Слънчева маса

Големина и маса на много големи звезди, от дясно наляво: VY Canis Majoris (17 ± 8 M_☉), Rho Cassiopeiae (14 – 30 M_☉), Бетелгайзе (11,6 ± 5,0 M_☉) и синята Pistol Star (27,5 M_☉). Концентричните овали показват размера на орбитите на Нептун (синьо), Юпитер (червено) и Земя (сиво). Правилно мащабирано, Слънцето (1 M_☉) изглежда като миниатюрна точка в центъра на овалите (натиснете на изображението за по-висока резолюция, за да видите Земята, орбитираща около Слънцето).

Слънчева маса (M_☉) е стандартна мерна единица за маса в астрономията, равна на приблизително 1.99 × 10³⁰ килограма. Използва се за изразяване на масите на други звезди, а също и звездни купове, мъглявини, галактики и други. Равна е на масата на Слънцето, или около два нонилиона килограма:

M_☉ = (1.98855 ± 0.00025)×10³⁰ kg^[1][2]

Горната маса е около 332 946 пъти по-голяма от тази на Земята (M_⊕) или 1048 пъти по-голяма от тази на Юпитер (M_J).

Тъй като Земята следва елиптична орбита около Слънцето, неговата маса може да бъде изчислена от уравнението за орбитален период на малко тяло, обикалящо около централна маса.^[3] Според продължителността на годината, разстоянието от Земята до Слънцето (AU) и гравитационната константа (G), масата на Слънцето е:

${\displaystyle M_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1\,\mathrm {AU} )^{3}}{G\times (1\,\mathrm {yr} )^{2}}}}$

Стойността на гравитационната константа е изведена за пръв път от измервания, направени от Хенри Кавендиш през 1798 г. Величината, която той определя се различава едва с 1% от съвременна стойност.^[4] Дневният паралакс на Слънцето е точно измерено по време на преминаванията на Венера през 1761 г. и 1769 г.,^[5] давайки резултат от 9″ (9 арксекунди, в сравнение с днешната стойност от 8,794148″). От стойността на дневния паралакс може да се определи разстоянието до Слънцето чрез геометрията на Земята.^[6]

Първият човек, направил оценка на масата на Слънцето е Исак Нютон. В неговия труд Математически начала на натурфилософията (1687), той преценява, че съотношението на масата на Земята към масата на Слънцето е около 1/28 700. По-късно той определя, че неговата стойност се основава на грешна стойност за слънчевия паралакс, който използва, за да прецени разстоянието до Слънцето. Той поправя оценката на съотношението на 1/169 282 в третото издание на книгата. Настоящата стойност за слънчевия паралакс е по-малка и дава оценка за съотношението на масите от 1/332 946.^[7]

Като единица за измерване, слънчевата маса влиза в употреба преди астрономическата единица (AU) и гравитационната константа да бъдат прецизно измерени. Това е така, защото относителната маса на друга планета в Слънчевата система или комбинираната маса на две двойни звезди може да бъде изчислена в слънчеви маси директно от орбиталния радиус и орбиталния период на планетата или звездите, използвайки третия закон на Кеплер, при условие че орбиталният радиус е измерен в астрономически единици, а орбиталният период е измерен в години.

Масата на Слънцето намалява откакто то е било образувано. Това се случва чрез два процеса и в почти равни количества. Първо, в ядрото на Слънцето водород се превръща в хелий чрез термоядрена реакция, а тази реакция преобразува част от масата в енергия под формата на фотони гама-радиация. Повечето от тази енергия накрая бива излъчвана от Слънцето. Второ, високоенергийни протони и електрони в атмосферата на Слънцето се изхвърлят директно в космоса под формата на слънчев вятър.

Първоначалната маса на Слънцето, когато то е достигнало главна последователност, все още е под съмнение. Младото Слънце е имало много по-бърз темп на загуби на маса, отколкото сега, и може би е загубило 1 – 7% от първоначалната си маса по време на живота си през главна последователност.^[8] Слънето трупа много малко количество маса чрез сблъсъци с астероиди и комети. Все пак, тъй като Слънцето съдържа 99,86% от масата на Слънчевата система, тези удари не могат да компенсиран загубите в маса от радиация и изхвърляне.

Сродни мерни единици

Една слънчева маса, M_☉, може да бъде преобразувана в някоя от сродните мерни единици:

• 27 068 510 M_L (лунна маса)
• 332 946 M_⊕ (земна маса)
• 1047,56 M_J (юпитерова маса)
• 1988,55 йотатона

Също така често в общата относителност е удобно масата да се изразява в мерни единици за дължина или време.

• M_☉ G / c² ≈ 1.48 km (половината гравитационен радиус на Слънцето)
• M_☉ G / c³ ≈ 4.93 μs

Източници

1. 2014 Astronomical Constants // Архивиран от оригинала на 2013-11-10. Посетен на 2017-09-06.
2. NIST CODATA
3. Harwit, Martin (1998), Astrophysical concepts, Astronomy and astrophysics library (3rd ed.), Springer, с. 72, 75, ISBN 0-387-94943-7
4. Holton, Gerald James. Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond. 3rd. Rutgers University Press, 2001. ISBN 0-8135-2908-5. с. 137.
5. Pecker, Jean Claude. Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology. Springer, 2001. ISBN 3-540-63198-4. с. 291 – 291.
6. Barbieri, Cesare. Fundamentals of astronomy. CRC Press, 2007. ISBN 0-7503-0886-9. с. 132 – 140.
7. Leverington, David. Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy. Cambridge University Press, 2003. ISBN 0-521-80840-5. с. 126.
8. I.-J. Sackmann; A. I. Boothroyd (2003). „Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars“. The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024 – 1039. Bibcode:2003ApJ...583.1024S. arXiv:astro-ph/0210128 Freely accessible. doi:10.1086/345408.