恆星大小是怎樣確定的？

其實這個問題有一些歧義，這裡包含了兩層意思，第一個意思是恆星的大小是怎麼測量出來的？第二個意思是恆星怎麼會有大有小，哪個因素是確定恆星大小的關鍵？既然問題裡沒有詳細敘述，那麼我們就從這兩個方面來說說

恆星的大小是怎麼測量出來的？

1.可以從恆星的光譜定其溫度，然後溫度來確定單位表面積輻射功率（當然恆星的成分也可以用光譜法來確定）

2.三角視差定距離，根據距離和觀測星等定絕對星等（當然測距方法還有很多，比如：哈勃定律、分光視差、造父變星等等就不一一舉例了）

3.從絕對星等和單位表面積輻射功率定表面積，也就定了大小。

基本我們已知的那些恆星中幾乎都是透過這些方法來測定其大小的，但獵戶座的參宿四不用，因為其離地球不遠且非常大，以至於一些大口徑望遠鏡裡就似乎能看到參宿四的平面了（除了太陽外絕大部分的恆星在望遠鏡裡看起來無論多少倍都是一個點）

恆星為什麼會有大有小，是什麼原因？

說完了恆星大小的測量後，我們來說說恆星為什麼會有大有小，有時候甚至同一片星雲中生成的恆星也大小不一。我們先從恆星的誕生說起

現代天文理論認為恆星誕生於星雲，二代恆星則誕生於初代恆星的殘骸氣體雲。從資料圖泡泡星雲照片中也可以看出，氣體雲各處密疏不一，成分也各有區別（偽彩色，濾光片後一樣底色PS以不同顏色後合成），在受到附近超新星爆發或者其他天體引力擾動後開始形成巨型氣態天體。

這個氣體雲密度下的恆星還是有機會繼續成長的

氣態天體成長到木星的88倍以上時，其中心巨大的壓力即有可能開始點燃核聚變，但其初期恆星剛開始發光，其恆星風還不足以將塵埃帶推離其引力範圍，因此恆星還會繼續成長。巨大的星體的引力會吸引更多的星雲氣體以形成更大的恆星，直到其附近的星雲氣體密度不再足以讓其成長，接下來，恆星風也會將稀薄的星雲氣體推離到比較遠的位置。

因此在其成長過程中的關鍵因素是引力擾動、氣體雲的密度、恆星開始聚變的時間等。有些恆星成為紅矮星的原因就是氣體雲的密度或者不夠，或者被臨近引力擾動等等

到這個時候，中間的恆星幾乎已經不可能成長了，但周圍的行星還是有機會繼續成長

恆星的成長與其“土壤”息息相關，就如我們地球的沃土，讓我們人類“茁壯成長”，沃土結碩果嘛，原因也很簡單。

大多數恆星是距離地球非常遠，而恆星的距離相差也是極其大的， 尤其是恆星的實際亮度相差更是十分懸殊。那麼，面對遙遠距高的恆星，人們透過什麼樣的方法可以測定出各個恆星的大小呢?

天文學家認為，在測定遠處物體的大小時，可以採用三角學的方法，也就是先測定出物體與觀測者的張角，再測定出物體與觀測者的距離，之後便可以計算出物體的大小。然而，由於站在地球上的觀測者很難看到恆星的圓面，尤其是恆星對地球上面的觀測者所張開的角度非常微小，透過三角方法根本就無法測定它們的角徑。面對這種情況，天文學家只能放棄三角學的方法。 之後，一些天文學家又透過光的干涉原理而製造出來的涉儀來測定某些恆星的角徑，之後再計算出恆星的距離，這樣便可以計算出恆星的大小。運用這種方法，觀測者所能測定出的恆星大小也只能是那些距離地球比較近的恆星，而那些遙遠距離的恆星，依然無法成功測量出其真實的大 小。

對於那些更加遙遠的恆星，又如何測定它們的大小呢?天文學家們透過大量的實驗，最終制定出了運用天文與物理方法對恆星大小進行計算的方法。大家都知道，溫度越高的恆星所擁有的體積便會越大，到地球的距離便會越近，而地球上的人們所能看到恆星就會越亮。透過長時間的觀測與研究，天文學家們已經掌握了恆星的亮度、距離、大小及溫度這四種元素之間的準確關係，再運用物理法便可以求得恆星的亮度、溫度及距離。

在宇宙空間的恆星世界中，恆星的大小差異是非常大的，一些恆星十分巨大，另一些恆星卻十分微小。諸如，地球的直徑大約為1.3萬千米，而太陽的直徑約為地球直徑多109倍，那些存在於宇畝空間中的巨恆星也是恆星中體積最大的，直徑是太陽的幾十至幾百倍不等；比巨恆星更大的恆星是超巨星，這類恆星的直徑是太陽直的成百上千倍。

天文研究表明，雖然各個恆星的體積有著非常大的差別，但是它們的質量卻相差不大。因為恆星的密度都不是太大，這便導致了恆星質量相差無兒。在所有的恆星之中，密度最大的是中子星與白矮星。不過，中子星與白矮星的體積非常小，其質量卻與太陽的質量幾乎等同。

由此可見，恆星的世界是非常奇妙的，或許正是因為這種奇妙之 處，才不斷吸引著人類不斷探索的步伐。

就目前來說，很多恆星大小的測量還是蠻困難的，但科學家用一些方法來測量，為了找到一顆恆星的直徑需要三條關於恆星的資訊，距離，亮度和顏色。

距離，通過了解恆星在地球上的亮度及其距離，我們可以計算出恆星的總功率輸出。宇宙空間距離的測量是一個進階的過程，像我們距離較近的內太陽系行星等可以採用電磁波反射的原來理來測量。對於更遠上光年距離的採用的視差的原理來測量，上億光年的星系或恆星採用的是光譜的紅移來測量。

亮度和顏色,一旦我們合理確定距離（可能有20％的誤差），我們就可以考慮亮度,在一定溫度下發光的物質會發出一定量的不同顏色的輻射。最熱的星星是藍色的，當然其燃燒得也更快，溫度不高的星星是橙色的,我們可以測量恆星的顏色和亮度。顏色可以告訴我們溫度.亮度是溫度和半徑的函式。這是我們可以開始計算尺寸的地方。這種方法也可以反演過來，一旦我們知道恆星的一個屬性，我們通常可以找出我們想知道的其他一切。由於重力和半徑關係的物理特性，某些元素的吸收線將比半徑較小的恆星上的相同元素吸收線更薄。它不是一個完美的測量，但它可以合理地確定半徑。一旦確定了半徑，我們就可以確定實際的亮度或亮度。一旦我們有光度，我們就可以研究距離。

目前測量的方法是多種混合的，例如還有干涉測量等。