Войти
| Солнечная масса | |
|---|---|
 Солнце содержит более 99% массы Солнечной системы. Тела легче Сатурна не видны в этом масштабе. | |
| Общая информация | |
| Система единиц | Астрономия |
| Единица | массы |
| Символ | M☉ |
| In Базовые единицы СИ | (1,98847 ± 0,00007) × 10 кг |
масса Солнца (M☉) - это стандартная единица массы в астрономии, равная приблизительно до 2 × 10 кг. Часто используется для обозначения масс других звезд, а также звездных скоплений, туманностей, галактик и черного цвета. отверстия. Это примерно равно массе Солнца. Это соответствует примерно двум нониллионам (короткая шкала) или двум квинтиллионам (длинная шкала ) килограмм:
Солнечная масса равна примерно в 333000 раз больше массы Земли (M⊕), или в 1047 раз больше массы Юпитера (MJ).
Значение гравитационной постоянной было впервые получено из измерений, которые были выполнены Генри Кавендишем в 1798 году с помощью торсионных весов. Полученное им значение всего на 1% отличается от современного значения, но не так точно. суточный параллакс Солнца был точно измерен во время прохождения Венеры в 1761 и 1769 годах, давая значение 9 ″ (9 угловых секунд по сравнению с нынешним значением 8,794148 ″).. По значению суточного параллакса можно определить расстояние до Солнца, исходя из геометрии Земли.
Первая известная оценка солнечной массы была сделана Исааком Ньютоном. В своей работе Principia (1687) он подсчитал, что отношение массы Земли к Солнцу составляет около ⁄ 28700. Позже он определил, что его значение было основано на неверном значении солнечного параллакса, которое он использовал для оценки расстояния до Солнца. В третьем издании Принципов он исправил свое расчетное соотношение до ⁄ 169282. Текущее значение солнечного параллакса еще меньше, что дает расчетное отношение масс ⁄ 332946.
. В качестве единицы измерения масса Солнца стала использоваться до точного измерения а.е. и гравитационной постоянной. Это связано с тем, что относительная масса другой планеты в Солнечной системе или объединенная масса двух двойных звезд может быть рассчитана в единицах солнечной массы непосредственно по радиусу орбиты и периоду обращения планета или звезды с использованием третьего закона Кеплера.
Массу Солнца нельзя измерить напрямую, вместо этого она рассчитывается на основе других измеримых факторов с использованием уравнения для периода обращения небольшого тела, вращающегося по орбите. центральная масса. На основе длины года, расстояния от Земли до Солнца (астрономическая единица или AU) и гравитационной постоянной (G) дается масса Солнца. путем решения третьего закона Кеплера :
Значение G трудно измерить и известен только с ограниченной точностью (см. эксперимент Кавендиша ). Значение G, умноженное на массу объекта, называемое стандартным гравитационным параметром, известно для Солнца и нескольких планет с гораздо большей точностью, чем для одного G. В результате масса Солнца используется в качестве стандартной массы в астрономической системе единиц.
Солнце теряет массу из-за реакций синтеза, происходящих в его пределах. ядро, приводящее к излучению электромагнитной энергии, и выбросу вещества с солнечным ветром. Это высылается примерно (2–3) × 10 M☉в год. Скорость потери массы увеличится, когда Солнце войдет в стадию красного гиганта, поднявшись до (7–9) × 10 M☉y, когда достигнет вершины ветви красных гигантов. Это возрастет до 10 M☉y на асимптотической ветви гигантов, прежде чем достигнет пика со скоростью от 10 до 10 M☉y, поскольку Солнце генерирует планетарную туманность. К тому времени, как Солнце станет вырожденным белым карликом, оно потеряет 46% своей начальной массы.
Масса Солнца уменьшалась с момента его образования. Это происходит посредством двух процессов в почти равных количествах. Во-первых, в ядре Солнца водород превращается в гелий посредством ядерного синтеза, в частности p – p цепочки, и эта реакция превращает некоторую массу в энергию. в виде гамма-квантов фотонов. Большая часть этой энергии в конечном итоге излучается от Солнца. Во-вторых, протоны и электроны высоких энергий в атмосфере Солнца выбрасываются непосредственно в космическое пространство в виде солнечного ветра и выбросов корональной массы.
Исходная масса Солнца в момент его достигнута главная последовательность остается неопределенной. Раннее Солнце имело гораздо более высокие темпы потери массы, чем в настоящее время, и оно могло потерять где-то от 1 до 7% своей натальной массы за время своей жизни на главной последовательности. Солнце приобретает очень небольшую массу из-за удара астероидов и комет. Однако, поскольку Солнце уже содержит 99,86% полной массы Солнечной системы, эти удары не могут компенсировать потерю массы из-за излучения и выброса.
Одна солнечная масса, M☉, можно преобразовать в соответствующие единицы:
В общей теории относительности также часто бывает полезно выразить массу в единицах длины или времени.
Параметр солнечной массы (G · M☉), как указано рабочей группой IAU Division I, имеет следующие оценки:
