测量系外行星的半径的方法

㈠ 星系之间的距离是如何测算的有哪些手段

星系之间的距离是如何测算的？有哪些手段？下面，一起来看一下吧！

大麦哲伦云和小麦哲伦云是最先确认的两个河外星系

星系离我们很远，星系之间的距离以光年计算。离银河系最近的两个星系是大麦哲伦云和小麦哲伦云，分别离地球约17万光年和20万光年。从宇宙规模来看，它们在银河系的“家”入口处，是银河系的伙伴星系。大麦哲伦云和小麦哲伦云是最先确认的两个河外星系。

㈡ 哪种方法可以测量系外行星的半径

好象都用的是三角形原理。也就是两角一边来计算测量

㈢ 太阳系外行星的侦测方法

数项计划中的太空任务已配备一些侦测方法。在太空进行侦测可以得到更高的敏感度，因为避免了地球大气层扰动影响，以及探测到不能穿透大气层的红外线。预期这些太空探测器可以侦测到和地球类似的行星。
相比于母星，行星一般都是极为暗淡的，故此母星的光芒往往会掩盖了系外行星的影象，故此天文学家一般都以间接方法寻找系外行星，现时有六种成功的间接方法。 天体测量法是搜寻系外行星最早期的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间变动。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将令恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转（二体问题）。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。
在1950年代至1960年代，曾有超过十个声称用天体测量法找到的系外行星，现时一般都认为是错误发现，因为即使最佳的地面望远镜也难以准确分辨恒星极微小的移动。到了2002年，哈勃太空望远镜才首次成功以天体测量法发现Gliese 876的行星。未来的太空天文台，例如美国国家航空航天局的太空干涉任务（Space Interferometry Mission），可能会运用天体测量法发现更多系外行星；但目前为止这方法仍未普遍成功。
天体测量法的一项优势是对大轨道的行星最为敏感，因此能和其它对小轨道行星敏感的方法互补不足。然而这方法需要数年以至数十年的观测方能确认结果。 和天体测量法相似，视向速度法同样利用了恒星在行星重力作用下在一条微小圆形轨道上移动这个事实，但是目标是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度——视向速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。
因为恒星围绕质心的轨道很微小，其运动速度相对于行星也是非常低的，然而现代的光谱仪可以侦测到少于1米每秒的速率变动。例如：欧洲南天天文台（European Southern Observatory）在智利拉息拉天文台（La Silla Observatory）的3.6米望远镜的高精度视向速度行星搜索器（HARPS，High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher），以及凯克天文台的高分辨率阶梯光栅光谱仪（HIRES）。
视向速度法是目前为止发现最多系外行星的方法，亦称作“多普勒方法”或“摆动方法”。这方法不受距离影响，但需要高信噪比以达到高准确度，因此只适用于160光年以内相对离地球较近的恒星。此方法适合用来找寻质量大而轨道小的行星，大轨道的行星则需要多年观测。轨道和地球视向垂直的行星只会造成恒星很小的视向摆动，亦更难发现。视向速度法的一个主要缺点是只能估计行星的最小质量，一般而言真正质量会在这个最小量的20%以内；但假若轨道接近垂直，最真实质量会更大。
视向速度法可以用作确认凌日法的结果，一同运用亦有助估计行星的真实质量。 脉冲星是超新星爆炸后留下来超高密度的中子星。随着自转，脉冲星发出极为有规律的电磁波脉冲，因此脉冲的轻微异常能显示脉冲星的移动。和其它星体一样，脉冲星亦会受其行星影响而运动，故此计算其脉冲变动便可估计其行星的性质。
这方法最初并非设计来侦测系外行星，但其敏感度是各方法之中最高，足以侦测到质量只有地球十分之一的行星。脉冲星计时法亦可以侦测到行星系统内相互的重力扰动，故此可以得到更多有关行星及其轨道的资料。然而因为脉冲星比较罕有，所以亦难以用这方法发现大量行星；而且因为脉冲星附近有极强的高能量辐射，生命似乎难以生存。
1992年阿莱克桑德·沃尔兹森（Aleksander Wolszczan）便是利用了这个方法发现了PSR 1257+12的行星，而且被迅速确认，成为首个被确认的系外行星系统。 运用以上的方法可以估计系外行星的质量，而凌日法则可估计行星直径。当行星行经其母星和地球之间（即凌），则从地球可视的母星光度便会轻微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相关，例如在HD 209458光度便会下降1.7%。
这方法有两个主要缺点。首先，只有少数的情况系外行星会行经地球和母星之间，而且轨道愈大机率便愈小；另外，这方法亦很容易出现错误侦测。故此现时凌日法的发现必须经其它方法证实。而凌日法的主要优点是配合视向速度法能得知行星的密度，从而估计行星的物理结构。直至2006年9月一共有9个系外行星用了这两个方法测量，而它们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气结构。当行星行经其母星，母星光线便会经过行星的最外层大气。只要仔细分析母星的光谱，便能得知行星的大气成份。而把发生次蚀时（即行星被其母星掩着）的光谱和次蚀前后的光谱相减，便可直接得到行星的光谱性质，从而得知行星的温度，甚至能侦测到行星上云的形成。
欧洲航天局的对流旋转和行星横越计划（COROT，COnvection ROtation and planetary Transits）以及美国国家航空航天局的开普勒计划（Kepler Mission）均会使用凌日法。COROT可以侦测到略为大于地球的行星，而开普勒太空望远镜更有能力侦测到比地球更小的行星。
2005年3月，两组科学家（哈佛-史密松天文物理中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）的大卫·夏邦诺（David Charbonneau）队伍和高达德太空飞行中心（Goddard Space Flight Center）的德瑞克·戴明（L. D. Deming）队伍）便利用史匹哲太空望远镜以凌日法得知TrES-1温度为1,060K（摄氏790°），而HD 209458 b则为1,130K（摄氏860°）。 重力微透镜是重力透镜现象的一种，是星体引力场导致远处另一星体的光线路径改变而造成类似透镜的放大效应，这现象只会当两个星体和地球几乎成一直线才会出现。因为地球和星体的相对位置不断改变，这种透镜事件只会维持数天至数周。在过去十年，已观测到超过一千次重力微透镜现象。
假若作为透镜的星体拥有行星，则行星本身的引力场亦会对透镜现象造成可测量的影响。因为需要精确对准，天文学家需要监察大量背境星体方能发现行星造成的重力微透镜现象。这方法对于位处地球和星系中心之间的行星特别有效，因为星系中心可提供大量背景星体。
1991年，普林斯顿大学的波兰天文学家玻丹·帕琴斯基（Bohdan Paczyński）首先提议利用重力微透镜法寻找系外行星。直至2002年，帕琴斯基和安杰依·乌戴斯基（Andrzej Udalski）等人在光学重力透镜实验（OGLE，Optical Gravitational Lensing Experiment）发展出一套技术，在一个月内发现了数个疑似的行星，但未能证实。自此以后直至2006年，重力微透镜法确认了四个系外行星。这是唯一可以侦测到围绕主序星公转而质量和地球相约的行星的方法。
重力微透镜法的显着缺点是透镜效果不能重复观测，因为星体的直线排列几乎不能再重现。另外，因为这样发现的系外行星往往在数千秒差距之远，故此亦不可能以其它方法再次观测。然而若有足够的背景星体和测量的准确度，这方法有助展示类似地球的行星在星系间的普遍性。
现时的观测通常是应用机器人望远镜。除了设立OGLE的美国国家航空航天局和美国国家科学基金会（National Science Foundation）外，天文物理重力微透镜观测（MOA，Microlensing Observations in Astrophysics）也在改进这种技术。重力透镜探测网（PLANET，Probing Lensing Anomalies NETwork）及RoboNet计划则有更大雄心，借着分布全球的望远镜网络以求做到几乎全天候监察，以找出和地球质量相约的系外行星。这方法成功发现了首个低质量而大轨道的物体，名为OGLE-2005-BLG-390Lb。 很多恒星都被尘埃组成的恒星盘包围，这些尘埃吸收了恒星的光再放出红外线，因此可以被观测。即使尘埃的总质量还不及地球，它们的总表面积仍足反映到可观测的红外线。哈伯太空望远镜可以通过其近红外线摄影机和多物体光谱仪观测这些尘埃，而史匹哲太空望远镜可以接收更广阔的红外线光谱以得到更佳的影象。在太阳系附近的恒星之中，已有超过15%被发现有尘埃盘。
一般相信这些尘埃是由彗星或小行星碰撞中形成，而在恒星的辐射压力下，很快便会把尘埃推至星际空间。故此侦测到尘埃盘便代表恒星附近有不断的碰撞以补充失散的尘埃，是恒星拥有彗星或小行星的间接证据。例如鲸鱼座τ附近的尘埃盘便显示这恒星拥有比太阳系多出十倍以上，类似凯伯带中的物体。
在一些情况下尘埃盘可以显示有行星的存在。有些尘埃盘中间有空洞或形成团状，都可能表示有行星在“清理”其轨道或尘埃受到行星引力影响而结集。在波江座ε便发现了有这两种特质的尘埃盘，意味着当中可能有一个轨道半径达40天文单位的行星；通过视向速度法，亦发现了另一个轨道较细的行星。 因为行星相比于其母星都是非常暗淡的，所以一般都会被母星的光掩盖，故此要直接发现系外行星几乎是不可能的。但在一些特殊情况，现代的望远镜亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星体积特别大（明显地大于木星），与母星有一段较大距离，以及较为年轻（故此温度较高而放出强烈的红外线）。
在2004年七月，天文学家们利用欧洲南天文台的甚大望远镜（Very Large Telescope）阵列在智利拍摄到棕矮星2M1207及其行星2M1207b。[24]在2005年12月，2M1207b的行星身份被证实。估计这系外行星质量比木星高几倍，而且轨道半径大于40天文单位。直至2006年9月为止这是唯一被直接拍摄到而且被确认的系外行星。现时还有另外三个疑似系外行星被拍摄到，包括GQ Lupi b、AB Pictoris b、及SCR 1845 b。截至2006年3月，当中未有任何一个被证实为行星；相反地，它们可能是小型的棕矮星。

㈣ 您好，麻烦您请问天文学家是怎么测量太阳系各行星轨道半径的

呵呵 这个问题记得中学学到过
恩 首先 行星运动的轨道的椭圆 所以只能测出平均半径
然后就的开普特定律了 R^3/T^2=k
其中R是所求量 T的周期，可以观测到
K是只和中心天体 太阳有关的 常数量
然后就搞定啦！
呵呵 是不是也回忆起来了呢

这是一些资料
水星：
水星基本参数：
轨道半长径： 5791万 千米 (0.38 天文单位)
公转周期： 87.70 日
平均轨道速度： 47.89 千米/每秒
轨道偏心率： 0.206
轨道倾角： 7.0 度
行星赤道半径： 2440 千米
质量(地球质量＝1)： 0.0553
密度： 5.43 克/立方厘米
自转周期： 58.65 日
卫星数： 无
水星是最靠近太阳的行星，它与太阳的角距从不超过28°。古代中国称水星为辰星，西方人则称它为墨丘利(Mercury)。墨丘利（赫尔莫斯）是罗马神话中专为众神传递信息的使者，神通广大，行走如飞。水星确实象墨丘利那样，行动迅速，是太阳系中运动最快的行星。
水星的密度较大，在九大行星中仅次于地球。它可能有一个含铁丰富的致密内核。水星地貌酷似月球，大小不一的环形山星罗棋布，还有辐射纹、平原、裂谷、盆地等地形。水星大气非常稀薄，昼夜温差很大，阳光直射处温度高达427℃，夜晚降低到-173℃。
直到20世纪60年代以前，人们一直认为, 水星自转一周与公转一周的时间是相同的，
从而使面对太阳的那一面恒定不变。这与月球总是以相同的半面朝向地球很相似。但在1965
年，借助美国阿雷西博天文台世界最大的射电望远镜，测量了水星两个边缘反射波间的频率
差，成功地测量了水星的自转周期为58.65日，恰好是公转周期的2/3。

II 金星：
金星基本参数：
轨道半长径： 1082万 千米 (0.72 天文单位)
公转周期： 224.70 日
平均轨道速度： 35.03 千米/每秒
轨道偏心率： 0.007
轨道倾角： 3.4 度
行星赤道半径： 6052千米
质量(地球质量＝1)： 0.8150
密度： 5.24 克/立方厘米
自转周期： 243.01 日
卫星数： 无
金星是天空中除了太阳和月亮外最亮的星，亮度最大时比全天最亮的恒星天狼星亮14倍，我国古代称它为“太白”， 罗马人则称它为维纳斯(Venus)－爱与美的女神。
在地球上看金星和太阳的最大视角不超过48度，因此金星不会整夜出现在夜空中，我国民间称黎明时分的金星为启明星，傍晚时分的金星为长庚星。金星自转一周比公转一周还慢，并且是逆向自转，所以金星上的一年比一天还短，而且在金星上看到的太阳是西升东落的。
金星有时被誉为地球的姐妹星，在外表上看，金星与地球有不少相似之处。金星的半径只比地球小300千米，质量是地球的4/5，平均密度略小于地球。人们曾推测，金星表面的物理状况和化学成分也会与地球相似，同样具有适合生命存在的环境。然而，事实证明，金星表面奇热，足以使铅锡溶化，任何生命都难以生存，金星与地球只是一对“貌合神离”的姐妹。
金星上的大气密度是地球大气的100倍，大气中97％以上的成分是二氧化碳，大气层中
还有厚达20－30千米的浓硫酸组成的浓云。二氧化碳和浓硫酸云层使得金星表面的热量不能
散发到宇宙空间，被封闭起来的太阳辐射使金星表面变得越来越来热，金星表面的温度最高
可达447℃。这就是所谓的温室效应。金星的大气压力为90个标准大气压（相当于地球海洋
深1千米处的压力），任凭你有着钢筋铁骨，到了金星也会压得粉碎。

III 火星和它的卫星：
火星基本参数：
轨道半长径： 22794万 千米 (1.52 天文单位)
公转周期： 686.98 日
平均轨道速度： 24.13 千米/每秒
轨道偏心率： 0.093
轨道倾角： 1.8 度
行星赤道半径： 3398 千米
质量(地球质量＝1)： 0.1074
密度： 3.94 克/立方厘米
自转周期： 1.026 日
卫星数： 2
在类地行星中，火星是一颗红色的行星，中国古代称之为"荧惑"，西方则把它当作古罗马神话中的战神“玛尔斯”(Mars)。火星也是一颗最具传奇色彩的行星。望远镜发明以后，由于观测到火星的多种特性与地球相近，一度被誉为“天空中的小地球”。关于“火星生命”，“火星人”等等激动人心的话题沸沸扬扬了将近一个世纪。
其实，火星并不如人们想象的那样美妙，它的表面满目荒凉，表面 75%是由硅酸盐, 褐铁矿等铁氧化物构成的沙漠,一片橙红和棕红色的戈壁景象。火星的大气稀薄而干燥，水分极少，主要成分是二氧化碳, 约占95%。赤道附近中午温度20℃左右, 昼夜温差则超过100℃。所谓火星两极的“极冠”，也并不是水结成的冰，而是由二氧化碳凝固成的干冰所组成。
火星上一天的长度几乎和地球相同; 自转轴倾角也和地球差不多,因此火星上也有四季的变化。当地球和火星运行到太阳的同一侧并差不多排列在一条直线时, 称为火星冲日, 由于火星的椭圆轨道偏心率较大, 每隔15-17年有一次与地球特别接近的冲,称为大冲, 是观测火星的最佳时刻。
为了探索火星的秘密，近30年来已发射了20多个探测器对火星进行科学探测。这些探测
器拍摄了数以千计的照片，采集了大量火星土壤样品进行检验。至今为止的实验结果表明：火
星上没有江河湖海，土壤中也没有动植物或微生物的任何痕迹，更没有"火星人"等智慧生命的
存在。
火星的卫星：
火星有两个小卫星，分别取名为
福波斯(火卫一)和德莫斯(火卫二)。他
们是战神的儿子，在天上驾驶着战车。
火卫列表：

2）带光环的巨行星:
木星和土星是行星世界的巨人，称为巨行星。它们拥有浓密的大气层，在大气之下却并没有坚实的表面，而是一片沸腾着的氢组成的“汪洋大海”。所以它们实质上是液态行星。
I 木星和它的卫星:
木星基本参数：
轨道半长径： 77833 万 千米 (5.20 天文单位)
公转周期： 4332.71 日
平均轨道速度： 13.6 千米/每秒
轨道偏心率： 0.048
轨道倾角： 1.3 度
行星赤道半径： 71398 千米
质量(地球质量＝1)： 317.833
密度： 1.33 克/立方厘米
自转周期： 0.41 日
卫星数： 16
木星的亮度仅次于金星，中国古代用它来定岁纪年，由此把它叫做“岁星”，西方称木星为“朱庇特” (Jupiter)，即罗马神话中的众神之王。木星确实为九星之王，它的质量是太阳系中其它8颗行星加在一起的2.5倍，相当于地球的318倍。
木星没有固体外壳，在浓密的大气之下是液态氢组成的海洋。木星
的内部是由铁和硅组成的固体核，称为木星核，温度高达30000℃。木
星核的外部则是液态氢组成的木星幔。再向外就是木星的大气层。木星
的大气厚达1000千米以上，由90％的氢和10％的氦及微量的甲烷、水、
氨等组成。木星虽然巨大无比，但它的自转速度却是太阳系中最快的。
自转周期为9小时50分30秒，比地球快了近二倍半。如此快速的自转
在木星表面造成了非常复杂的大气运动，各种对流、环流运动十分激烈
和复杂，并出现许多层与赤道平行的云带。更奇异的是木星南半球上有
一个持续运动了几百年的大气旋，称为“大红斑”。它的大小足够可容纳
好几个地球，在里面彩色的云团作着剧烈的运动，有些类似地球上的龙
卷风。
1979年，旅行者1号和2号探测器发现木星和土星一样也拥有光环。但木星光环和土
星光环有很大不同，木星光环比较弥散，由亮环、暗环和晕3部分组成。亮环在暗环的外边，
晕为一层极薄的尘云，将亮环和暗环整个包围起来。木星环距木星中心约12.8万千米，环
宽9000余千米，厚度只有几千米左右，是由大量的尘埃及暗黑的碎石构成，肉眼很难看到。
暗淡单薄的木星环套在庞大的木星身躯之上，发现它确实很不容易。
木星的卫星：
木星是太阳系中卫星数目较多的一颗行星，目前
已发现有16颗卫星。木星的卫星是按发现的先
后次序编号的，其中排名居前的4颗最大也是最
亮的卫星由伽利略用望远镜首先发现，后人因此
命名为伽利略卫星。
木卫列表：

II 土星和它的卫星：
土星基本参数：
轨道半长径： 1,429,40万 千米 (9.54 天文单位)
公转周期： 10759.5 日
平均轨道速度： 9.64 千米/每秒
轨道偏心率： 0.056
轨道倾角： 2.5 度
行星赤道半径： 60330 千米
质量(地球质量＝1)： 95.159
密度： 0.7 克/立方厘米
自转周期： 0.426 日
卫星数： 18
土星是一颗美丽的行星，也是质量和大小仅次于木星的大行星。中国古代称土星为镇星，在西方，人们用罗马农神“萨图努斯”(Saturn)的名字为土星命名。
土星与木星犹如孪生兄弟，有许多十分相似的地方。土星也有岩石构成的核心，核的外围是5000千米厚的冰层和金属氢组成的壳层，再外面也象木星一样裹着一层浓厚而色彩绚丽，以氢、氦为主的大。大气中飘浮着由稠密的氨晶体组成的云带，并且也有类似木星大红斑的旋涡结构－ 白斑，不过规模较小而已。如果说木星大气运动诡谲多变，那么土星大气运动就显得较为平静和单纯。
土星公转周期缓慢，绕太阳一周需29.5年，自转周期为10小时14分。由于自转迅速，土星实际上是一颗很扁的球体，它的赤道半径比两极大6000千多米，相差部分几乎等于地球半径。
虽然土星体积庞大，但平均密度却只有0.7克/立方厘米，在九大行星中最小，是一个比水还轻的行星。
土星的光环在望远镜中十分引人注目。这光环实际上由无数直径在7厘米～9米之间的小冰块组成，环的结构极其复杂，它们在阳光照射下显得色彩斑斓。"旅行者号"探测器曾经对土星环作过
近距离观测，人们发现土星环的整体形状就象一张巨大的密纹唱片，从土星的云层顶端向
外延伸。通常把土星光环划分为7层，距土星最近的是D环，亮度最暗，其次是C环，
透明度最高，B环最亮，然后是A环，在A环与B环之间有段黑暗的宽缝，这就是有名
的卡西尼环缝。A环以外有F、G、E三个环，E环处于最外层，十分稀薄和宽广。
土星的卫星：
土星周围的卫星众多，目前已确认的有18颗。其
中以土卫六最大，半径超过了水星，它又被命名为“泰
坦”，即希腊神话中的女巨神。土卫六也是太阳系卫星
中唯一拥有浓密大气的天体，主要成份是氮，约占
98％，大气层厚度约2700千米。
土卫列表：

3）遥远的远日行星：
天王星、海王星、冥王星这三颗遥远的行星称为远日行星，是在望远镜发明以后才被发现的。它们拥有主要由分子氢组成的大气，通常有一层非常厚的甲烷冰、氨冰之类的冰物质覆盖在其表面上，再以下就是坚硬的岩核。
I 天王星和它的卫星：
天王星基本参数：
轨道半长径： 2,870,99万 千米 (19.218 天文单位)
公转周期： 30685 日
平均轨道速度： 6.81 千米/每秒
轨道偏心率： 0.046
轨道倾角： 0.8 度
行星赤道半径： 25400 千米
质量(地球质量＝1)： 14.5
密度： 1.3 克/立方厘米
自转周期： 0.426 日
卫星数： 20
天王星在太阳系中距太阳的位置排行第七，在西方，它被命名为希腊神话中统治整个宇宙的天神－乌拉诺斯(Uranus)。天王星的体积很大，是地球的65倍，仅次于木星和土星，在太阳系中位居第三。其半径是地球的4倍，质量约为地球的14.5倍。
天王星的一个独特之处是它的自转方式。其它行星基本上自转轴都与公转平面接近垂直而运动，唯独天王星自转轴的倾斜度竟达到98度，几乎是以躺着的姿势绕太阳运转。
天王星大气中的主要成份是氢(83％)、氦(15%)和甲烷(2％)。在厚厚的大气之下是深达8000千米的汪洋大海，比它的温度高得惊人，将近有4000℃，比炼钢炉里的钢水温度还高。
天王星也拥有光环，那是在1977年的一次天王星掩食恒星的观测中发现的。天王星共有
11层光环，不同的环有不同的颜色，给这颗遥远的行星增添了新的光彩。
天王星的卫星：
天王星已确认有20颗卫星，包括几颗新发现但
暂未正式命名的卫星，是九大行星中拥有卫星最多
的行星。

㈤ 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。

㈥ 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！

㈦ 科学家是如何寻找系外行星的有什么不同的方法

在这个系列里，我们介绍了科学家测量地球直径、质量、日地距离、系外恒星距离的各种方法，有没有让大家长知识呢？接下来，咱们要介绍科学家寻找系外行星的方法~

总体来说，科学家寻找系外行星的方法就是这么多。显然，除了第一种之外，其他的都是间接方法，也就是利用行星对其他天体的影响。因此，如果想要一颗行星造成的影响足够大，以至于我们能观测到，就对它的质量和它与宿主恒星的距离有一定的要求，这也导致我们发现的大部分系外行星都是大质量、距离近的行星。

想要发现更小的行星，我们就必须有更先进、更精妙的方法，这也是科学家们不断努力的方向。毕竟，大质量的行星，对于人类并不友善。只有和地球接近的行星，才有可能成为我们的下一个家园或者前往宇宙的下一站。

㈧ 科学家是如何测量出“行星”之间距离的

可以观测并确定行星的运动周期T和半长轴A。当时公式中唯一未知的量是引力常数G，直到1797年卡文迪什才利用扭转测量G，很快确定了太阳系中有卫星系统的行星的质量和太阳的质量。那么，对于太阳系外的恒星，如何测量它们的质量亮度，多年来一直困扰着天文学家，直到光谱线和黑体光谱的发现。先说两朵花绽放时的黑体辐射。用不了一两天，人们就会好奇物体是如何发光的。长期以来，人们发现随着温度的升高，铁炉中的铁会先变红后变白。

㈨ 怎么样去测量太阳系外行星半径Δf/f=r1/r2

怎么样去测量太阳系外行星半径Δf/f=r1/r2
太阳系外行星,简称系外行星,泛指在太阳系以外的行星。历史上天文学家一般相信在太阳系以外存在着其它行星,1990年代人类才首次确认系外行星的存在

㈩ 古代天文学家是如何测各行星的轨道半径的

谁测了？古人不知道日心说，当然也就不知道什么行星轨道。“测”更是无从谈起。

对于现代天文学家来说这个不难。先在一段时间里（比如一年）不断观测记录某一行星在星空的位置。然后扣除地球公转的影响就可以得到该行星一段时间中相对太阳的方位。这时可以看到该行星相对太阳的角速度是不均匀的（如果均匀这轨道就是圆了）。对比开普勒行星运动三大定律。能对应这个角加速度的肯定只有一个椭圆。这个椭圆就是该行星的轨道。这样不仅知道了平均半径。还可准确知道轨道长半径和短半径及周期等参数。