Солнечная масса ( M☉ ) — стандартная единица массы в астрономии , равная примерно2 × 10 30 кг . Она примерно равна массе Солнца . Его часто используют для обозначения масс других звезд , а также звездных скоплений , туманностей , галактик и черных дыр . Это соответствует примерно двум нониллионам ( короткая шкала ), двум квинтиллионам ( длинная шкала ) килограммам, 2000 кветтаграммам или 2 кветтакилограммам:
Солнечная масса составляет околов 333 000 раз больше массы Земли ( ME ) , илиВ 1047 раз больше массы Юпитера ( МДж ) .
Значение гравитационной постоянной было впервые получено на основе измерений, которые провел Генри Кавендиш в 1798 году с помощью крутильных весов . [2] Полученное им значение отличается всего на 1% от современного значения, но не было таким точным. [3] Суточный параллакс Солнца был точно измерен во время прохождения Венеры в 1761 и 1769 годах, [4] что дало значение9″ (9 угловых секунд по сравнению с текущим значением8,794 148 ″ ). По значению суточного параллакса можно определить расстояние до Солнца исходя из геометрии Земли. [5] [6]
Первая известная оценка солнечной массы была сделана Исааком Ньютоном . [7] В своей работе «Начала» (1687) он подсчитал, что отношение массы Земли к массе Солнца составляло около 1 ⁄ .28 700 . Позже он определил, что его значение основано на ошибочном значении солнечного параллакса, которое он использовал для оценки расстояния до Солнца. Он скорректировал свое расчетное соотношение до 1 ⁄169 282 в третьем издании «Начал». Текущее значение солнечного параллакса еще меньше, что дает расчетное соотношение масс 1 ⁄332 946 . [8]
В качестве единицы измерения солнечная масса вошла в употребление до того, как были точно измерены АС и гравитационная постоянная. 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 из радиуса орбиты и периода обращения планеты или звезд 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 вокруг центральной массы. [9] На основании продолжительности года, расстояния от Земли до Солнца ( астрономическая единица или а.е.) и гравитационной постоянной ( G ), масса Солнца определяется путем решения третьего закона Кеплера : [10] [11]
Величину G трудно измерить, и она известна 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 более высокой точностью, чем только G. [12] В результате масса Солнца используется в качестве стандартной массы в астрономической системе единиц .
Солнце теряет массу из-за реакций термоядерного синтеза , происходящих внутри его ядра, приводящих к излучению электромагнитной энергии , нейтрино и выбросу вещества с солнечным ветром . Это изгнание о(2–3) × 10–14 М ☉ / год. [13] Скорость потери массы увеличится, когда Солнце войдет в стадию красного гиганта , поднявшись на(7–9) × 10 −14 M ☉ /год, когда он достигает кончика 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 порождает планетарную туманность . К тому времени, когда Солнце станет выродившимся белым карликом , оно потеряет 46% своей стартовой массы. [14]
Масса Солнца уменьшалась с момента его образования. 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 виде фотонов гамма-излучения . 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 корональных выбросов массы . [15]
Первоначальная масса Солнца в момент достижения главной последовательности остается неопределенной. [16] Раннее Солнце имело гораздо более высокие темпы потери массы, чем сейчас, и оно могло потерять от 1 до 7% своей натальной массы в течение своей жизни на главной последовательности. [17] Солнце набирает очень небольшую массу в результате воздействия астероидов и комет . Однако, поскольку Солнце уже содержит 99,86% общей массы Солнечной системы, эти удары не могут компенсировать потерю массы в результате излучения и выброса. [ нужна цитата ]
Одну солнечную массу M ☉ можно преобразовать в соответствующие единицы: [18]
В общей теории относительности также часто бывает полезно выражать массу в единицах длины или времени.
Параметр солнечной массы ( G · M ☉ ), указанный Рабочей группой IAU Division I, имеет следующие оценки: [19]
{{cite web}}
: CS1 maint: numeric names: authors list (link)Цикл термоядерного синтеза, который генерирует энергию для Солнца, основан на преобразовании водорода в гелий, который отвечает за уменьшение солнечной массы со скоростью ~ -0,67×10-13 в год.
С другой стороны, вклад солнечного ветра более неопределенен.
Солнечный цикл существенно влияет на скорость потери солнечной массы из-за солнечного ветра.
Оценки массы, уносимой солнечным ветром, показали скорость от −(2–3)×10−14
M
☉
в год, тогда как численное моделирование совместных моделей короны и солнечного ветра дало скорости от −(4,2–6,9)×10− 14
М
☉
в год.