恆星半徑

恆星如此遙遠，以致即便透過最大的望遠鏡，幾乎所有恆星也只顯現為一個光點，根本看不到圓面。那我們究竟怎麼知道一顆恆星有多大？原來我們很少用「尺子」去量恆星半徑；我們用一種巧妙的辦法從光中推出它，把恆星有多熱與它發出多少能量結合起來。

最常用的方法藉助斯特藩—玻爾茲曼定律：恆星的光度等於它的表面積乘以溫度的四次方。把它移項，就得到半徑：只要知道一顆恆星的光度和溫度，它的大小便隨之而出。這正是為什麼一顆冷的紅巨星可以巨大無比——要在表面偏冷的情況下仍如此明亮，它就必須有廣闊的面積。對少數近處恆星，半徑可以測得更直接：食雙星能從一次食持續多久揭示半徑，而干涉測量法（把數台望遠鏡合成一隻巨眼）則勉強能分辨出最大、最近恆星的圓面。

恆星半徑跨度驚人。一顆中子星把超過太陽的質量塞進一個直徑約 20 千米的球裡；太陽的半徑約 70 萬千米；而一顆像盾牌座 UY（UY Scuti）那樣的紅超巨星，可比太陽寬上一千多倍，大到能吞下內行星的軌道。半徑正是把赫羅圖的巨星區與矮星區分開來的東西，而追蹤恆星半徑在其一生中如何變化，是理解恆星衰老的核心。