* 광도와 온도 : 이것은 가장 일반적인 방법입니다. 별의 광도 (에너지의 양)와 표면 온도 (색상 및 스펙트럼으로 측정)는 Stefan-Boltzmann 법을 통해 반경과 관련이 있습니다. 이 법은 단위 면적당 방사 된 에너지가 온도의 네 번째 전력에 비례한다고 명시하고 있습니다.
* 시차 및 명백한 크기 : 우리가 별의 거리 (시차 측정에서 결정된)와 겉보기 크기 (지구에서 얼마나 밝게 나타나는지)를 알고 있다면 절대 크기 (표준 거리에서 얼마나 밝게 나타날 지)를 계산할 수 있습니다. 명백한 크기와 절대 크기의 차이는 별의 광도와 관련이있어 반경을 계산할 수 있습니다.
* 바이너리 스타 시스템 : 별이 이진 시스템의 일부인 경우 (서로 공전하는 2 개의 별), 우리는 궤도 기간과 별의 분리에서 질량을 결정할 수 있습니다. 그런 다음 질량 발광 관계를 사용하여 별의 광도와 궁극적으로 반경을 추론 할 수 있습니다.
* 이진 별을 일식 : 이진 별 시스템이 서로를 일식하면 일식의 지속 시간과 별의 상대 크기를 측정 할 수 있습니다. 이 정보는 두 별의 반경을 계산하는 데 사용될 수 있습니다.
이러한 방법은 다른 가정에 의존하며 다양한 정확도를 가지고 있다는 점에 유의해야합니다. 여러 방법을 결합하면 별 반경을 결정하기위한보다 강력하고 신뢰할 수있는 결과가 제공됩니다.
