* 光度と温度： これは最も一般的な方法です。星の光度（エネルギーが発生するエネルギーの量）と表面温度（色とスペクトルから測定）は、ステファンボルツマンの法則を介した半径に関連しています。この法律は、単位面積あたりのエネルギーが温度の4番目の出力に比例すると述べています。
* 視差と見かけの大きさ： 星の距離（視差測定から決定）とその見かけの大きさ（地球からの明るい表示）を知っている場合、その絶対的な大きさ（標準距離でどれだけ明るく表示されるか）を計算できます。 見かけの大きさと絶対的な大きさの違いは、星の光度に関連しているため、その半径を計算できます。
* バイナリスターシステム： 星がバイナリシステムの一部である場合（2つの星が互いに軌道に乗っています）、軌道の周期と星の分離からその質量を決定できます。 次に、質量光度の関係を使用して、星の光度と最終的にその半径を推測できます。
* バイナリスターを覆う： バイナリスターシステムが互いに覆われている場合、日食の持続時間と星の相対サイズを測定できます。この情報は、両方の星の半径を計算するために使用できます。
これらの方法は異なる仮定に依存しており、さまざまな精度を持っていることに注意することが重要です。複数の方法を組み合わせることで、星の半径を決定するためのより堅牢で信頼性の高い結果が得られます。
