La masa solar ( M☉ ) es una unidad estándar de masa en astronomía , igual a aproximadamente2 × 10 30 kg . Es aproximadamente igual a la masa del Sol . Se utiliza a menudo para indicar las masas de otras estrellas , así como de cúmulos estelares , nebulosas , galaxias y agujeros negros . Más precisamente, la masa del Sol es
La masa solar es de 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 derivó por primera vez de las mediciones realizadas por Henry Cavendish en 1798 con una balanza de torsión . [2] El valor que obtuvo difiere solo en un 1% del valor moderno, pero no era tan preciso. [3] La 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 , comparado con el valor actual de8.794 148 ″ ). A partir del valor de la paralaje diurna, 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 de aproximadamente 1 ⁄28 700 . Más tarde determinó que su valor se basaba en un valor erróneo de la paralaje solar, que había utilizado para estimar la distancia al Sol. Corrigió su relación estimada a 1 ⁄169 282 en la tercera edición de losPrincipia. El valor actual de la paralaje solar es aún menor, lo que arroja una relación de masas estimada de 1 ⁄332 946 .[8]
Como unidad de medida, la masa solar se empezó a utilizar antes de que se midieran con precisión la UA 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 a partir del radio y el período orbitales del planeta o las estrellas utilizando la tercera ley de Kepler.
La masa del Sol no se puede medir directamente, y en su lugar 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] Basándose en la duración del año, la distancia de la Tierra al Sol (una unidad astronómica o UA) y la constante gravitacional ( G ), la masa del Sol se da resolviendo la tercera ley de Kepler : [10] [11]
El valor de G es difícil de medir y solo se conoce con una precisión limitada ( véase 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. [12] Como resultado, la masa solar se utiliza como masa estándar en el sistema astronómico de unidades .
El Sol está perdiendo masa debido a las reacciones de fusión que ocurren dentro de su núcleo, lo que provoca la emisión de energía electromagnética , neutrinos y por la expulsión de materia con el viento solar . Está expulsando alrededor de(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 alcance la punta de la rama de las gigantes rojas . Esta cifra aumentará a 10−6 M ☉ /año en la rama gigante asintótica , antes de alcanzar un máximo a una tasa de 10 −5 a 10 −4 M ☉ /año a medida que 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 que se formó. Esto ocurre a través de dos procesos en cantidades casi iguales. En primer lugar, 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 parte de la masa en energía en forma de fotones de rayos gamma . La mayor parte de esta energía acaba radiándose fuera del 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 tuvo tasas de pérdida de masa mucho mayores que las actuales, y puede haber perdido entre el 1 y el 7 % de su masa natal a lo largo de su vida en la secuencia principal. [17]
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 en el Sol depende de la conversión de hidrógeno en helio, que es responsable de una reducción de la masa solar a una tasa de ~ −0,67 × 10
−13
por año. Por otra parte, la contribución del viento 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 de entre − (2–3) × 10
−14
M
☉
por año, mientras que las simulaciones numéricas de modelos acoplados de corona y viento solar proporcionaron tasas de entre − (4,2–6,9) × 10
−14
M
☉
por año.
