Масса Солнца ( M _☉ ) — стандартная единица массы в астрономии , приблизительно равная 2 × 10 30 кг . Он часто используется для обозначения массы других звезд , а также звездных скоплений , туманностей , галактик и черных дыр . Это примерно равно массе Солнца . Это равно примерно двум нониллионам (короткая шкала) или двум квинтиллионам ( длинная шкала ) килограмм:

M _☉ = (1,988 47 ± 0,000 07 ) × 10 30 кг

Солнечная масса около 333 000 раз больше массы Земли ( M _⊕ ), или 1047 раз больше массы Юпитера ( M _J ).

СОДЕРЖАНИЕ

История измерений

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 транзитов Венеры в 1761 и 1769, что дает значение 9 ″ (9 угловых секунд по сравнению с текущим значением 8,794 148 ″ ). По величине суточного параллакса можно определить расстояние до Солнца, исходя из геометрии Земли.

Первая известная оценка солнечной массы была сделана Исааком Ньютоном . В своей работе « Начала» (1687) он подсчитал, что отношение массы Земли к Солнцу составляет около 1 ⁄ 28700 . Позже он определил, что его значение было основано на неверном значении солнечного параллакса, которое он использовал для оценки расстояния до Солнца. Он исправил свое оценочное отношение к 1 / 169282 в третьем издании Principia . Текущее значение солнечного параллакса меньше , тем не менее, с получением , по оценкам , массовое соотношение 1 / 332946 .

В качестве единицы измерения масса Солнца вошла в употребление до того, как были точно измерены а.е. 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.

Расчет

Масса Солнца не может быть измерена напрямую, и вместо этого рассчитывается из других измеримых факторов, используя уравнение для периода обращения небольшого тела, вращающегося вокруг центральной массы. В зависимости от длины года, расстояния от Земли до Солнца ( астрономическая единица или а.е.) и гравитационной постоянной ( G ) масса Солнца определяется путем решения третьего закона Кеплера :

M ⊙ знак равно 4 π 2 × ( 1 А U ) 3 грамм × ( 1 у р ) 2 <\ Displaystyle M _ <\ odot>= <\ frac <4 \ pi ^ <2>\ times (1 \, \ mathrm ) ^ <3>> ) ) ^ <2>>>>

Значение G трудно измерить, и оно известно 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 как стандартная масса в астрономической системе единиц .

Вариация

Солнце теряет массу из-за реакций синтеза, происходящих в его ядре, ведущих к излучению электромагнитной энергии , а также из-за выброса вещества с солнечным ветром . Это изгнание о (2-3) × 10 -14 M _☉ в год. Скорость потери массы увеличится, когда Солнце войдет в стадию красного гиганта , поднявшись на (7–9) × 10 −14 M _☉ y −1, когда он достигает вершины ветви красных гигантов . Это будет расти до 10 — 6 М _☉ у -1 на асимптотической ветви гигантов до пика со скоростью 10 -5 до 10 -4 М _☉ у -1 , как Солнце генерирует планетарную туманность . К тому времени, когда Солнце станет вырожденным белым карликом , оно потеряет 46% своей начальной массы.

Масса Солнца уменьшалась с момента его образования. Это происходит с помощью двух процессов в почти равных количествах. Во-первых, в ядре Солнца водород превращается в гелий посредством ядерного синтеза , в частности p – p-цепи , и эта реакция преобразует некоторую массу в энергию в виде гамма- квантов. 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 выбросов солнечного ветра и корональной массы .

Первоначальная масса Солнца в то время, когда оно достигло главной последовательности, 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% общей массы Солнечной системы, эти удары не могут компенсировать потерю массы из-за излучения и выброса.

Связанные единицы

Одна солнечная масса, M _☉ , может быть преобразована в соответствующие единицы:

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:

• 1,327 124 420 99 (10) × 10 20 м 3 с −2 ( совместимость с TCG )
• 1,327 124 400 41 (10) × 10 20 м 3 с −2 ( TDB- совместимый)

Источник

Масса Солнца

Солнце

Ввиду значительной удалённости от планеты Земля Солнце воспринимается человеком как тело, имеющее небольшой размер. По земным оценкам и меркам кажется, что видимый поперечник составляет 50-70 см. Если бы человек имел возможность «приземления» на Плутон, размеры светила показались бы ему другими. Итак, какова масса Солнца на самом деле – ответ на этот вопрос будет рассмотрен в статье.

О действительных размерах

Солнце – значительный по размерным показателям космический объект, который однозначно превосходит Землю в 1,3 млн раз! Значение поперечника светила нашей системы в 109 раз выше, нежели идентичный параметр у Земли, и составляет оно 1,4 млн км.

Чтобы масса Солнца была представлена более наглядно, стоит рассмотреть её в сравнительной картине. В 1 ведро можно вместить 130 тыс. пшеничных зёрен. Если в кучу будет высыпано 10 вёдер, а в сторону – положено одно маленькое зёрнышко, соотношение между этими частями будет иметь соответствие пропорциям, наблюдаемым между нашей звездой и Землёй.

Но масса Солнца с весом Земли имеет несколько другое соотношение: среднее значение плотности небесного светила вчетверо меньше, чем нашей планеты, этот показатель равняется 1,4 величины плотности воды. В свою очередь, масса Солнца превышает идентичный параметр Земли в 300 000 раз. В отношении всех планет Солнечной системы и их спутников это значение больше в 750 раз.

Весовой параметр Земли составляет, если представить точные данные, 5 958 000 000 000 000 000 000 тонн. Если выразить подобным образом вес Солнца, будет получено число, в составе которого – одна двойка и 27 нулей.

Земля и Солнце (фотомонтаж с сохранением соотношения размеров)

Известные научные сведения

Солнечная масса, или, говоря другими словами, масса Солнца, представляет собой единицу измерения массы, имеющую внесистемный тип. Она используется в астрономической науке в целях выражения звёздных весов, а также определения значений в отношении прочих астрономических объектов, к примеру, галактик, солнечных систем. Обозначение, используемое в обиходе учёных и рядовых обывателей – M. В астрономической науке его принято записывать следующим образом: M = 1,98847 * 10^30 кг.

Первый множитель не имеет максимально точного определения, поэтому может обозначаться как «плюс» или «минус» 0,00007 единиц. Массовое значение нашего естественного небесного светила, как известно, выше идентичного показателя Земли в 332 946 раз. А по точным подсчетам учёных 99,86% всей массы, относящейся к Солнечной системе, содержится именно в нашей звезде. Суммарная доля всех остальных планет имеет значение 0,0013M, причём максимальная часть приходится на Юпитер, который Солнце превышает по весу лишь в 1047,56 раз.

Физические характеристики Солнца

Формула определения

Львиная доля отдельных звёзд, присутствующих во Вселенной, имеют массовое значение от 0,08 до 50 единиц, а весовой показатель чёрных дыр и целых галактических пространств может достигать миллионов и миллиардов масс нашего главного яркого объекта. Масса Солнца, согласно формулам, разработанным в астрономической науке, может быть определена на основании формулы, которая следует из третьего закона Кеплера.

Формула расчёты солнечной массы

M = (4 * ПИ^2 * a^3) / (G * T^2),
где a – длина, которой обладает большая полуось орбитальной части планеты;
G есть величина гравитации Ньютона, которая является постоянной;
Значение T представляет собой сидерический период, в течение которого планета делает оборот вокруг нашей звезды, для Земли это значение равняется году.

Таким образом, рассматриваемый показатель играет в астрономической науке важную роль и продолжает исследоваться и изучаться.

Источник

Масса Солнца

Очень часто ученики не могут понять, как определили массы планет и Солнца. При этом они соглашаются с тем, что расстояния до того или иного объекта можно измерить, можно измерить и линейные размеры, но вычислить массу космических тел считают невозможным. «Их, что на весах взвешивали, что ли?» — такой вопрос приходится очень часто слышать. Так как же, происходит «взвешивание» космических объектов? Оказывается, не так уж и сложно. Ученик средней школы может сам найти массу того же Солнца.

Вот ка это делается.

Известно, что Земля вращается вокруг Солнца по орбите с радиусом около 150 млн. км. период обращения составляет 1 год, или 365 суток = 365х24х3600 секунд, что примерно составляет: 31,5 млн. секунд.

Земля на орбите удерживается благодаря гравитационным силам по закону тяготения:

Так как Земля движется по окружности, следовательно, с центростремительным ускорением. Если наша планета движется с ускорением, значит, на нее действует сила по II закону Ньютона.

Это та самая сила, с которой Солнце и наша планета взаимодействуют, т.е. сила гравитации о котрой говорилось выше. Если это одна и та же сила, то мы можем приравнять правые части уравнений:

Делим обе части на массу земли

Отсюда можно выразить массу Солнца:

Найдем теперь центростремительное ускорение , где скорость определяется как равномерная. Напомню, что при равномерном движении по окружности, скорость изменяет только свое направление.

или для движения по окружности

Теперь можно вычислить скорость, а затем ускорение и уже после сможем найти массу Солнца, но мы подставим последние 3 формулы в выражения для определения массы сОлнца и получим:

Произведем подстановку и вычисления, учитывая, что R =150 млн. км В СИ составляет 1,5 • 10 11 м, находим, что масса Солнца составляет примерно 2•10 30 кг.

Вот таким образом, имея только школьные знания в области физики и математики, можно найти массу Солнца.

Источник