星体半径如何测量

地球的大小

最早实测地球大小的是希腊天文学家厄拉多塞内（Eratosthene）。公元前200多年，他认定地球为正球体，他那时推算的地球周长合39500千米，与今值(赤道周长40075.13千米)十分接近。

20世纪50年代以后，用人造地球卫星测得的有关地球数据越来越精确。利用对人造卫星的观测数据，便可求得地球的平均半径。具体计算时还必须考虑月球和太阳引力的影响，需要加以订正。同时，由于地球并非正球体，其内部物质分布也不均匀，因此，它对人造卫星的绕转运动产生摄动力。这样，需根据大量不同倾角的人造卫星及其轨道变化的速度，才能归算出地球的基本形状和大小。

太阳、月球的大小

对于距离已知的天体，只要测出它们的视圆面直径的张角，即可以求出它们的大小。对太阳、月球和行星的线直径都是这样测量的。在地球上用测角仪器很容易测得太阳的角直径31’59”.3。根据已知的日地平均距离a就可算出太阳的线半径为：

R=a*sin（31’59”3/2）= 6.96×105 千米

大概70万千米，约相当于地球半径的109倍。

同理可测得月球的平均角半径为15’32”.6，略小于太阳角半径。所以，从地球上看去，它们的大小相差不多，但是，月地距离比日地距离小得多。月球的线半径也比太阳小得多，仅有1738千米。

恒星的大小

对于太遥远恒星，其角直径很小，用望远镜所无法测量的，上面的方法不适用。于是，只能采用间接的方法测定它们的大小，例如光度法。

由物理学中的斯忒藩—波尔兹曼黑体辐射定律知道，如果恒星的辐射可以用黑体辐射来描述，那么温度为T，半径为R的恒星在单位时间内所发出的总辐射能，即恒星的光度L为：

L＝4πR2σ*T4

上式中的T及光度量可根据其它办法得到，于是R就可以算出来。

一般来说是根据解三角型算出来的吧。。。