你這個問題其實是天文學家近一個世紀來一直在研究的問題，現在都已經解決了，所以我來簡單的介紹一下。

首先如果計算年齡

放射性元素在衰變的時候，通常會轉變成物理和化學性質都極為不同的另外一種元素，正是因為這個特性，使得衰變的過程變得極易分辨。

所以如何計算出天體的年齡就是靠檢測天體中放射性物質的剩餘含量和分佈的情況，科學家就可以根據這些就計算出天體的實際年齡。

哪怕是放射性物質都消耗殆盡了，科學家們還是可以根據衰變產物的分佈情況來窺探天體的過去，這一技術叫做，同位素計年法。

有了這個技術，科學家們就可以透過放射性物質的半衰期，和其可以測試的含量，來測定從數百年一直到跨越數十億年前的樣本，是不是很神奇。

這種技術已經被考古學家們用來研究各種出土文物，包括埃及的法老的木棺，又或者是測定月球或者火星岩石的年齡。

同位素計年法：

放射性同位素計年法是探索太陽系歷史的一個重要工具。

每個原子的中心都存在一個原子核，原子核由兩種基本粒子組成，分別為帶正電的質子和不帶電的中子。原子核周圍圍繞著若干帶負電的電子，電子決定了原子的化學性質。原子整體呈電中性，因此原子核裡的電子和質子的數量相等，該數量也被稱為原子序數。同一種化學元素可以以多種形式存在，這種形式被稱為同位素，同位素指質子數相同而中子數不同的原子。以碳元素為例，碳同位素的原子序數相同，但原子質量不同。因此，只要知道元素的名稱和原子質量（整數），就能準確確定任何一種同位素。

科學家在實驗室測量了多種放射性同位素的半衰期，其中有些同位素可用於測定岩石年齡，它們在岩石中扮演著計時器的作用。

以熔岩流為例，當它形成新岩石時，礦物處於高溫熔融狀態，使得原子可以自由移動。當礦物冷卻後，原子的位置也隨之被固定並不再移動，就算以後衰變成另一種元素，也不會改變位置。

因此，如果岩石在形成的時候剛好融入了合適的放射性同位素原子，這塊岩石就等於有了一個內建計時器。

所謂“合適”的同位素，是指這些同位素的半衰期要長達數百萬年，且在岩石裡的含量足夠多，可以準確測量它的含量。這些原子一旦被“抓住”，岩石的成分就固定了，放射性計時器也就開始計時。

這就是同位素計年法的基本原理

如何測量的化學成分？

在天體物理學裡，尤其是在行星學裡，我們通常可以僅憑密度就推斷出小行星或衛星的主要成分。

怎麼做？太陽系裡的許多常見成分的密度明顯區別於其他成分。

以液態水的密度作為標準，冰、氨、甲烷和二氧化碳（彗星的常見成分）的密度小於1；常見於內行星和小行星的岩石的密度介於2到5之間；

行星核和小行星中常見的鐵、鎳以及其他幾種金屬的密度大於8。平均密度介於這幾大類之間的天體通常由這些常見成分混合而成。

對於地球，我們可以做的更好些：地震後在地球內部傳播的聲波的速度與從地心到地表的密度分佈直接相關。根據可獲得的最好的地震資料得出，地核的密度約為12，外層地殼的密度降至3左右。整個地球的平均密度約為5.5。

密度、質量和體積（尺寸）組成了密度方程，所以如果測量到或是推出任意兩個量，就可以計算出第三個。飛馬座51是一顆肉眼可見的類似太陽的恆星，環繞它的行星的質量和軌道可以直接根據資料計算得到。隨後根據這顆行星是氣態（很可能）還是固態（不太可能）的假設，就可以估計出它的尺寸。

如何測定質量？

徑向速度

與天體測量法相似，徑向速度法也是利用恆星會以在小軌道上的移動迴應行星的重力。現在的目標是量度恆星在移動時潮向或遠離地球的速度，換言之，是相對於地球在視線方向上的變化。由於多普勒效應，徑向速度的變化可以從恆星譜線的移動推導。由於恆星環繞質量中心的軌道非常小，因此恆星環繞著質量中心的速度相對於行星也很小。使用現代的光譜儀，像是ESO安裝在智利拉西拉天文臺3.6米望遠鏡上的HARPS（高精度徑向速度行星搜尋器）或是凱克天文臺的HIRES，都可以檢測出低至1m/s的速度變化。測量徑向速度的方法是簡單又便宜的“外部高色散干涉測量”。

這是到目前為止最具有成效的行星，它也稱為多普勒頻譜。這種方法與行星的距離無關，但是需要高精度的高信噪比，因此通常只適用於地球附近距離不超過160光年的恆星。它很容易找到鄰近恆星的大質量行星，但那些軌道距離較遠的行星就需要許多年的觀測，而且行星軌道與地球的視線方向傾斜度越高，所造成的晃動就越小，也就越難篩檢出來。徑向速度法的一個缺點是它只能估計行星的最低質量，但通常這只是真實質量的20%，而且行星的軌道方向越垂直於視線的方向，真實的質量就會越大。

徑向速度法發現的行星可以使用凌日法來驗證。當這兩種方法能結合一起使用時，行星的真實質量就能評斷了。

凌日法：

凌日法的優點是可以從光變曲線測定行星的大小。在與徑向速度（可以測量行星的質量）結合後，就可以測出行星的密度，然後就可以對行星的物理結構有更多的瞭解。到目前為止，所有已知的系外行星已經有9顆經由這兩種方法得知最佳的特性。

凌日法還可以研究系外行星的大氣層。當行星從恆星的前方橫越時，恆星的光將透過行星上層的大氣層。仔細的研究高解析的恆星光譜，可以檢測出行星大氣層存在的元素。也可以測量星光經過行星的大氣層或被反射造成的偏極化，檢測出行星大氣層（和行星的物質）的成份。

（圖為使用凌日法發現的行星特性（質量和軌道半長軸），和其他方法（右邊灰色）的比較）

這種方法有兩個主要的缺點。首先，行星凌的現象只有在行星的軌道與觀測的天文學家的觀測點對齊時才能觀測到。行星的軌道平面在視線方向上橫越過恆星前方的機率與恆星的大小與行星軌道直徑的比率有關，大約有10%小軌道的行星有這樣的機會，比例並隨著軌道增大而降低。對在1天文單位的距離上，繞著太陽大小恆星的行星，能夠對齊而發生凌的機會是0.47%。但是，若能同時掃描包涵成千上萬，甚至數十萬顆恆星的大面積範圍，能夠發生凌而發現系外行星的數量原則上會超過徑向速度法，雖然它不能回答任何特定的恆星是否有行星的問題。

如何測量距離

在而要看是測量恆星還是行星，不同的天體測量的方法也不同。

我們主要講一下恆星距離的測算方法，方法太多了就不一一介紹了，只著重介紹譜線紅移測距法:

比相應的實驗室測知的譜線的波長（l0）要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米/（秒·兆秒差距）。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

當然還其他的很多方法：造父周光關係測距法；分光視差法；三角視差法等等，方法很多，都可以實現對於恆星的距離的測量。

光譜的作用確定天體的化學組成；確定恆星的溫度；確定恆星的壓力；測定恆星的磁場；確定天體的視向速度和自轉等等。

天體的資訊由天體輻射傳遞，天體光譜是透過望遠鏡焦面上放置的光譜儀採集天體的電磁輻射按 波長(或頻率)大小而依次排列的圖案，利用天體光譜所含的資訊，將光譜學的原理和方法用於天體光譜， 以確定天體的物理性質和化學組成。

天體光譜分析包括定性分析和定量分析兩種：定性分析主要為譜線認證，比較光譜中已知波長的譜線位置與天體光譜中譜線的位置，從而確定天體光譜中譜線 的波長，認證天體譜線的化學元素。

定量分析包括測量天體的連續光譜和譜線，前者是指測量天體的 連續光譜在各個波長處的強度獲得連續能量分佈，後者是指測量譜線內各波長處的強度，從而得到 譜線的等值寬度或譜線輪廓，透過這些參量的測量可以推斷天體的物理引數， 如天體的溫度、 壓力、 密度、 磁場和運動速度等

綜上所述，合理的運用各種工具，我們可以測量出天體的各種資料，技術一直在進步，我們人類探索宇宙的腳步只會越來越寬廣，我們對於宇宙的瞭解也會越來越深入。