Poloměr

Vzhledem k velkým vzdálenostem se i největší hvězdy jeví jako prakticky bodové zdroje. Lidské oko dokáže rozlišit dva svítící body v úhlové vzdálenosti asi 1´, pozemský dalekohled o průměru objektivu 6 m může mít teoretickou rozlišovací schopnost 0,02", avšak úhlový průměr nejbližších obřích hvězd Antares a Betelguese je řádově 0,01". Tak malé úhly lze měřit jedině interferenčními metodami. Interferometricky byl úhlový rozměr hvězd prostřednictvím čtyř dalekohledů VLT naměřen v roce 2001.

Úhlový průměr hvězdy je úhel, pod kterým se nám jeví průměr jejího kotouče. Např. úhlový průměr Slunce pozorovaného se Země je

(1)

což při převedení na stupně dává hodnotu asi 0,5°. Ostatní hvězdy jsou však velmi vzdálené a proto mají nepatrné úhlové rozměry.
Řadu údajů o úhlových průměrech hvězd poskytují zákryty hvězd Měsícem. S ohledem na náklon roviny měsíční dráhy k ekliptice může Měsíc zakrývat hvězdy v pásu zhruba ± 6° kolem ekliptiky, odpovídá zhruba jedné desetině nebeské sféry. Zde se nachází dostatečné množství blízkých a jasných hvězd, jejichž pohasnutí při zákrytu je pozorovatelné i malými dalekohledy.

K měření průměru hvězd a k rozlišení jemných detailů v jejich spektrech slouží různé typy optických interferometrů. Interferometrie je obor, který se věnuje studiu nebeských těles na základě analýzy interferenčních obrazců. Jestliže dopadající elektromagnetické záření rozdělíme na dva svazky (z nichž jeden fázově posuneme), které potom znovu svedeme dohromady, dojde k interferenci. Výsledný interferenční obrazec v podobě soustavy kroužků umožňuje získat podrobnější informaci o zdroji než rozbor původního paprsku.

První interferometr zkonstruoval Albert Michelson ve dvacátých letech minulého století. Před objektiv dalekohledu umístil ocelový nosník, na jehož obou koncích se nacházela zrcadla. Tím vzniklo zařízení, které umožnilo měření průměru několika velkých a blízkých hvězd na základě měření interferenčního obrazce, pozorovaného v okuláru. V současné době se používá stejná metoda, ale využívají se dva dalekohledy, spojené elektronicky nebo prostřednictvím laserových paprsků a lidské oko nahradily fotometry.

Znalost skutečných průměrů hvězd je podstatná pro stanovení jejich efektivních teplot. Efektivní povrchová teplota hvězdy se definuje za předpokladu, že hvězda září jako absolutně černé těleso. Její zářivý výkon v celém spektru je podle Stefanova – Boltzmannova zákona

(2)

kde R je zjištěný poloměr. Porovnáním L se zářivým výkonem Slunce L_S dostaneme

(3)

což po dosazení do Pogsonovy rovnice upravené pro absolutní hvězdnou velikost

(4)

dává

(5)

Známe-li vzdálenost hvězdy r, její vizuální hvězdnou velikost V a poloměr R, anebo jen V a úhlový průměr δ = 2R/r v  milivteřinách, lze rovnici (5) přepsat na tvar

(6)

Naopak, tato rovnice nám poskytne odhad poloměru hvězdy, jestliže změříme V, určíme nějak její vzdálenost a efektivní teplotu odhadneme např. pomocí barevného indexu B – V.

Největší známé hvězdy

Povrch hvězdy byl poprvé vyfotografován v roce 1995 (Betelgeuse, HST). Interferometricky byl úhlový rozměr hvězd poprvé naměřen v roce 2001 na interferometru tvořeném čtyřmi dalekohledy VLT se základnou 200 m. Šlo o  hvězdu γ Cru (0,025") a α Hyd (0,009").

První přímý snímek hvězdy jiné než naše Slunce, který pořídil Hubblův kosmický dalekohled. Jedná se o hvězdu alfa v souhvězdí Oriona, která má jméno Betelgeuse. Je to červený veleobr v zimním souhvězdí Orionu

Sluneční poloměr R_S je vzdálenost od středu Slunce k povrchu sluneční fotosféry. Je to jedna ze slunečních jednotek, jejíž pomocí se vyjadřuje velikost hvězd. R_S = 695 997 km.

Slunce