測量系外行星的半徑的方法

㈠ 星系之間的距離是如何測算的有哪些手段

星系之間的距離是如何測算的？有哪些手段？下面，一起來看一下吧！

大麥哲倫雲和小麥哲倫雲是最先確認的兩個河外星系

星系離我們很遠，星系之間的距離以光年計算。離銀河系最近的兩個星系是大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，分別離地球約17萬光年和20萬光年。從宇宙規模來看，它們在銀河系的「家」入口處，是銀河系的夥伴星系。大麥哲倫雲和小麥哲倫雲是最先確認的兩個河外星系。

㈡ 哪種方法可以測量系外行星的半徑

好象都用的是三角形原理。也就是兩角一邊來計算測量

㈢ 太陽系外行星的偵測方法

數項計劃中的太空任務已配備一些偵測方法。在太空進行偵測可以得到更高的敏感度，因為避免了地球大氣層擾動影響，以及探測到不能穿透大氣層的紅外線。預期這些太空探測器可以偵測到和地球類似的行星。
相比於母星，行星一般都是極為暗淡的，故此母星的光芒往往會掩蓋了系外行星的影象，故此天文學家一般都以間接方法尋找系外行星，現時有六種成功的間接方法。 天體測量法是搜尋系外行星最早期的方法。這個方法是精確地測量恆星在天空的位置及觀察那個位置如何隨著時間變動。如果恆星有一顆行星，則行星的重力將令恆星在一條微小的圓形軌道上移動。這樣一來，恆星和行星圍繞著它們共同的質心旋轉（二體問題）。由於恆星的質量比行星大得多，它的運行軌道比行星小得多。
在1950年代至1960年代，曾有超過十個聲稱用天體測量法找到的系外行星，現時一般都認為是錯誤發現，因為即使最佳的地面望遠鏡也難以准確分辨恆星極微小的移動。到了2002年，哈勃太空望遠鏡才首次成功以天體測量法發現Gliese 876的行星。未來的太空天文台，例如美國國家航空航天局的太空干涉任務（Space Interferometry Mission），可能會運用天體測量法發現更多系外行星；但目前為止這方法仍未普遍成功。
天體測量法的一項優勢是對大軌道的行星最為敏感，因此能和其它對小軌道行星敏感的方法互補不足。然而這方法需要數年以至數十年的觀測方能確認結果。 和天體測量法相似，視向速度法同樣利用了恆星在行星重力作用下在一條微小圓形軌道上移動這個事實，但是目標是測量恆星向著地球或離開地球的運動速度——視向速度。根據多普勒效應，恆星的視向速度可以從恆星光譜線的移動推導出來。
因為恆星圍繞質心的軌道很微小，其運動速度相對於行星也是非常低的，然而現代的光譜儀可以偵測到少於1米每秒的速率變動。例如：歐洲南天天文台（European Southern Observatory）在智利拉息拉天文台（La Silla Observatory）的3.6米望遠鏡的高精度視向速度行星搜索器（HARPS，High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher），以及凱克天文台的高解析度階梯光柵光譜儀（HIRES）。
視向速度法是目前為止發現最多系外行星的方法，亦稱作「多普勒方法」或「擺動方法」。這方法不受距離影響，但需要高信噪比以達到高准確度，因此只適用於160光年以內相對離地球較近的恆星。此方法適合用來找尋質量大而軌道小的行星，大軌道的行星則需要多年觀測。軌道和地球視向垂直的行星只會造成恆星很小的視向擺動，亦更難發現。視向速度法的一個主要缺點是只能估計行星的最小質量，一般而言真正質量會在這個最小量的20%以內；但假若軌道接近垂直，最真實質量會更大。
視向速度法可以用作確認凌日法的結果，一同運用亦有助估計行星的真實質量。 脈沖星是超新星爆炸後留下來超高密度的中子星。隨著自轉，脈沖星發出極為有規律的電磁波脈沖，因此脈沖的輕微異常能顯示脈沖星的移動。和其它星體一樣，脈沖星亦會受其行星影響而運動，故此計算其脈沖變動便可估計其行星的性質。
這方法最初並非設計來偵測系外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以偵測到質量只有地球十分之一的行星。脈沖星計時法亦可以偵測到行星系統內相互的重力擾動，故此可以得到更多有關行星及其軌道的資料。然而因為脈沖星比較罕有，所以亦難以用這方法發現大量行星；而且因為脈沖星附近有極強的高能量輻射，生命似乎難以生存。
1992年阿萊克桑德·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan）便是利用了這個方法發現了PSR 1257+12的行星，而且被迅速確認，成為首個被確認的系外行星系統。 運用以上的方法可以估計系外行星的質量，而凌日法則可估計行星直徑。當行星行經其母星和地球之間（即凌），則從地球可視的母星光度便會輕微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相關，例如在HD 209458光度便會下降1.7%。
這方法有兩個主要缺點。首先，只有少數的情況系外行星會行經地球和母星之間，而且軌道愈大機率便愈小；另外，這方法亦很容易出現錯誤偵測。故此現時凌日法的發現必須經其它方法證實。而凌日法的主要優點是配合視向速度法能得知行星的密度，從而估計行星的物理結構。直至2006年9月一共有9個系外行星用了這兩個方法測量，而它們都是被了解得最深的系外行星。
凌日法亦有助了解行星的大氣結構。當行星行經其母星，母星光線便會經過行星的最外層大氣。只要仔細分析母星的光譜，便能得知行星的大氣成份。而把發生次蝕時（即行星被其母星掩著）的光譜和次蝕前後的光譜相減，便可直接得到行星的光譜性質，從而得知行星的溫度，甚至能偵測到行星上雲的形成。
歐洲航天局的對流旋轉和行星橫越計劃（COROT，COnvection ROtation and planetary Transits）以及美國國家航空航天局的開普勒計劃（Kepler Mission）均會使用凌日法。COROT可以偵測到略為大於地球的行星，而開普勒太空望遠鏡更有能力偵測到比地球更小的行星。
2005年3月，兩組科學家（哈佛-史密松天文物理中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）的大衛·夏邦諾（David Charbonneau）隊伍和高達德太空飛行中心（Goddard Space Flight Center）的德瑞克·戴明（L. D. Deming）隊伍）便利用史匹哲太空望遠鏡以凌日法得知TrES-1溫度為1,060K（攝氏790°），而HD 209458 b則為1,130K（攝氏860°）。 重力微透鏡是重力透鏡現象的一種，是星體引力場導致遠處另一星體的光線路徑改變而造成類似透鏡的放大效應，這現象只會當兩個星體和地球幾乎成一直線才會出現。因為地球和星體的相對位置不斷改變，這種透鏡事件只會維持數天至數周。在過去十年，已觀測到超過一千次重力微透鏡現象。
假若作為透鏡的星體擁有行星，則行星本身的引力場亦會對透鏡現象造成可測量的影響。因為需要精確對准，天文學家需要監察大量背境星體方能發現行星造成的重力微透鏡現象。這方法對於位處地球和星系中心之間的行星特別有效，因為星系中心可提供大量背景星體。
1991年，普林斯頓大學的波蘭天文學家玻丹·帕琴斯基（Bohdan Paczyński）首先提議利用重力微透鏡法尋找系外行星。直至2002年，帕琴斯基和安傑依·烏戴斯基（Andrzej Udalski）等人在光學重力透鏡實驗（OGLE，Optical Gravitational Lensing Experiment）發展出一套技術，在一個月內發現了數個疑似的行星，但未能證實。自此以後直至2006年，重力微透鏡法確認了四個系外行星。這是唯一可以偵測到圍繞主序星公轉而質量和地球相約的行星的方法。
重力微透鏡法的顯著缺點是透鏡效果不能重復觀測，因為星體的直線排列幾乎不能再重現。另外，因為這樣發現的系外行星往往在數千秒差距之遠，故此亦不可能以其它方法再次觀測。然而若有足夠的背景星體和測量的准確度，這方法有助展示類似地球的行星在星系間的普遍性。
現時的觀測通常是應用機器人望遠鏡。除了設立OGLE的美國國家航空航天局和美國國家科學基金會（National Science Foundation）外，天文物理重力微透鏡觀測（MOA，Microlensing Observations in Astrophysics）也在改進這種技術。重力透鏡探測網（PLANET，Probing Lensing Anomalies NETwork）及RoboNet計劃則有更大雄心，藉著分布全球的望遠鏡網路以求做到幾乎全天候監察，以找出和地球質量相約的系外行星。這方法成功發現了首個低質量而大軌道的物體，名為OGLE-2005-BLG-390Lb。 很多恆星都被塵埃組成的恆星盤包圍，這些塵埃吸收了恆星的光再放出紅外線，因此可以被觀測。即使塵埃的總質量還不及地球，它們的總表面積仍足反映到可觀測的紅外線。哈伯太空望遠鏡可以通過其近紅外線攝影機和多物體光譜儀觀測這些塵埃，而史匹哲太空望遠鏡可以接收更廣闊的紅外線光譜以得到更佳的影象。在太陽系附近的恆星之中，已有超過15%被發現有塵埃盤。
一般相信這些塵埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恆星的輻射壓力下，很快便會把塵埃推至星際空間。故此偵測到塵埃盤便代表恆星附近有不斷的碰撞以補充失散的塵埃，是恆星擁有彗星或小行星的間接證據。例如鯨魚座τ附近的塵埃盤便顯示這恆星擁有比太陽系多出十倍以上，類似凱伯帶中的物體。
在一些情況下塵埃盤可以顯示有行星的存在。有些塵埃盤中間有空洞或形成團狀，都可能表示有行星在「清理」其軌道或塵埃受到行星引力影響而結集。在波江座ε便發現了有這兩種特質的塵埃盤，意味著當中可能有一個軌道半徑達40天文單位的行星；通過視向速度法，亦發現了另一個軌道較細的行星。 因為行星相比於其母星都是非常暗淡的，所以一般都會被母星的光掩蓋，故此要直接發現系外行星幾乎是不可能的。但在一些特殊情況，現代的望遠鏡亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星體積特別大（明顯地大於木星），與母星有一段較大距離，以及較為年輕（故此溫度較高而放出強烈的紅外線）。
在2004年七月，天文學家們利用歐洲南天文台的甚大望遠鏡（Very Large Telescope）陣列在智利拍攝到棕矮星2M1207及其行星2M1207b。[24]在2005年12月，2M1207b的行星身份被證實。估計這系外行星質量比木星高幾倍，而且軌道半徑大於40天文單位。直至2006年9月為止這是唯一被直接拍攝到而且被確認的系外行星。現時還有另外三個疑似系外行星被拍攝到，包括GQ Lupi b、AB Pictoris b、及SCR 1845 b。截至2006年3月，當中未有任何一個被證實為行星；相反地，它們可能是小型的棕矮星。

㈣ 您好，麻煩您請問天文學家是怎麼測量太陽系各行星軌道半徑的

呵呵 這個問題記得中學學到過
恩 首先 行星運動的軌道的橢圓 所以只能測出平均半徑
然後就的開普特定律了 R^3/T^2=k
其中R是所求量 T的周期，可以觀測到
K是只和中心天體 太陽有關的 常數量
然後就搞定啦！
呵呵 是不是也回憶起來了呢

這是一些資料
水星：
水星基本參數：
軌道半長徑： 5791萬 千米 (0.38 天文單位)
公轉周期： 87.70 日
平均軌道速度： 47.89 千米/每秒
軌道偏心率： 0.206
軌道傾角： 7.0 度
行星赤道半徑： 2440 千米
質量(地球質量＝1)： 0.0553
密度： 5.43 克/立方厘米
自轉周期： 58.65 日
衛星數： 無
水星是最靠近太陽的行星，它與太陽的角距從不超過28°。古代中國稱水星為辰星，西方人則稱它為墨丘利(Mercury)。墨丘利（赫爾莫斯）是羅馬神話中專為眾神傳遞信息的使者，神通廣大，行走如飛。水星確實象墨丘利那樣，行動迅速，是太陽系中運動最快的行星。
水星的密度較大，在九大行星中僅次於地球。它可能有一個含鐵豐富的緻密內核。水星地貌酷似月球，大小不一的環形山星羅棋布，還有輻射紋、平原、裂谷、盆地等地形。水星大氣非常稀薄，晝夜溫差很大，陽光直射處溫度高達427℃，夜晚降低到-173℃。
直到20世紀60年代以前，人們一直認為, 水星自轉一周與公轉一周的時間是相同的，
從而使面對太陽的那一面恆定不變。這與月球總是以相同的半面朝向地球很相似。但在1965
年，藉助美國阿雷西博天文台世界最大的射電望遠鏡，測量了水星兩個邊緣反射波間的頻率
差，成功地測量了水星的自轉周期為58.65日，恰好是公轉周期的2/3。

II 金星：
金星基本參數：
軌道半長徑： 1082萬 千米 (0.72 天文單位)
公轉周期： 224.70 日
平均軌道速度： 35.03 千米/每秒
軌道偏心率： 0.007
軌道傾角： 3.4 度
行星赤道半徑： 6052千米
質量(地球質量＝1)： 0.8150
密度： 5.24 克/立方厘米
自轉周期： 243.01 日
衛星數： 無
金星是天空中除了太陽和月亮外最亮的星，亮度最大時比全天最亮的恆星天狼星亮14倍，我國古代稱它為「太白」， 羅馬人則稱它為維納斯(Venus)－愛與美的女神。
在地球上看金星和太陽的最大視角不超過48度，因此金星不會整夜出現在夜空中，我國民間稱黎明時分的金星為啟明星，傍晚時分的金星為長庚星。金星自轉一周比公轉一周還慢，並且是逆向自轉，所以金星上的一年比一天還短，而且在金星上看到的太陽是西升東落的。
金星有時被譽為地球的姐妹星，在外表上看，金星與地球有不少相似之處。金星的半徑只比地球小300千米，質量是地球的4/5，平均密度略小於地球。人們曾推測，金星表面的物理狀況和化學成分也會與地球相似，同樣具有適合生命存在的環境。然而，事實證明，金星表面奇熱，足以使鉛錫溶化，任何生命都難以生存，金星與地球只是一對「貌合神離」的姐妹。
金星上的大氣密度是地球大氣的100倍，大氣中97％以上的成分是二氧化碳，大氣層中
還有厚達20－30千米的濃硫酸組成的濃雲。二氧化碳和濃硫酸雲層使得金星表面的熱量不能
散發到宇宙空間，被封閉起來的太陽輻射使金星表面變得越來越來熱，金星表面的溫度最高
可達447℃。這就是所謂的溫室效應。金星的大氣壓力為90個標准大氣壓（相當於地球海洋
深1千米處的壓力），任憑你有著鋼筋鐵骨，到了金星也會壓得粉碎。

III 火星和它的衛星：
火星基本參數：
軌道半長徑： 22794萬 千米 (1.52 天文單位)
公轉周期： 686.98 日
平均軌道速度： 24.13 千米/每秒
軌道偏心率： 0.093
軌道傾角： 1.8 度
行星赤道半徑： 3398 千米
質量(地球質量＝1)： 0.1074
密度： 3.94 克/立方厘米
自轉周期： 1.026 日
衛星數： 2
在類地行星中，火星是一顆紅色的行星，中國古代稱之為"熒惑"，西方則把它當作古羅馬神話中的戰神「瑪爾斯」(Mars)。火星也是一顆最具傳奇色彩的行星。望遠鏡發明以後，由於觀測到火星的多種特性與地球相近，一度被譽為「天空中的小地球」。關於「火星生命」，「火星人」等等激動人心的話題沸沸揚揚了將近一個世紀。
其實，火星並不如人們想像的那樣美妙，它的表面滿目荒涼，表面 75%是由硅酸鹽, 褐鐵礦等鐵氧化物構成的沙漠,一片橙紅和棕紅色的戈壁景象。火星的大氣稀薄而乾燥，水分極少，主要成分是二氧化碳, 約佔95%。赤道附近中午溫度20℃左右, 晝夜溫差則超過100℃。所謂火星兩極的「極冠」，也並不是水結成的冰，而是由二氧化碳凝固成的乾冰所組成。
火星上一天的長度幾乎和地球相同; 自轉軸傾角也和地球差不多,因此火星上也有四季的變化。當地球和火星運行到太陽的同一側並差不多排列在一條直線時, 稱為火星沖日, 由於火星的橢圓軌道偏心率較大, 每隔15-17年有一次與地球特別接近的沖,稱為大沖, 是觀測火星的最佳時刻。
為了探索火星的秘密，近30年來已發射了20多個探測器對火星進行科學探測。這些探測
器拍攝了數以千計的照片，採集了大量火星土壤樣品進行檢驗。至今為止的實驗結果表明：火
星上沒有江河湖海，土壤中也沒有動植物或微生物的任何痕跡，更沒有"火星人"等智慧生命的
存在。
火星的衛星：
火星有兩個小衛星，分別取名為
福波斯(火衛一)和德莫斯(火衛二)。他
們是戰神的兒子，在天上駕駛著戰車。
火衛列表：

2）帶光環的巨行星:
木星和土星是行星世界的巨人，稱為巨行星。它們擁有濃密的大氣層，在大氣之下卻並沒有堅實的表面，而是一片沸騰著的氫組成的「汪洋大海」。所以它們實質上是液態行星。
I 木星和它的衛星:
木星基本參數：
軌道半長徑： 77833 萬 千米 (5.20 天文單位)
公轉周期： 4332.71 日
平均軌道速度： 13.6 千米/每秒
軌道偏心率： 0.048
軌道傾角： 1.3 度
行星赤道半徑： 71398 千米
質量(地球質量＝1)： 317.833
密度： 1.33 克/立方厘米
自轉周期： 0.41 日
衛星數： 16
木星的亮度僅次於金星，中國古代用它來定歲紀年，由此把它叫做「歲星」，西方稱木星為「朱庇特」 (Jupiter)，即羅馬神話中的眾神之王。木星確實為九星之王，它的質量是太陽系中其它8顆行星加在一起的2.5倍，相當於地球的318倍。
木星沒有固體外殼，在濃密的大氣之下是液態氫組成的海洋。木星
的內部是由鐵和硅組成的固體核，稱為木星核，溫度高達30000℃。木
星核的外部則是液態氫組成的木星幔。再向外就是木星的大氣層。木星
的大氣厚達1000千米以上，由90％的氫和10％的氦及微量的甲烷、水、
氨等組成。木星雖然巨大無比，但它的自轉速度卻是太陽系中最快的。
自轉周期為9小時50分30秒，比地球快了近二倍半。如此快速的自轉
在木星表面造成了非常復雜的大氣運動，各種對流、環流運動十分激烈
和復雜，並出現許多層與赤道平行的雲帶。更奇異的是木星南半球上有
一個持續運動了幾百年的大氣旋，稱為「大紅斑」。它的大小足夠可容納
好幾個地球，在裡面彩色的雲團作著劇烈的運動，有些類似地球上的龍
卷風。
1979年，旅行者1號和2號探測器發現木星和土星一樣也擁有光環。但木星光環和土
星光環有很大不同，木星光環比較彌散，由亮環、暗環和暈3部分組成。亮環在暗環的外邊，
暈為一層極薄的塵雲，將亮環和暗環整個包圍起來。木星環距木星中心約12.8萬千米，環
寬9000餘千米，厚度只有幾千米左右，是由大量的塵埃及暗黑的碎石構成，肉眼很難看到。
暗淡單薄的木星環套在龐大的木星身軀之上，發現它確實很不容易。
木星的衛星：
木星是太陽系中衛星數目較多的一顆行星，目前
已發現有16顆衛星。木星的衛星是按發現的先
後次序編號的，其中排名居前的4顆最大也是最
亮的衛星由伽利略用望遠鏡首先發現，後人因此
命名為伽利略衛星。
木衛列表：

II 土星和它的衛星：
土星基本參數：
軌道半長徑： 1,429,40萬 千米 (9.54 天文單位)
公轉周期： 10759.5 日
平均軌道速度： 9.64 千米/每秒
軌道偏心率： 0.056
軌道傾角： 2.5 度
行星赤道半徑： 60330 千米
質量(地球質量＝1)： 95.159
密度： 0.7 克/立方厘米
自轉周期： 0.426 日
衛星數： 18
土星是一顆美麗的行星，也是質量和大小僅次於木星的大行星。中國古代稱土星為鎮星，在西方，人們用羅馬農神「薩圖努斯」(Saturn)的名字為土星命名。
土星與木星猶如孿生兄弟，有許多十分相似的地方。土星也有岩石構成的核心，核的外圍是5000千米厚的冰層和金屬氫組成的殼層，再外面也象木星一樣裹著一層濃厚而色彩絢麗，以氫、氦為主的大。大氣中飄浮著由稠密的氨晶體組成的雲帶，並且也有類似木星大紅斑的旋渦結構－ 白斑，不過規模較小而已。如果說木星大氣運動詭譎多變，那麼土星大氣運動就顯得較為平靜和單純。
土星公轉周期緩慢，繞太陽一周需29.5年，自轉周期為10小時14分。由於自轉迅速，土星實際上是一顆很扁的球體，它的赤道半徑比兩極大6000千多米，相差部分幾乎等於地球半徑。
雖然土星體積龐大，但平均密度卻只有0.7克/立方厘米，在九大行星中最小，是一個比水還輕的行星。
土星的光環在望遠鏡中十分引人注目。這光環實際上由無數直徑在7厘米～9米之間的小冰塊組成，環的結構極其復雜，它們在陽光照射下顯得色彩斑斕。"旅行者號"探測器曾經對土星環作過
近距離觀測，人們發現土星環的整體形狀就象一張巨大的密紋唱片，從土星的雲層頂端向
外延伸。通常把土星光環劃分為7層，距土星最近的是D環，亮度最暗，其次是C環，
透明度最高，B環最亮，然後是A環，在A環與B環之間有段黑暗的寬縫，這就是有名
的卡西尼環縫。A環以外有F、G、E三個環，E環處於最外層，十分稀薄和寬廣。
土星的衛星：
土星周圍的衛星眾多，目前已確認的有18顆。其
中以土衛六最大，半徑超過了水星，它又被命名為「泰
坦」，即希臘神話中的女巨神。土衛六也是太陽系衛星
中唯一擁有濃密大氣的天體，主要成份是氮，約占
98％，大氣層厚度約2700千米。
土衛列表：

3）遙遠的遠日行星：
天王星、海王星、冥王星這三顆遙遠的行星稱為遠日行星，是在望遠鏡發明以後才被發現的。它們擁有主要由分子氫組成的大氣，通常有一層非常厚的甲烷冰、氨冰之類的冰物質覆蓋在其表面上，再以下就是堅硬的岩核。
I 天王星和它的衛星：
天王星基本參數：
軌道半長徑： 2,870,99萬 千米 (19.218 天文單位)
公轉周期： 30685 日
平均軌道速度： 6.81 千米/每秒
軌道偏心率： 0.046
軌道傾角： 0.8 度
行星赤道半徑： 25400 千米
質量(地球質量＝1)： 14.5
密度： 1.3 克/立方厘米
自轉周期： 0.426 日
衛星數： 20
天王星在太陽系中距太陽的位置排行第七，在西方，它被命名為希臘神話中統治整個宇宙的天神－烏拉諾斯(Uranus)。天王星的體積很大，是地球的65倍，僅次於木星和土星，在太陽系中位居第三。其半徑是地球的4倍，質量約為地球的14.5倍。
天王星的一個獨特之處是它的自轉方式。其它行星基本上自轉軸都與公轉平面接近垂直而運動，唯獨天王星自轉軸的傾斜度竟達到98度，幾乎是以躺著的姿勢繞太陽運轉。
天王星大氣中的主要成份是氫(83％)、氦(15%)和甲烷(2％)。在厚厚的大氣之下是深達8000千米的汪洋大海，比它的溫度高得驚人，將近有4000℃，比煉鋼爐里的鋼水溫度還高。
天王星也擁有光環，那是在1977年的一次天王星掩食恆星的觀測中發現的。天王星共有
11層光環，不同的環有不同的顏色，給這顆遙遠的行星增添了新的光彩。
天王星的衛星：
天王星已確認有20顆衛星，包括幾顆新發現但
暫未正式命名的衛星，是九大行星中擁有衛星最多
的行星。

㈤ 星體半徑如何測量

地球的大小

最早實測地球大小的是希臘天文學家厄拉多塞內（Eratosthene）。公元前200多年，他認定地球為正球體，他那時推算的地球周長合39500千米，與今值(赤道周長40075.13千米)十分接近。

20世紀50年代以後，用人造地球衛星測得的有關地球數據越來越精確。利用對人造衛星的觀測數據，便可求得地球的平均半徑。具體計算時還必須考慮月球和太陽引力的影響，需要加以訂正。同時，由於地球並非正球體，其內部物質分布也不均勻，因此，它對人造衛星的繞轉運動產生攝動力。這樣，需根據大量不同傾角的人造衛星及其軌道變化的速度，才能歸算出地球的基本形狀和大小。

太陽、月球的大小

對於距離已知的天體，只要測出它們的視圓面直徑的張角，即可以求出它們的大小。對太陽、月球和行星的線直徑都是這樣測量的。在地球上用測角儀器很容易測得太陽的角直徑31』59」.3。根據已知的日地平均距離a就可算出太陽的線半徑為：

R=a*sin（31』59」3/2）= 6.96×105 千米

大概70萬千米，約相當於地球半徑的109倍。

同理可測得月球的平均角半徑為15』32」.6，略小於太陽角半徑。所以，從地球上看去，它們的大小相差不多，但是，月地距離比日地距離小得多。月球的線半徑也比太陽小得多，僅有1738千米。

恆星的大小

對於太遙遠恆星，其角直徑很小，用望遠鏡所無法測量的，上面的方法不適用。於是，只能採用間接的方法測定它們的大小，例如光度法。

由物理學中的斯忒藩—波爾茲曼黑體輻射定律知道，如果恆星的輻射可以用黑體輻射來描述，那麼溫度為T，半徑為R的恆星在單位時間內所發出的總輻射能，即恆星的光度L為：

L＝4πR2σ*T4

上式中的T及光度量可根據其它辦法得到，於是R就可以算出來。

㈥ 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！

㈦ 科學家是如何尋找系外行星的有什麼不同的方法

在這個系列裡，我們介紹了科學家測量地球直徑、質量、日地距離、系外恆星距離的各種方法，有沒有讓大家長知識呢？接下來，咱們要介紹科學家尋找系外行星的方法~

總體來說，科學家尋找系外行星的方法就是這么多。顯然，除了第一種之外，其他的都是間接方法，也就是利用行星對其他天體的影響。因此，如果想要一顆行星造成的影響足夠大，以至於我們能觀測到，就對它的質量和它與宿主恆星的距離有一定的要求，這也導致我們發現的大部分系外行星都是大質量、距離近的行星。

想要發現更小的行星，我們就必須有更先進、更精妙的方法，這也是科學家們不斷努力的方向。畢竟，大質量的行星，對於人類並不友善。只有和地球接近的行星，才有可能成為我們的下一個家園或者前往宇宙的下一站。

㈧ 科學家是如何測量出「行星」之間距離的

可以觀測並確定行星的運動周期T和半長軸A。當時公式中唯一未知的量是引力常數G，直到1797年卡文迪什才利用扭轉測量G，很快確定了太陽系中有衛星系統的行星的質量和太陽的質量。那麼，對於太陽系外的恆星，如何測量它們的質量亮度，多年來一直困擾著天文學家，直到光譜線和黑體光譜的發現。先說兩朵花綻放時的黑體輻射。用不了一兩天，人們就會好奇物體是如何發光的。長期以來，人們發現隨著溫度的升高，鐵爐中的鐵會先變紅後變白。

㈨ 怎麼樣去測量太陽系外行星半徑Δf/f=r1/r2

怎麼樣去測量太陽系外行星半徑Δf/f=r1/r2
太陽系外行星,簡稱系外行星,泛指在太陽系以外的行星。歷史上天文學家一般相信在太陽系以外存在著其它行星,1990年代人類才首次確認系外行星的存在

㈩ 古代天文學家是如何測各行星的軌道半徑的

誰測了？古人不知道日心說，當然也就不知道什麼行星軌道。「測」更是無從談起。

對於現代天文學家來說這個不難。先在一段時間里（比如一年）不斷觀測記錄某一行星在星空的位置。然後扣除地球公轉的影響就可以得到該行星一段時間中相對太陽的方位。這時可以看到該行星相對太陽的角速度是不均勻的（如果均勻這軌道就是圓了）。對比開普勒行星運動三大定律。能對應這個角加速度的肯定只有一個橢圓。這個橢圓就是該行星的軌道。這樣不僅知道了平均半徑。還可准確知道軌道長半徑和短半徑及周期等參數。