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星の半径を直接測定できないと思うなら、もう一度考えてみてください。ハッブル望遠鏡は、以前にもなかった多くのことを可能にしました。ただし、光の回折は制限要因であるため、この方法は大きな星に対してのみ有効です。
天体物理学者が星のサイズを決定するために使用するもう1つの方法は、月などの障害物の後ろに消えるまでにかかる時間を測定することです。星の角の大きさ θ は不明瞭なオブジェクトの角速度（v）、これは既知であり、星が消えるのにかかる時間（∆t): θ = v × ∆t.
ハッブル望遠鏡が光分散大気の外側を周回するという事実により、非常に高い精度が得られるため、これらの恒星の半径を測定する方法は、以前よりも実行可能です。それでも、星の半径を測定する好ましい方法は、ステファン・ボルツマンの法則を使用して、光度と温度からそれらを計算することです。
半径、輝度、温度の関係
ほとんどの目的で、星は黒体とみなされ、力の量は P 黒体から放射される放射は、その温度に関連しています T および表面積 A ステファン・ボルツマンの法則による P/A = σT4、 どこ σ Stefan-Boltzmann定数です。
星は表面積が4π_R_の球体であると考える2、 どこ R 半径であり、 P 星の光度と同等です L、測定可能なこの方程式は、表現するために再配置することができます L の面では R そして T:
L =4πR^2σT^ 4明るさは、星の半径の2乗と温度の4乗で変化します。
温度と輝度の測定
天体物理学者は、望遠鏡を通して星を見て、そのスペクトルを調べることにより、何よりもまず星に関する情報を取得します。星が輝く光の色は 温度。青い星が一番暑く、オレンジと赤い星が一番寒いです。
星は、O、B、A、F、G、K、Mの文字で識別される7つの主要なタイプに分類され、ヘルツシュプルングラッセル図でカタログ化されます。光度。
その部分については、 光度 星の絶対光度から導き出すことができます。絶対光度は、明るさの尺度であり、距離が補正されています。 10パーセク離れていれば、星の明るさとして定義されます。この定義では、太陽はシリウスよりも少し暗いですが、その見かけの大きさは明らかにそれよりもはるかに大きいです。
星の絶対等級を決定するには、天体物理学者はそれがどれだけ遠くにあるかを知る必要があり、それは視差や変光星との比較を含むさまざまな方法で決定します。
スターサイズ計算機としてのステファン・ボルツマンの法則
科学者は恒星の半径を絶対単位で計算するのではなく、非常に意味のあるものではなく、通常、太陽半径の分数または倍数として計算します。これを行うには、Stefan-Boltzmann方程式を再配置して、光度と温度に関して半径を表現します。
R = frac {k sqrt {L}} {T ^ 2} {Where} ; k = frac {1} {2 sqrt {πσ}}星の半径と太陽の半径の比を形成する場合（R / Rs）、比例定数が消え、次のようになります：
frac {R} {R_s} = frac {T_s ^ 2 sqrt {（L / L_s）}} {T ^ 2}この関係を使用して星のサイズを計算する方法の例として、最も重い主系列星は太陽の百万倍の明るさであり、表面温度は約40,000 Kであると考えてください。これらの数字を挿入すると、半径そのような星の太陽の約20倍です。