Ако мислите да не можете директно измерити радијус звезде, размислите поново, јер је телескоп Хуббле омогућио многе ствари које раније нису биле, чак ни то. Међутим, дифракција светлости је ограничавајући фактор, па овај метод добро делује само за велике звезде.
Још једна метода коју астрофизичари користе да би одредили величину звезде јесте да измери колико јој треба да нестане иза препреке, попут Месеца. Угаона величина звездеθје производ угаоне брзине заклањајућег објекта (в), што је познато и време потребно да звезда нестане (∆т):
\ тхета = в \ пута \ Делта т
Чињеница да телескоп Хуббле кружи изван атмосфере која распршује светлост чини га способним изузетно тачне, па су ове методе мерења звезданих радијуса изводљивије него некада бити. Упркос томе, пожељна метода за мерење звезданих радијуса је њихово израчунавање из осветљености и температуре користећи Стефан-Болтзманн-ов закон.
Однос радијуса, осветљености и температуре
За већину сврха, звезда се може сматрати црним телом, и количином снаге
\ фрац {П} {А} = \ сигма Т ^ 4
гдеσје Стефан-Болтзманнова константа.
Узимајући у обзир да је звезда сфера површине 4πР.2, гдеР.је полупречник, и тоП.је еквивалентно сјају звездеЛ, која је мерљива, ова једначина се може преуредити да изразиЛу погледуР.иТ.:
Л = 4πР ^ 2σТ ^ 4
Светлост варира у зависности од квадрата полупречника звезде и четврте снаге њене температуре.
Мерење температуре и осветљености
Астрофизичари до информација о звездама долазе пре свега гледајући их телескопима и испитујући њихов спектар. Боја светлости којом звезда сија је показатељ њенетемпература. Плаве звезде су најтоплије док су наранџасте и црвене најхладније.
Звезде су класификоване у седам главних типова, идентификованих словима О, Б, А, Ф, Г, К и М, и каталогизоване су на Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм, који, помало попут калкулатора температуре звезде, упоређује површинску температуру са осветљеност.
Са своје стране,осветљеностможе се добити из апсолутне величине звезде, која је мера њеног сјаја, коригована за даљину. Дефинисано је колико би звезда била сјајна да је удаљена 10 парсека. Према овој дефиницији, Сунце је мало слабије од Сириуса, иако је његова очигледна величина очигледно много већа од те.
Да би одредили апсолутну величину звезде, астрофизичари морају знати колико је она удаљена, што одређују различитим методама, укључујући паралаксу и поређење са променљивим звездама.
Стефан-Болтзманн-ов закон као калкулатор величине звезде
Уместо да израчунавају звездане радијусе у апсолутним јединицама, што није превише значајно, научници их обично израчунавају као делове или вишекратнике сунчевог радијуса. Да бисте то урадили, преуредите Стефан-Болтзманн-ову једначину тако да изрази радијус у смислу осветљености и температуре:
Р = \ фрац {к \ скрт {Л}} {Т ^ 2} \\ \ тект {Где} \; к = \ фрац {1} {2 \ скрт {πσ}}
Ако формирате однос радијуса звезде и сунчевог радијуса (Р. / Р.с), константа пропорционалности нестаје и добијате:
\ фрац {Р} {Р_с} = \ фрац {Т_с ^ 2 \ скрт {(Л / Л_с)}} {Т ^ 2}
Као пример како користите овај однос за израчунавање величине звезде, узмите у обзир да је она најмасовнија звезде главног низа су милион пута светлије од сунца и имају површинску температуру од око 40.000 К. Прикључујући ове бројеве, открићете да је радијус таквих звезда око 20 пута већи од сунчевог.