La masa solar ( M ☉ ) es una unidad de masa estándar en astronomía , igual a aproximadamente2 × 1030kg . _ _ Es aproximadamente igual a la masa del Sol . A menudo se utiliza para indicar las masas de otras estrellas , así como cúmulos estelares , nebulosas , galaxias y agujeros negros . Esto equivale a aproximadamente dos nomillones ( escala corta ), dos quintillones ( escala larga ) de kilogramos, 2000 quettagramos o 2 quettakilogramos:
La masa solar es aproximadamente333.000 veces la masa de la Tierra ( M E ), o1047 veces la masa de Júpiter ( M J ).
El valor de la constante gravitacional se dedujo por primera vez de mediciones realizadas por Henry Cavendish en 1798 con una balanza de torsión . [2] El valor que obtuvo difiere sólo en un 1% del valor moderno, pero no era tan preciso. [3] El paralaje diurno del Sol se midió con precisión durante los tránsitos de Venus en 1761 y 1769, [4] arrojando un valor de9″ (9 segundos de arco , en comparación con el valor actual de8.794148 ″ ) . A partir del valor del paralaje diurno, se puede determinar la distancia al Sol a partir de la geometría de la Tierra. [5] [6]
La primera estimación conocida de la masa solar fue realizada por Isaac Newton . [7] En su obra Principia (1687), estimó que la relación entre la masa de la Tierra y la del Sol era aproximadamente 1 ⁄28 700 . Más tarde determinó que su valor se basaba en un valor incorrecto del paralaje solar, que había utilizado para estimar la distancia al Sol. Corrigió su proporción estimada a 1 ⁄169 282 en la tercera edición de losPrincipia. El valor actual del paralaje solar es aún menor, lo que arroja una relación de masa estimada de 1 ⁄332 946 . [8]
La masa solar se empezó a utilizar como unidad de medida antes de que se midieran con precisión la UA y la constante gravitacional. Esto se debe a que la masa relativa de otro planeta en el Sistema Solar o la masa combinada de dos estrellas binarias se puede calcular en unidades de masa solar directamente a partir del radio orbital y el período orbital del planeta o las estrellas utilizando la tercera ley de Kepler.
La masa del Sol no se puede medir directamente, sino que se calcula a partir de otros factores mensurables, utilizando la ecuación para el período orbital de un cuerpo pequeño que orbita una masa central. [9] 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 viene dada resolviendo la tercera ley de Kepler : [10] [11]
El valor de G es difícil de medir y sólo se conoce con precisión limitada ( ver 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. [12] Como resultado, la masa solar se utiliza como masa estándar en el sistema astronómico de unidades .
El Sol está perdiendo masa debido a reacciones de fusión que ocurren dentro de su núcleo, lo que lleva a la emisión de energía electromagnética , neutrinos y por la eyección de materia con el viento solar . esta expulsando sobre(2–3) × 10 −14 M ☉ /año. [13] La tasa de pérdida de masa aumentará cuando el Sol entre en la etapa de gigante roja , subiendo a(7–9) × 10 −14 M ☉ /año cuando llega a la punta de la rama de la gigante roja . Esto aumentará a 10−6 M ☉ /año en la rama gigante asintótica , antes de alcanzar un máximo a una velocidad de 10 −5 a 10 −4 M ☉ /año cuando el Sol genera una nebulosa planetaria . Para cuando el Sol se convierta en una enana blanca degenerada , habrá perdido el 46% de su masa inicial. [14]
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 mediante fusión nuclear , en particular la cadena p-p , y esta reacción convierte parte de la masa en energía en forma de fotones de rayos gamma . La mayor parte de esta energía eventualmente se irradia desde el Sol. En segundo lugar, los protones y electrones de alta energía de la atmósfera del Sol son expulsados directamente al espacio exterior en forma de viento solar y eyecciones de masa coronal . [15]
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 en la secuencia principal. [17] El Sol gana una cantidad muy pequeña de masa debido al 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 necesaria ]
Una masa solar, M ☉ , se puede convertir a unidades relacionadas: [18]
También suele ser útil en relatividad general expresar la masa en unidades de longitud o tiempo.
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]
El ciclo de fusión que genera energía hacia el Sol se basa en la conversión de hidrógeno en helio, que es responsable de una reducción de la masa solar con una tasa de ~ −0,67 × 10 −13 por año.
Por otro lado, la contribución de la eólica solar es más incierta.
El ciclo solar influye significativamente en la tasa de pérdida de masa solar debido al viento solar.
Las estimaciones de la masa arrastrada por el viento solar mostraron tasas entre −(2–3)×10−14
M
☉
por año, mientras que las simulaciones numéricas de modelos acoplados de corona y viento solar proporcionaron tasas entre −(4,2–6,9)×10− 14
M
☉
al año.
