Masa solar

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Unidad estándar de masa en astronomía

La masa solar (M_☉) es una unidad estándar de masa en astronomía, equivalente aproximadamente a 2×10³⁰ kg. A menudo se usa 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 nonillones (escala corta), dos quintillones (escala larga) kilogramos o 2000 quettagramos:

M ☉ = (1.988 47 \pm 0,000 07) \times 1030 kg

La masa solar es aproximadamente 333000 veces la masa de la Tierra (M_Tierra), o 1047 veces la masa de Júpiter (M_J).

Historial de medición

El valor de la constante gravitatoria se derivó por primera vez de las mediciones que realizó Henry Cavendish en 1798 con una balanza de torsión. El valor que obtuvo difiere en solo un 1% del valor moderno, pero no fue tan preciso. La paralaje diurna del Sol se midió con precisión durante los tránsitos de Venus en 1761 y 1769, arrojando un valor de 9″ (9 segundos de arco, en comparación con el valor actual de 8,794148″). A partir del valor de la paralaje diurna, se puede determinar la distancia al Sol a partir de la geometría de la Tierra.

La primera estimación conocida de la masa solar fue realizada por Isaac Newton. En su obra Principia (1687), estimó que la relación entre la masa de la Tierra y la del Sol era aproximadamente 1⁄28700. 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 proporción estimada a 1⁄169282 en el tercera edición de los Principia. El valor actual de la paralaje solar es aún menor, lo que arroja una relación de masa estimada de 1⁄332946.

Como unidad de medida, la masa solar entró en uso 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..

Cálculo

La masa del Sol no se puede medir directamente y, en cambio, se calcula a partir de otros factores medibles, utilizando la ecuación del período orbital de un cuerpo pequeño que orbita alrededor de una masa central. Según la duración del año, la distancia de la Tierra al Sol (una unidad astronómica o UA) y la constante gravitatoria ( $G$ ), la masa del Sol viene dada resolviendo la tercera ley de Kepler:

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

El valor de G es difícil de medir y solo se conoce con una precisión limitada (ver el experimento de Cavendish). El valor de G multiplicado por la masa de un objeto, denominado parámetro gravitacional estándar, se conoce para el Sol y varios planetas con una precisión mucho mayor que G solo. 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, neutrinos y por la eyección de materia con el viento solar. Está expulsando sobre (2–3)×10⁻¹⁴ M_☉/año. La tasa de pérdida de masa aumentará cuando el Sol entre en la etapa de gigante roja, ascendiendo a (7–9)×10⁻¹⁴ M_☉/año cuando llega a la punta de la rama gigante roja. Esto 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 mientras 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.

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 parte de la masa en energía en forma de fotones de rayos gamma. La mayor parte de esta energía finalmente se irradia lejos del Sol. En segundo lugar, los protones y electrones de alta energía en la atmósfera del Sol son expulsados directamente al espacio exterior como el viento solar y las eyecciones de masa coronal.

La masa original del Sol en el momento en que alcanzó la secuencia principal sigue siendo incierta. El Sol primitivo tenía tasas de pérdida de masa mucho más altas que las actuales, y puede haber perdido entre el 1% y el 7% de su masa natal en el transcurso de su vida útil en la secuencia principal. 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.

Unidades relacionadas

Una masa solar, M_☉, se puede convertir a unidades relacionadas:

$27068510 M L$ (Masía Lunar)
$332946 M Tierra$ (Masía de la Tierra)
$1047 .35 M J$ (Música de Júpiter)
$1988 .55 quettagrams$ () $1.988 55 ronnatonnes$ )

También suele ser útil en relatividad general expresar la masa en unidades de longitud o tiempo.

$M ☉ G / c 2 Entendido 1,48 km$ (la mitad del radio 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:

1.32712442099(10)×10²⁰m³s⁻² (compatible con el GTC)
1.32712440041(10)×10²⁰m³s⁻² (compatible con TDB)

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