Масса Солнца ( M ☉ ) — стандартная единица массы в астрономии , равная приблизительно2 × 10 30 кг . Примерно равна массе Солнца . Часто используется для обозначения масс других звезд , а также звездных скоплений , туманностей , галактик и черных дыр . Точнее, масса Солнца равна
Масса Солнца составляет около333 000 раз больше массы Земли ( ME ) , илиВ 1047 раз больше массы Юпитера ( М Дж ).
Значение гравитационной постоянной было впервые получено из измерений, которые были сделаны Генри Кавендишем в 1798 году с помощью крутильных весов . [3] Полученное им значение отличается всего на 1% от современного значения, но не было таким точным. [4] Суточный параллакс Солнца был точно измерен во время прохождений Венеры в 1761 и 1769 годах, [5] что дало значение9″ (9 угловых секунд , по сравнению с текущим значением8,794 148 ″ ). По значению суточного параллакса можно определить расстояние до Солнца по геометрии Земли. [6] [7]
Первая известная оценка массы Солнца была сделана Исааком Ньютоном . [8] В своей работе «Начала» (1687) он подсчитал, что отношение массы Земли к массе Солнца составляет около 1 ⁄28 700. Позже он определил, что его значение было основано на ошибочном значении солнечного параллакса, которое он использовал для оценки расстояния до Солнца. Он исправил свое расчетное отношение до 1 ⁄169 282 в третьем издании Principia.Текущее значение солнечного параллакса еще меньше, что дает расчетное отношение масс 1 ⁄332 946 .[9]
В качестве единицы измерения солнечная масса вошла в употребление до того, как были точно измерены AU и гравитационная постоянная. Это связано с тем, что относительная масса другой планеты в Солнечной системе или совокупная масса двух двойных звезд может быть рассчитана в единицах солнечной массы непосредственно из орбитального радиуса и орбитального периода планеты или звезд с использованием третьего закона Кеплера.
Массу Солнца невозможно измерить напрямую, вместо этого ее вычисляют из других измеряемых факторов, используя уравнение для орбитального периода малого тела, вращающегося вокруг центральной массы. [10] На основе продолжительности года, расстояния от Земли до Солнца ( астрономическая единица или а.е.) и гравитационной постоянной ( G ) масса Солнца определяется путем решения третьего закона Кеплера : [11] [12]
Значение G трудно измерить, и оно известно лишь 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 G в отдельности. [13] В результате масса Солнца используется в качестве стандартной массы в астрономической системе единиц .
Солнце теряет массу из-за реакций синтеза, происходящих в его ядре, что приводит к выбросу электромагнитной энергии , нейтрино и выбросу материи солнечным ветром . Оно выбрасывает около(2–3) × 10 −14 M ☉ /год. [14] Скорость потери массы увеличится, когда Солнце войдет в стадию красного гиганта , достигнув(7–9) × 10 −14 M ☉ /год, когда он достигнет вершины ветви красных гигантов . Это увеличится до 10−6 M ☉ /год на асимптотической ветви гигантов , прежде чем достичь пика со скоростью от 10 −5 до 10 −4 M ☉ /год, когда Солнце генерирует планетарную туманность . К тому времени, когда Солнце станет вырожденным белым карликом , оно потеряет 46% своей начальной массы. [15]
Масса Солнца уменьшалась с момента его формирования. Это происходит посредством двух процессов в почти равных количествах. Во-первых, в ядре Солнца водород преобразуется в гелий посредством ядерного синтеза , в частности, p–p-цепи , и эта реакция преобразует некоторую массу в энергию в форме гамма- квантов. Большая часть этой энергии в конечном итоге излучается из Солнца. Во-вторых, высокоэнергетические протоны и электроны в атмосфере Солнца выбрасываются непосредственно в космическое пространство в виде солнечного ветра и корональных выбросов массы . [16]
Первоначальная масса Солнца на момент достижения им главной последовательности остаётся неизвестной. [17] Раннее Солнце имело гораздо более высокие скорости потери массы, чем в настоящее время, и оно могло потерять от 1 до 7% своей начальной массы в течение своей жизни на главной последовательности. [18]
Одна солнечная масса, M ☉ , может быть преобразована в соответствующие единицы: [19]
В общей теории относительности также часто бывает полезно выражать массу в единицах длины или времени.
Параметр массы Солнца ( G · M ☉ ), как указано рабочей группой I отдела МАС, имеет следующие оценки: [20]
Цикл термоядерного синтеза, который генерирует энергию на Солнце, основан на превращении водорода в гелий, который отвечает за уменьшение солнечной массы со скоростью ~ −0,67 × 10
−13
в год. С другой стороны, вклад солнечного ветра более неопределен. Солнечный цикл значительно влияет на скорость потери солнечной массы из-за солнечного ветра. Оценки массы, уносимой солнечным ветром, показали скорости между − (2–3) × 10
−14
M
☉
в год, тогда как численное моделирование связанных моделей короны и солнечного ветра дало скорости между − (4,2–6,9) × 10
−14
M
☉
в год.
