地球的大小
最早实测地球大小的是希腊天文学家厄拉多塞内（Eratosthene）.公元前200多年,他认定地球为正球体,他那时推算的地球周长合39500千米,与今值(赤道周长40075.13千米)十分接近.
20世纪50年代以后,用人造地球卫星测得的有关地球数据越来越精确.利用对人造卫星的观测数据,便可求得地球的平均半径.具体计算时还必须考虑月球和太阳引力的影响,需要加以订正.同时,由于地球并非正球体,其内部物质分布也不均匀,因此,它对人造卫星的绕转运动产生摄动力.这样,需根据大量不同倾角的人造卫星及其轨道变化的速度,才能归算出地球的基本形状和大小.
太阳、月球的大小
对于距离已知的天体,只要测出它们的视圆面直径的张角,即可以求出它们的大小.对太阳、月球和行星的线直径都是这样测量的.在地球上用测角仪器很容易测得太阳的角直径31’59”.3.根据已知的日地平均距离a就可算出太阳的线半径为：
R=a*sin（31’59”3/2）= 6.96×105 千米
大概70万千米,约相当于地球半径的109倍.
同理可测得月球的平均角半径为15’32”.6,略小于太阳角半径.所以,从地球上看去,它们的大小相差不多,但是,月地距离比日地距离小得多.月球的线半径也比太阳小得多,仅有1738千米.
恒星的大小
对于太遥远恒星,其角直径很小,用望远镜所无法测量的,上面的方法不适用.于是,只能采用间接的方法测定它们的大小,例如光度法.
由物理学中的斯忒藩—波尔兹曼黑体辐射定律知道,如果恒星的辐射可以用黑体辐射来描述,那么温度为T,半径为R的恒星在单位时间内所发出的总辐射能,即恒星的光度L为：
L＝4πR2σ*T4
上式中的T及光度量可根据其它办法得到,于是R就可以算出来.