真是个好问题。

从太阳说起

离我们最近的恒星就是太阳了。与地球不同，太阳主要是由形态类似于气体的等离子体组成的，所以看来是不能用测量地球表面的方法来测量太阳了。

那我们通常说的太阳直径 139 万公里，是按什么标准测出来的呢？

我们先来看一下太阳的结构。从内向外依次是日核、辐射层、对流层、光球层、色球层和日冕。

其中位于太阳大气层外层、远离太阳表面的日冕，就大致对应了题主所说的”恒星外围气体密度极小“的那一层。在日全食时，我们常能看到类似下面这样的照片：

事实上，日冕相对于太阳表面的强光来说很微弱，它的密度仅为太阳表面的 1000 万分之一^[1]（然而，日冕的温度是太阳表面的数百倍），通常不使用特殊的观测仪器是很难看到的。（注意，永远不要无防护的看太阳！）而且它的形状飘忽不定，我们很难用它来定义太阳的大小。

日冕不行的话，下面的色球层呢？2000 到 3000 公里厚的色球层几乎是透明的，和日冕一样，除非在日全食时观测，否则很难看见它。

而再下方的约 500 公里厚的光球层了，它突然变得不透明，太阳光中的可见光部分几乎全部都是由光球层发出来的，所以通常我们看到的那一个黄白色的光球，其实就是光球层的表面，这也是称之为“光球”的原因。从地球上来看，相对于太阳直径来说极薄的光球层存在一个非常清晰的边界，而太阳的直径 139 万公里就是以这个边界来定义的：

但光球层毕竟不像地球表面那样由固态或液态物质组成，远观很清晰的光球层，离近了看也一样寻不到明显的边界。那里的”气压“只相当于地球海平面的十分之一，密度约为海平面上地球大气密度的 1 万分之一^[2]。

光球层斑驳的表面上是密密麻麻冒着泡的等离子体颗粒，看上去有点像向日葵的花盘，每一个亮斑，都有一个青海省那么大^[3]。

所以我们实际平时看到的太阳，就是太阳的光球层，测太阳直径就直接测这个球的直径。它相当明亮，测起来很方便。

直接成像测量法

希望你读到这里还没有打呵欠。

有了太阳的例子，其他恒星就好办很多了。参考太阳的测量标准，我们很容易就能想到，测量恒星直径时直接忽略到外层大气只看光球层的直径。

话又说回来，早期对恒星的天文观测多是在照相底片上显影（忽略掉地球大气及设备精度等的影响后），理论上，如果底片上看到的比较大的圆点是恒星的话，其直径也几乎就应该是其光球层的直径。

然后就是初中几何的基础三角知识了：你从照片上能量出一个天体的视直径 a ，你从六个月的地球公转轨道最远的两点上通过视差法算出了恒星的距离 L（我以前的回答里讲过，就略了），由于视直径 a=arcctg(距离 L / 直径 D），就能反求出恒星的实际直径 D 。在实践中，由于角度过于小，所以就直接近似为 a ≈D/L，也就是 D=aL。

比如参宿四的视差约为 7.63 毫角秒，差不多只有满月的一百万分之一。基于这种视差的估算得出了大约 640 光年的距离。而参宿四的视直径约 50 毫角秒，通过计算可知，其直径大约在 3.8 亿公里左右。

这个理论计算只适用于能在底片上显出一个占有一定面积的“圆”而非一个“点”的恒星。但绝大部分恒星都离我们极其遥远，观测材料的精度限制和波长 / 分辨率限制，导致这种算法并不普适。

我们知道，光穿过望远的“孔洞”时，会产生的衍射图案（中心一块明亮斑 + 周围是一系列亮度不断降低的同心圆环），也就是我们常说的艾里斑。天文观测中极常见到艾里斑，这极大的限制了我们测量的精度。

还有别的办法么？

简单的说，还可以通过让被测恒星在月亮后面经过，月球会挡住其光芒，我们只要通过设备测量恒星发出的光与时间的函数，再根据光线曲线就能计算恒星的大小^[4]。但这仅限黄道附近的高亮度的恒星。不过类似的原理下，食双星系统以及系外行星凌日时也可以这么算出来。

在漫天繁星中，目前已经有约 9700 余颗恒星通过类似的方法计算出了直径^[5]。

哦对了，还有一个光线干涉大法，因为和题主问的问题关系也不大，就先不展开讲了。

谢谢你能看到这里还没睡着，真厉害。