測量恆星大小的各種方法

Ⅰ 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。

Ⅱ 天文學家探測行星的方法有哪些

1、天體測量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。
2、視向速度法
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。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。
3、脈沖星計時法
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。
4、凌日法
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%。
5、重力微透鏡法
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。
6、恆星盤法
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。
7、直接攝影
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）。

Ⅲ 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。

Ⅳ 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.

Ⅳ 天文學家探測行星的方法有哪些

天文學家探測行星的方法有：

方法一：天體測量學

天體測量學，主要通過精密追蹤一顆恆星在天空中運行軌跡的變化，來確定受其引力拖曳的行星所在。這與徑向速度法的原理很類似，只不過天體測量學並不涉及恆星光芒中的多普勒頻移。

方法二：利用狹義相對論

這是人類宇宙探索「技術庫」里增添的一個新手段。作為新的研究方法，它指導天文學家們去關注恆星的亮度因行星運動而發生的變化——後者的引力作用引發相對論效應，導致組成光的光子以能量的形式「堆積」，並集中於恆星運動的方向。

方法三：脈沖星計時法

這種方法特別適用於發現圍繞脈沖星運動的行星。所謂脈沖星，是由恆星衰亡後的殘余形成的密度極高的星體。它在高速自轉的同時，會發射出強烈脈沖——且由於一顆脈沖星的自轉本質上是非常穩定的，所以這種輻射因為自轉而非常規律。

方法四：直接成像法

這種方法最大的特點，叫「不言自明」——用不著什麼復雜的演算，只需使用功能強大的望遠鏡，直接給距離遙遠的行星拍攝個「證件照」，一並還能取得其「行星護照」——上麵包含了這顆行星光度、溫度、大氣和軌道信息。

方法五：重力微透鏡法

重力微透鏡法，是指科學家們從地球上觀察巨大星體路經一顆恆星正面時發生的現象，進而尋找行星的方法。這是唯一有能力在普通的主序星周圍檢測出質量類似地球大小行星的方法。

方法六：徑向速度法

這是到目前為止最具有成效的確認行星的方法。

徑向速度法找尋的線索，是恆星母星相對地球發生遠近運動時，衛星行星受其影響所產生的微小波動。變化雖然小，但使用現代的光譜儀已可以檢測出低至1米/秒的速度變化。這種方法通常也叫做「多普勒效應法」，因為它測量的，就是恆星的光受引力拖曳而產生的變化。

方法七：凌日法

凌日法的基本原理，是觀察恆星亮度在有行星橫穿或路經其表面時發生的細微變化。它的好處是可以從光變曲線測定行星的大小。

Ⅵ 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。