乎为零，因为在双星及多连星的引力作用下，行星连形成的机会也没有。还有蓝超巨星，红超巨星也不会有行星存在，因为蓝超巨星所释放的光和热在他的引力范围，足以是宇宙中几乎所有东西汽化，所以不可能有行星体出现，红超巨刚好星相反，他是某一颗类似太阳一样的恒星进入了衰老期，由氢聚变变成了氦聚变，所以急剧膨胀，使原来在它引力范围内的一切遭受毁灭性打击！

② 现代科学家使用什么办法，去测量恒星距离和数量

宇宙究竟有多大？

我们知道宇宙很大，但究竟有多大，其实我们是没有概念的。

所以宇宙有多大呢？如果把地球想象成一粒沙，银河系就是一栋楼的十倍那么大的存在，如果把银河系想象成一粒沙，宇宙将是一栋楼那么大。

③ 恒星的大小比较

太阳巨大而明亮，他的直径是地球的110倍， 体积是地球的130万倍。太阳是最大的恒星吗？显然不是。晚上可见的最亮的恒星是天狼星，他的直径比太阳大两倍。牧夫星座的大角阿拉法星的直径是太阳的24倍；金牛星座的毕宿五阿拉法星更大， 他的直径是太阳的46倍，猎户星座的参宿七贝塔星的直径也有太阳的77倍多。天蝎星座的心宿二阿拉法星可谓是巨星，他的直径是太阳的650多倍；猎户星座参宿四阿拉法星比心宿二阿拉法星还要大1.5倍。仙王星座VV星， 直径比太阳打大1600倍。太阳在宇宙中是如此渺小！ 恒星的体积有多大呢？对于太阳，我们可以轻而易举地测量出它的圆面对地球张角的大小，再考虑到地－日间的距离，用三角学方法就可以计算出太阳的直径了。太阳的直径是地球直径的109 倍。另外有少数距离相对近些的大体积恒星，
天文学家已经测出它们的圆面对地球张角、即它们的“角径”。现在测得的除太阳外最大恒星的角径值是0.05角秒，这相当于观察放在82千米之外的一枚2 分钱硬币时所测得的硬币的张角。如果再知道恒星距离，就可以用近似公式
α＝D/d 来求得恒星直径D 的值。式中α是以弧度为单位的恒星角径，d 是恒星的距离。例如测得的红巨星金牛座α（毕宿五）的角径是21毫弧秒（相当于1.02×10-7弧度），已知它的距离是67.8光年，则可通过计算得到它的直径是6.54×107 千米，这相当于50倍太阳直径。 看来，一个关键的工作是测量恒星的角径。测量恒星角径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运动。与恒星相比，月亮距离地球是太近了。所以月亮在夜空中的东升西落在地球上看来是很快的。 于是，经常会有这样的情形，月亮在移动中逐渐挡住了它背后的看来“不动”的某一颗恒星。这种天象叫做“月掩星”。如果根据预报事先知道哪些恒星将被掩食，在月掩星发生时，用仪器不断监视、记录将要被掩食的那颗恒星的光，就能记录下月掩星时恒星由亮变暗的全过程。仔细分析月掩星过程中恒星由“开始
变暗”到“全部变暗”所用的时间，再考虑到月球在天空中移动的速度，就可能计算得出恒星角径的大小。 但是，对于更多更遥远的其它恒星来说，即使在现代大型光学望远镜里，它们也是一个个点光源，根本无法观测到它们的圆面和测量出它们角径的大小。那么，对这些遥远恒星怎样才能了解它们体积的大小呢？一种常用的方法是光度－温度法。看来，虽然不能直接观测大多数遥远恒星的大小，天文学家还可以用其它的观测资料间接计算得知它们的大小。 现在已经知道，在恒星世界里，不同的恒星大小的相差非常大。如比天蝎α－A 更大的仙王座VV的红超巨星，其半径为太阳半径的1 ，600 倍；而也属于恒星的白矮星和中子星，却比太阳小得多，其半径只有太阳半径的几十分之一到几万分之一。天文学家们还注意到，在已知的恒星各种物理性质中，不同种类的恒星之间
在光度、体积、密度等方面相差极大，甚至可以差到几亿倍；但不同的恒星唯独在质量方面相差很小，最多只相差几百倍。这是恒星性质的一个非常引人注目的特点。

④ 恒星距离我们十分遥远，那么科学家是如何测得距离等数据的

恒星是宇宙中最基本的天体，星系就是由上亿颗恒星构成的。在银河系中，除了太阳，距离我们最近的恒星是比邻星，距离地球4.2光年。人类目前向太阳系外发射的最快的探测器是新视野号，速度高达21千米每秒，但这对于宇宙中的遥远距离来说不值一提，以这样的速度前往比邻星仍然需要耗费6万多年时间。

比邻星是半人马座α星（在我国叫做南门二）的其中一颗恒星，半人马座阿尔法星属于三星系统。比邻星由天文学家罗伯特·因尼斯发现于1915年，是一颗红矮星，质量大约为太阳的1/8，直径大约为太阳的1/7，该恒星的表面温度大约在2400~2800摄氏度之间。

（上图为利用视差测量恒星直径的基本原理）

如果已知恒星的实际直径，通过测量视直径，可以反过来推出该恒星与观测者的距离。比如已知月球的直径，利用一枚硬币就可以推算出地月之间的大致距离。

知道了恒星的体积大小，结合恒星的年龄，就可以推出恒星的质量。

宇宙中的恒星虽多，但却有规律可循，不同的恒星拥有不同的光谱类型。天文学家通过大量的统计分析，编撰了赫罗图，它描述了恒星的表面温度、亮度和大小之间的关系。通过分析恒星的光谱，根据恒星演化理论就可以判断出它的年龄。

处于同一年龄阶段的同类型恒星的密度都差不多，根据它的体积大小，就可以判断出它的质量。当然，不是体积越大的恒星，质量也就越大。处于衰老期的恒星，体积会膨胀很多倍。太阳在几十亿年之后就会膨胀为体积巨大的红巨星，到时候连地球也会被吞没。

根据观测统计，宇宙中恒星的直径大约在0.1~1700太阳直径这个范围内，而恒星的质量大约在0.08~265太阳质量这个范围内。恒星的质量决定着它的演化历程。

其实恒星的许多秘密都隐藏在星光之中，有兴趣的可以了解一下，这里就不详细说了。

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⑤ 如何测定恒星的大小

对恒星的温度和固有亮度进行测量后，可以估算它的直径。因为温度决定了来自恒星表面的辐射强度，对温度的测量(加上一些对恒星表面性质的合理解释)，可以得出恒星表面每平方米发出的辐射量。固有亮度是整个恒星表面的总辐射的量度。我们只要用总辐射被每平方米辐射除，就可得到恒星表面积的平方米数，又可从表面积很容易地计算出恒星的半径和体积(对较大的恒星，还可用一种更直接的方法，即光的干涉法去测量它的直径，用此法得到的结果，同用温度和固有亮度估算的结果相符)。

恒星的直径不同于它们的质量，相差很大。最小的恒星如天狼星的暗伴星，比地球大不了多少。最大的星如天蝎座中的红巨星——天蝎座a星，直径大于4.8亿千米。天蝎座Q非常巨大，假如把太阳放在它的中心，那么，4颗靠内的行星都挤进这颗星内还有余。

如果已知恒星的质量和体积，求平均密度，只要简单地把前者被后者除。正如体积那样，不同恒星的密度有很大的差异，像天蝎座。那样的巨星，其密度小于通常空气密度的千分之一，即差不多等于地球上的真空密度，反之，一些小恒星的密度格外大，例如：天狼星伴星的密度，那里每立方英寸的物质放到地球表面上，重量大于1吨。

⑥ 宇宙恒星的距离是怎样测量的

三角视差法

河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：
sinπ＝a/D
若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π
用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10000多颗恒星。

分光视差法

对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。

m - M= -5 + 5logD.

移动星团法

这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。

造父视差法（标准烛光法）

物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2

测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。

三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。

哈勃定律方法

哈勃指出天体红移与距离有关：Z = Hd /c，这就是着名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。

1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用，而其中仅有24个有推算出的距离，哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系

V = H0×d

其中v为退行速度，d为星系距离，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0<h0<1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是着名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。

⑦ 恒星的体积 遥远的恒星如何测量其体积

测恒星的体积其实就是测定恒星的半径,测定恒星的半径可以通过测定恒星的表面积还完成.
为什么要这样绕两个圈子呢?因为最后一个量,就是表面积,测量起来远远比前面两个简单.
恒星辐射的能量和表面积成正比,和温度的四次方成正比.恒星的视亮度可以通过观测到的,在于距离做一下修正就可以得到绝对亮度.温度可以通过测定恒星的光谱得到,随后通过简单的数学计算就可以得到恒星的表面积了,知道表面积就可以很容易的推算出体积.
如果直接测量体积?拿一个水缸把恒星装进去,看有多少水排出来?=
如果直接测量半径呢?倒还说得过去,知道距离,那个望远镜看看视角就可以了,但是除了太阳以外的恒星距离我们太远,那什么望远镜看到是一个点.这个在目前的观测条件下也是不可行的.
所以,测表面积吧~这个是现在技术最简单也是最可行的办法.通过数学可以将难以测量的物理量转化为容易观测的物理量,在各种理工学科中有着广泛的应用.

⑧ 如何测量行星的大小、质量

行星的直径，可以通过望远镜观察其视角大小，再根据其距离和几何知识可以直接计算大小（这个办法只能适用行星，因为行星在望远镜里是能看出大小来的，恒星就不行，因为恒星太远，在望远镜里看起来还是一个点）。
计算行星质量最好的就是它有卫星，根据卫星的轨道和运转周期，可以算出卫星运转线速度，然后再根据万有引力定律计算出行星质量。如果它没有卫星，则要根据它对其它行星轨道的摄动来计算，比较麻烦。

⑨ 恒星的大小

恒星的真直径可根据恒星视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小到0.01的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级，有的大到10公里以上。恒星的大小相差也很大，有的是巨人， 有的是侏儒。地球的直径约为13000 千米，太阳的直径是地球的109 倍。巨星是恒星世界中个头最大的， 它们的直径要比太阳大几十到几百倍。超巨星就更大了，红超巨星心宿二( 即天蝎座α） 的直径是太阳的600 倍；红超巨星参宿四( 即猎户座α） 的直径是太阳的900倍，假如它处在太阳的位置上， 那么它的大小几乎能把木星也包进去。它们还不算最大的，仙王座VV 是一对双星， 它的主星A 的直径是太阳的1600 倍；HR237 直径为太阳的1800倍。还有一颗叫做柱一的双星，其伴星比主星还大， 直径是太阳的2000-3000 倍。这些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人。
看完了恒星世界中的巨人，我们再来看看它们当中的侏儒。在恒星世界当中，太阳的大小属中等，比太阳小的恒星也有很多，其中最突出的要数白矮星和中子星了。白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它们的直径只有 20 千米左右，白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒。我们知道，一个球体的体积与半径的立方成正比。如果拿体积来比较的话，上面提到的柱一就要比太阳大九十多亿倍，而中子星就要比太阳小几百万亿倍。由此可见，巨人与侏儒的差别有多么悬殊。
(ke)

⑩ 恒星的大小和远近就怎么测量出来的

恒星的距离

由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法：三角视差法，分光视差法，分光视差法，造父周光关系测距法，谱线红移测距法

三角视差法

河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差（p），则较近的恒星的距离D可表示为：sinπ=a/D

若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距（pc），则有：D=1/π

用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10，000多颗恒星。

天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距（pc）外，还有光年（ly），即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：

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

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

分光视差法

对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等（m）就可以得到距离。

m - M= -5 + 5logD.

造父周光关系测距法

大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。

1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。

谱线红移测距法

20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长（l）比相应的实验室测知的谱线的波长（l0）要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。

谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是着名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米/（秒·兆秒差距）。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。

威尔逊-巴普法

1957年，O.C.威尔逊和巴普两人发现，晚型（G、K和M型）恒星光谱（见恒星光谱分类）中电离钙的反转发射线宽度的对数与恒星的绝对星等之间存在着线性关系。对这条谱线进行光谱分析，便可得到晚型恒星的距离。[1]

星际视差法

在恒星的光谱中出现有星际物质所产生的吸收线。这些星际吸收线的强度与恒星的距离有关：星越远，星和观测者之间存在的星际物质越多，星际吸收线就越强。利用这个关系可测定恒星的距离。常用的星际吸收线是最强的电离钙的K线和中性钠的D双线。不过这个方法只适用于O型和早B型星，因为其他恒星本身也会产生K线和D线，这种谱线同星际物质所产生的同样谱线混合在一起无法区分。由于星际物质分布不均匀，一般说来，用此法测得的距离，精度是不高的。

力学视差法

目视双星的相对轨道运动遵循开普勒第三定律，即伴星绕主星运转的轨道椭圆的半长径的立方与绕转周期的平方成正比。设主星和伴星的质量分别为m1和m2，以太阳质量为单位表示，绕转周期P以恒星年（见年）为单位表示，轨道的半长径的线长度A以天文单位表示，这种双星在观测者处所张的角度 α以角秒表示，则其周年视差π为：，

式中α和P可从观测得到。因此，如果知道双星的质量，便可按上述公式求得该双星的周年视差。如果不知道双星的质量，则用迭代法解上式，仍可求得较可靠的周年视差。周年视差的倒数就是该双星以秒差距为单位的距离。

星群视差法

移动星团的成员星都具有相同的空间速度。由于透视作用，它们的自行会聚于天球上的一点或者从某点向外发散，这个点称为“辐射点”。知道了移动星团的辐射点位置，并从观测得到n个成员星的自行μk 和视向速度V 噰（k=1,2，…，n），则该星团的平均周年视差为：

式中θk为第k个成员星和辐射点的角距，堸 为 n个成员星的空间速度的平均值。这样求得的周年视差的精度很高。但目前此法只适用于毕星团。其他移动星团因距离太远，不能由观测得到可靠的自行值。

统计视差法

根据对大量恒星的统计分析资料，知道恒星的视差与自行之间有相当密切的关系：自行越大，视差也越大。因此对具有某种共同特征并包含有相当数量恒星的星群，可以根据它们的自行的平均值估计它们的平均周年视差。这样得到的结果是比较可靠的。

自转视差法

银河系的较差自转（即在离银河系核心的距离不同处，有不同的自转速率）对恒星的视向速度有影响。这种影响的大小与星群离太阳的距离远近有关，因此可从视向速度的观测中求出星群的平均距离。这个方法只能应用于离太阳不太远，距离大约在1,200秒差距以内的恒星。

测定天体的距离是天体测量最重要的研究课题之一，尽管方法很多，但要得到可靠的结果是不容易的。因此，对于某一天体，应尽可能采用几种方法分别测定它的距离，然后相互校核，才能得到可靠的结果。

——摘自网络

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