Sluneční hmota

Sluneční hmota

Hmotnost Slunce ( M ) je standardní jednotka hmotnosti v astronomii , která se rovná přibližně2 × 10 30 kg . Často se používá k označení hmotností jiných hvězd , stejně jako hvězdokup , mlhovin , galaxií a černých děr . Přibližně se rovná hmotnosti Slunce . To se rovná asi dvěma nebilionům ( krátké měřítko ) nebo dvěma kvintiliónům ( dlouhé měřítko ) kilogramům:

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

Sluneční hmota je asi333 000 násobek hmotnosti Země ( M Earth ), popř1047násobek hmotnosti Jupiteru ( M J ).

Historie měření

Hodnota gravitační konstanty byla poprvé odvozena z měření, která provedl Henry Cavendish v roce 1798 pomocí torzní rovnováhy . Hodnota, kterou získal, se liší od moderní hodnoty pouze o 1 %, ale nebyla tak přesná. [3] Denní paralaxa Slunce byla přesně změřena během přechodů Venuše v letech 1761 a 1769, Poskytla hodnotu9″ (9 úhlových sekund ve srovnání se současnou hodnotou8 794 148 ″ ). Z hodnoty denní paralaxy lze určit vzdálenost ke Slunci z geometrie Země.

První známý odhad sluneční hmoty byl Isaac Newton . Ve svém díle Principia (1687) odhadl, že poměr hmotnosti Země ke Slunci je asi 1 ⁄ 28700 . Později zjistil, že jeho hodnota byla založena na chybné hodnotě sluneční paralaxy, kterou použil k odhadu vzdálenosti ke Slunci. Opravil svůj odhadovaný poměr na 1 ⁄ 169282 ve třetím vydání Principia . Aktuální hodnota sluneční paralaxy je ještě menší, což dává odhadovaný hmotnostní poměr 1 ⁄ 332946 .

Jako jednotka měření se sluneční hmota začala používat před AU a gravitační konstanta byly přesně změřeny. Je to proto, že relativní hmotnost jiné planety ve Sluneční soustavě nebo kombinovanou hmotnost dvou dvojhvězd lze vypočítat v jednotkách hmotnosti Slunce přímo z poloměru oběhu a oběžné doby planety nebo hvězd pomocí třetího Keplerova zákona.

Výpočet

Hmotnost Slunce nelze změřit přímo a místo toho se vypočítává z jiných měřitelných faktorů pomocí rovnice pro oběžnou dobu malého tělesa obíhajícího kolem centrální hmoty.Na základě délky roku, vzdálenosti Země od Slunce ( astronomická jednotka nebo AU) a gravitační konstanty ( G ) je hmotnost Slunce dána řešením třetího Keplerova zákona :

Hodnota G se obtížně měří a je známa pouze s omezenou přesností ( viz Cavendishův experiment ). Hodnota G krát hmotnost objektu, nazývaná standardní gravitační parametr , je známá pro Slunce a několik planet s mnohem vyšší přesností než samotná G. V důsledku toho se hmotnost Slunce používá jako standardní hmotnost v astronomické soustavě jednotek .

Variace

Slunce ztrácí hmotu kvůli fúzním reakcím probíhajícím v jeho jádru, což vede k emisi elektromagnetické energie a vyvržení hmoty slunečním větrem . Je vyhánění o(2-3) × 10 −14 M ☉ za rok. [13] Míra ztráty hmoty se zvýší, když Slunce vstoupí do stádia rudého obra a vyšplhá se do něj(7-9) × 10 −14 M ☉ y −1 , když dosáhne špičky větve červeného obra . To se zvýší na 10−6 M ☉ y −1 na asymptotické obří větvi , než vyvrcholí rychlostí 10 −5 až 10 −4 M ☉ y −1 , když Slunce generuje planetární mlhovinu . V době, kdy se Slunce stane degenerovaným bílým trpaslíkem , ztratí 46 % své výchozí hmoty.

Hmotnost Slunce od doby jeho vzniku klesá. K tomu dochází prostřednictvím dvou procesů v téměř stejném množství. Za prvé, v jádru Slunce se vodík přemění na helium prostřednictvím jaderné fúze , zejména řetězce p-p , a tato reakce přemění část hmoty na energii ve formě fotonů gama záření . Většina této energie nakonec vyzařuje pryč ze Slunce. Za druhé, vysokoenergetické protony a elektrony v atmosféře Slunce jsou vyvrženy přímo do vesmíru jako sluneční vítr a výrony koronální hmoty .

Původní hmotnost Slunce v době, kdy dosáhlo hlavní posloupnosti, zůstává nejistá. Rané Slunce mělo mnohem vyšší rychlost úbytku hmoty než v současnosti a v průběhu své hlavní sekvence mohlo ztratit kdekoli od 1-7 % své natální hmoty. Slunce získává velmi malé množství hmoty dopadem asteroidů a komet . Jelikož však Slunce již obsahuje 99,86 % celkové hmoty Sluneční soustavy, tyto dopady nemohou kompenzovat hmotu ztracenou radiací a vyvržením.

Související jednotky

Jednu hmotnost Slunce, M , lze převést na související jednotky:

• 27 068 510 M L ( měsíční hmotnost )
• 332 946 M Země ( hmotnost Země )
• 1 047,35 M J ( hmotnost Jupiteru )
• 1 988,55 yotta tun

V obecné teorii relativity je také často užitečné vyjadřovat hmotnost v jednotkách délky nebo času.

• M ☉ G / c 2 ≈ 1,48 km (polovina Schwarzschildova poloměru Slunce)
• M ☉ G / c 3 ≈ 4,93 μs

Parametr sluneční hmotnosti ( G · M ☉ ), jak jej uvádí pracovní skupina IAU divize I, má následující odhady:

• 1,327 124 420 99 (10) × 10 20 m 3 s −2 ( kompatibilní s TCG )
• 1,327 124 400 41 (10) × 10 20 m 3 s −2 ( kompatibilní s TDB )