Sonnenmasse - Solar mass

Aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Sonnenmasse
Sonne gegen Planeten en.svg
Die Sonne enthält mehr als 99% der Masse des Sonnensystems. Körper, die leichter als Saturn sind, sind auf dieser Skala nicht sichtbar.
Allgemeine Information
Einheitssystem Astronomie
Einheit von Masse
Symbol M
In SI-Basiseinheiten (1,988 47 ± 0,000 07 ) × 10 30  kg

Die Sonnenmasse ( M ) ist eine Standard - Einheit der Masse in der Astronomie , annähernd gleich2 × 10 30  kg . Es wird oft verwendet, um die Massen anderer Sterne sowie Sternhaufen , Nebel , Galaxien und Schwarze Löcher anzuzeigen . Es ist ungefähr gleich der Masse der Sonne . Dies entspricht ungefähr zwei Nichtmillionen (kurze Skala) oder zwei Billionen ( lange Skala ) Kilogramm:

M =(1,988 47 ± 0,000 07 ) × 10 30  kg

Die Sonnenmasse ist ungefähr 333 000 mal die Masse der Erde ( M ) oder1047 - fache der Masse von Jupiter ( M J ).

Geschichte der Messung

Der Wert der Gravitationskonstante wurde zuerst aus Messungen abgeleitet, die 1798 von Henry Cavendish mit einer Torsionsbilanz durchgeführt wurden . Der Wert, den er erhielt, unterscheidet sich nur um 1% vom modernen Wert, war aber nicht so genau. Die tägliche Parallaxe der Sonne wurde während der Transite der Venus in den Jahren 1761 und 1769 genau gemessen und ergab einen Wert von9 " (9  Bogensekunden , verglichen mit dem Barwert von8,794 148 " ). Aus dem Wert der täglichen Parallaxe kann man den Abstand zur Sonne von der Geometrie der Erde bestimmen.

Die erste bekannte Schätzung der Sonnenmasse erfolgte durch Isaac Newton . In seinem Werk Principia (1687), schätzte er , dass das Verhältnis der Masse der Erde um die Sonne über war 1 / 28700 . Später stellte er fest, dass sein Wert auf einem fehlerhaften Wert für die Sonnenparallaxe beruhte, mit dem er die Entfernung zur Sonne geschätzt hatte. Er korrigierte sein geschätztes Verhältnis zu 1 / 169.282 in der dritten Auflage des Principia . Der aktuelle Wert für die Sonnenparallaxe noch kleiner ist , ein geschätztes Massenverhältnis des Nachgeben 1 / 332.946 .

Als Maßeinheit wurde die Sonnenmasse verwendet, bevor die AU und die Gravitationskonstante genau gemessen wurden. Dies liegt daran, dass die relative Masse eines anderen Planeten im Sonnensystem oder die kombinierte Masse zweier Doppelsterne in Einheiten der Sonnenmasse direkt aus dem Umlaufradius und der Umlaufzeit des Planeten oder der Sterne unter Verwendung des dritten Kepler-Gesetzes berechnet werden kann.

Berechnung

Die Masse der Sonne kann nicht direkt gemessen werden und wird stattdessen aus anderen messbaren Faktoren unter Verwendung der Gleichung für die Umlaufzeit eines kleinen Körpers berechnet, der eine zentrale Masse umkreist. Basierend auf der Länge des Jahres, der Entfernung von der Erde zur Sonne (eine astronomische Einheit oder AU) und der Gravitationskonstante ( G ) wird die Masse der Sonne durch Lösen von Keplers drittem Gesetz angegeben :

Der Wert von G ist schwer zu messen und nur mit begrenzter Genauigkeit bekannt ( siehe Cavendish-Experiment ). Der Wert von G mal der Masse eines Objekts, der als Standard-Gravitationsparameter bezeichnet wird , ist für die Sonne und mehrere Planeten mit einer viel höheren Genauigkeit als G allein bekannt. Infolgedessen wird die Sonnenmasse als Standardmasse im astronomischen Einheitensystem verwendet .

Variation

Die Sonne verliert an Masse aufgrund von Fusionsreaktionen in ihrem Kern, die zur Emission elektromagnetischer Energie und zum Ausstoß von Materie mit dem Sonnenwind führen . Es wird ungefähr ausgestoßen(2–3) × 10 –14  M pro Jahr. Die Massenverlustrate steigt, wenn die Sonne die rote Riesenbühne betritt und aufsteigt(7–9) × 10 −14  M y −1, wenn es die Spitze des roten Riesenastes erreicht . Dies wird auf dem asymptotischen Riesenzweig auf 10 - 6  M y −1 ansteigen , bevor es mit einer Geschwindigkeit von 10 −5 bis 10 −4 M y −1 seinen Höhepunkt erreicht, wenn die Sonne einen planetarischen Nebel erzeugt . Wenn die Sonne zu einem entarteten weißen Zwerg wird , hat sie 46% ihrer Ausgangsmasse verloren.

Die Masse der Sonne hat seit ihrer Entstehung abgenommen. Dies geschieht durch zwei Prozesse in nahezu gleichen Mengen. Erstens wird im Kern der Sonne Wasserstoff durch Kernfusion , insbesondere die p-p-Kette , in Helium umgewandelt , und diese Reaktion wandelt einen Teil der Masse in Form von Gammastrahlenphotonen in Energie um . Der größte Teil dieser Energie strahlt schließlich von der Sonne weg . Zweitens werden hochenergetische Protonen und Elektronen in der Sonnenatmosphäre als Sonnenwind und koronale Massenauswürfe direkt in den Weltraum ausgestoßen .

Die ursprüngliche Masse der Sonne zum Zeitpunkt des Erreichens der Hauptsequenz bleibt ungewiss. Die frühe Sonne hatte viel höhere Massenverlustraten als derzeit und hat im Verlauf ihrer Hauptsequenzlebensdauer möglicherweise 1–7% ihrer Geburtsmasse verloren. Die Sonne gewinnt durch den Einschlag von Asteroiden und Kometen eine sehr geringe Menge an Masse . Da die Sonne jedoch bereits 99,86% der Gesamtmasse des Sonnensystems enthält, können diese Auswirkungen die durch Strahlung und Ausstoß verlorene Masse nicht ausgleichen.

Verwandte Einheiten

Eine Sonnenmasse, M , kann in verwandte Einheiten umgewandelt werden:

In der allgemeinen Relativitätstheorie ist es auch häufig nützlich , die Masse in Längen- oder Zeiteinheiten auszudrücken.

Der von der IAU-Arbeitsgruppe I aufgeführte Sonnenmassenparameter ( G · M ) weist folgende Schätzungen auf:

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

Siehe auch

Verweise