Masa solar

La masa solar ( M _☉ ) es una unidad estándar de masa en astronomía , igual a aproximadamente2 × 10 ³⁰  kg . A menudo se utiliza para indicar las masas de otras estrellas , así como cúmulos estelares , nebulosas , galaxias y agujeros negros . Es aproximadamente igual a la masa del Sol . Esto equivale a aproximadamente dos no billones (escala corta) o dos quintillones ( escala larga ) de kilogramos:

Masa solar
El Sol contiene más del 99% de la masa del Sistema Solar. Los cuerpos más claros que Saturno no son visibles a esta escala.
Información general
Unidad de sistema	astronomía
Unidad de	masa
Símbolo	M ☉
En unidades base SI	(1.988 47 ± 0.000 07 ) × 10 30  kg [1] [2]

M _☉ =(1.988 47 ± 0.000 07 ) × 10 ³⁰  kg

La masa solar es de aproximadamente 333 000 veces la masa de la Tierra ( M _⊕ ), o1047 veces la masa de Júpiter ( M _J ).

Historia de la medición

El valor de la constante gravitacional se derivó por primera vez de las mediciones que realizó Henry Cavendish en 1798 con un balance de torsión . ^[3] El valor que obtuvo difiere solo en un 1% del valor moderno, pero no fue tan preciso. ^[4] La paralaje diurna del Sol se midió con precisión durante los tránsitos de Venus en 1761 y 1769, ^[5] arrojando un valor de9 ″ (9 segundos de  arco , en comparación con el valor actual de8.794 148 ″ ). A partir del valor del paralaje diurno, se puede determinar la distancia al Sol desde la geometría de la Tierra. ^{[6] [7]}

La primera estimación conocida de la masa solar fue Isaac Newton . ^[8] En su trabajo Principia (1687), estimó que la relación entre la masa de la Tierra y el Sol era de aproximadamente 1 ⁄ 28700 . Más tarde, determinó que su valor se basaba en un valor defectuoso del paralaje solar, que había utilizado para estimar la distancia al Sol. Corrigió su proporción estimada a 1 ⁄ 169282 en la tercera edición de los Principia . El valor actual del paralaje solar es aún menor, lo que arroja una relación de masa estimada de 1 ⁄ 332946 . ^[9]

Como unidad de medida, la masa solar entró en uso antes de que se midieran con precisión la AU y la constante gravitacional. Esto se debe a que la masa relativa de otro planeta del Sistema Solar o la masa combinada de dos estrellas binarias se puede calcular en unidades de masa solar directamente desde el radio orbital y el período orbital del planeta o las estrellas utilizando la tercera ley de Kepler.

Cálculo

La masa del Sol no se puede medir directamente, sino que se calcula a partir de otros factores medibles, utilizando la ecuación para el período orbital de un cuerpo pequeño que orbita una masa central. ^[10] Según la duración del año, la distancia de la Tierra al Sol (una unidad astronómica o AU) y la constante gravitacional ( G ), la masa del Sol se obtiene resolviendo la tercera ley de Kepler : ^{[11] [12]}

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

El valor de G es difícil de medir y solo se conoce con precisión limitada ( ver el experimento de Cavendish ). El valor de G multiplicado por la masa de un objeto, llamado parámetro gravitacional estándar , se conoce para el Sol y varios planetas con una precisión mucho mayor que G solo. ^[13] Como resultado, la masa solar se utiliza como masa estándar en el sistema astronómico de unidades .

Variación

El Sol está perdiendo masa debido a las reacciones de fusión que ocurren dentro de su núcleo, lo que lleva a la emisión de energía electromagnética y a la expulsión de materia con el viento solar . Es expulsar sobre(2-3) × 10 ⁻¹⁴  M _☉ por año. ^[14] La tasa de pérdida de masa aumentará cuando el Sol entre en la etapa de gigante roja , subiendo a(7-9) × 10 ⁻¹⁴  M _☉ y ⁻¹ cuando alcanza la punta de la rama de la gigante roja . Esto se elevará a 10 ^{- 6}  M _☉ y ⁻¹ en la rama asintótica gigante , antes de alcanzar un máximo a una tasa de 10 ⁻⁵ a 10 ⁻⁴ M _☉ y ⁻¹ cuando el Sol genere una nebulosa planetaria . Para cuando el Sol se convierta en una enana blanca degenerada , habrá perdido el 46% de su masa inicial. ^[15]

La masa del Sol ha ido disminuyendo desde el momento en que se formó. Esto ocurre a través de dos procesos en cantidades casi iguales. Primero, en el núcleo del Sol , el hidrógeno se convierte en helio a través de la fusión nuclear , en particular la cadena p – p , y esta reacción convierte algo de masa en energía en forma de fotones de rayos gamma. La mayor parte de esta energía eventualmente se irradia lejos del sol. En segundo lugar, los protones y electrones de alta energía en la atmósfera del Sol se expulsan directamente al espacio exterior como el viento solar y las eyecciones de masa coronal . ^{[ cita requerida ]}

La masa original del Sol en el momento en que alcanzó la secuencia principal sigue siendo incierta. ^[16] El Sol primitivo tenía tasas de pérdida de masa mucho más altas que en la actualidad, y puede haber perdido entre el 1 y el 7% de su masa natal en el transcurso de su vida de secuencia principal. ^[17] El Sol gana una cantidad muy pequeña de masa a través del impacto de asteroides y cometas . Sin embargo, como el Sol ya contiene el 99,86% de la masa total del Sistema Solar, estos impactos no pueden compensar la masa perdida por radiación y eyección. ^{[ cita requerida ]}

Unidades relacionadas

Una masa solar, M _☉ , se puede convertir en unidades relacionadas: ^[18]

• 27 068 510 M _L ( Masa lunar )
• 332 946 M _⊕ ( masa de la Tierra )
• 1 047 0,35 M _J ( masa Jupiter )
• 1 988 0,55 yotta toneladas

También es frecuentemente útil en relatividad general expresar la masa en unidades de longitud o tiempo.

• M _☉ G / c ² ≈ 1,48 km (la mitad del radio de Schwarzschild del Sol)
• M _☉ G / c ³ ≈ 4,93 μs

El parámetro de masa solar ( G · M _☉ ), según lo enumerado por el Grupo de Trabajo de la División I de la IAU, tiene las siguientes estimaciones: ^[19]

• 1.327 124 420 99 (10) × 10 ²⁰  m ³ s ^-2 ( TCG compatible)
• 1,327 124 400 41 (10) × 10 ²⁰  m ³ s ⁻² ( compatible con TDB )

Ver también

• Límite de Chandrasekhar
• Constante gravitacional gaussiana
• Órdenes de magnitud (masa)
• Masa estelar
• sol

Referencias

1. "Constantes astronómicas" (PDF) . El almanaque astronómico . 2014. p. 2 . Consultado el 10 de abril de 2019 .
2. "Constante newtoniana de gravitación" . Laboratorio de Medidas Físicas . Consultado el 10 de abril de 2019 .
3. Clarion, Geoffrey R. "Constante gravitacional universal" (PDF) . Física de la Universidad de Tennessee . PASCO. pag. 13 . Consultado el 11 de abril de 2019 .
4. Holton, Gerald James; Pincel, Stephen G. (2001). La física, la aventura humana: de Copérnico a Einstein y más allá (3ª ed.). Prensa de la Universidad de Rutgers . pag. 137. ISBN 978-0-8135-2908-0.
5. Pecker, Jean Claude; Kaufman, Susan (2001). Comprendiendo los cielos: treinta siglos de ideas astronómicas desde el pensamiento antiguo hasta la cosmología moderna . Saltador. pag. 291. bibcode : 2001uhtc.book ..... P . ISBN 978-3-540-63198-9.
6. Barbieri, Cesare (2007). Fundamentos de astronomía . Prensa CRC . págs. 132–140. ISBN 978-0-7503-0886-1.
7. "¿Cómo miden o calculan los científicos el peso de un planeta?" . Scientific American . Consultado el 1 de septiembre de 2020 .
8. Cohen, I. Bernard (mayo de 1998). "Determinación de Newton de las masas y densidades del Sol, Júpiter, Saturno y la Tierra". Archivo de Historia de las Ciencias Exactas . 53 (1): 83–95. Código Bibliográfico : 1998AHES ... 53 ... 83C . doi : 10.1007 / s004070050022 . JSTOR  41134054 . S2CID  122869257 .
9. Leverington, David (2003). De Babilonia a la Voyager y más allá: una historia de la astronomía planetaria . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 126. ISBN 978-0-521-80840-8.
10. "Encontrar la masa del sol" . imagine.gsfc.nasa.gov . Consultado el 6 de septiembre de 2020 .
11. Diciembre de 2018, Marcus Woo 06. "¿Qué es la masa solar?" . Space.com . Consultado el 6 de septiembre de 2020 .
12. "Tercera ley de Kepler | Imágenes del universo" . astro.physics.uiowa.edu . Consultado el 6 de septiembre de 2020 .
13. "Valor CODATA: constante newtoniana de gravitación" . physics.nist.gov . Consultado el 6 de septiembre de 2020 .
14. Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (1995), Introducción a la astrofísica moderna (2ª ed. Revisada), Benjamin Cummings, p. 409, ISBN 0201547309.
15. Schröder, K.-P .; Connon Smith, Robert (2008), "El futuro distante del Sol y la Tierra revisitados", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 386 (1): 155-163, arXiv : 0801.4031 , Bibcode : 2008MNRAS.386..155S , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x , S2CID  10073988
16. "Conferencia 40: El sol de antaño y futuro" . www.astronomy.ohio-state.edu . Consultado el 1 de septiembre de 2020 .
17. Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I. (febrero de 2003), "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Heliosismology and Warm Temperature on Ancient Earth and Mars", The Astrophysical Journal , 583 (2): 1024-1039, arXiv : astro- ph / 0210128 , Bibcode : 2003ApJ ... 583.1024S , doi : 10.1086 / 345408 , S2CID  118904050
18. "Hoja de datos planetarios" . nssdc.gsfc.nasa.gov . Consultado el 1 de septiembre de 2020 .
19. "Constantes astronómicas: mejores estimaciones actuales (CBE)" . Estándares numéricos para astronomía fundamental . Grupo de trabajo de la División I de la IAU. 2012 . Consultado el 4 de mayo de 2021 .