太陽質量

太陽質量
太陽質量
	太陽は太陽系の質量の 99.86% を占めています。土星より質量の小さい天体はこのスケールでは見えません。
一般情報
単位系	天文学
単位	質量
シンボル	ま☉
SI基本単位では	1.988 416 × 10 30 kg

太陽質量（M☉ ）は天文学における質量の標準単位で_、およそ2 × 10 ³⁰ kg 。これは太陽の質量とほぼ等しい。他の恒星や星団、星雲、銀河、ブラックホールの質量を示すためによく使われる。より正確には、太陽の質量は

公称太陽質量

M ☉ = 1.988 416 \times 1030 kg

またはM _☉の最良の推定値=（1.988 475 ± 0.000 092）× 10 ³⁰ kg . ^[2]

太陽の質量は約地球の質量の333,000倍（M E _）、または木星の質量（M _{J ）の}1047倍。

測定の歴史

万有引力定数の値は、1798年にヘンリー・キャベンディッシュがねじり天秤を使って行った測定から初めて導き出されました。^[3]彼が得た値は現代の値とわずか1%しか違いませんでしたが、それほど正確ではありませんでした。^[4]太陽の日周視差は、1761年と1769年の金星の通過中に正確に測定され、^[5]値が得られました。9″（9 秒角、現在の値と比較して8.794 148 ″）。日周視差の値から、地球の幾何学から太陽までの距離を決定することができます。^[6]^[7]

太陽の質量を最初に推定したのはアイザック・ニュートンである。^[8]彼は著書『プリンキピア』（1687年）の中で、地球の質量と太陽の質量の比が約1 ⁄であると推定した。28 700。後に彼は、太陽までの距離を推定するために使用した太陽視差の誤った値に基づいてその値が算出されたことを突き止めました。彼は推定比率を1 ⁄プリンキピア第3版では169 282とされている。太陽視差の現在の値はさらに小さく、推定質量比は1 ⁄332,946 .^[9 ]

測定単位として、太陽質量は AU と万有引力定数が正確に測定される前から使われていました。これは、太陽系の他の惑星の相対質量や2 つの連星の合計質量が、ケプラーの第 3 法則を使用して、惑星または恒星の軌道半径と軌道周期から直接太陽質量の単位で計算できるためです。

計算

太陽の質量は直接測定することはできないが、代わりに中心質量を周回する小天体の公転周期の式を用いて他の測定可能な要素から計算される。 ^[10]一年の長さ、地球から太陽までの距離（天文単位またはAU）、および重力定数（ $G$ ）に基づいて、太陽の質量はケプラーの第三法則を解くことによって与えられる：^[11]^[12] $M_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1\,\mathrm {AU} )^{3}}{G\times (1\,\mathrm {yr} )^{2}}}$

Gの値を測定することは難しく、限られた精度でしか知られていない（キャベンディッシュの実験を参照）。 標準重力パラメータと呼ばれる、物体の質量とGの積の値は、太陽といくつかの惑星についてはG単独よりもはるかに高い精度で知られている。^[13]その結果、太陽の質量は天文学の単位系における標準質量として使用されている。

変化

太陽は、核内で起こる核融合反応によって質量を失い、電磁エネルギー、ニュートリノ、太陽風による物質の放出によって質量を失っています。太陽は約(2–3) × 10 ⁻¹⁴ M _☉ /年。^[14]太陽が赤色巨星段階に入ると質量損失率は増加し、（7–9）× 10 ⁻¹⁴ M _☉ /年で、赤色巨星枝の先端に達すると、これは10 漸近巨星枝では年間⁻⁶ M _{☉ の増加を示し、その後太陽が}惑星状星雲を生成するにつれて年間^{10 −5}～ 10⁻⁴M _☉の増加率でピークに達する。太陽が縮退した白色矮星になるまでに、開始時の質量の46%を失っていることになる。^[15]

太陽の質量は形成されて以来減少し続けている。これはほぼ同量の2つのプロセスを通じて起こる。まず、太陽の中心核では、水素が核融合、特にp-p連鎖によってヘリウムに変換され、この反応によって質量の一部がガンマ線光子の形でエネルギーに変換される。このエネルギーのほとんどは最終的に太陽から放射される。次に、太陽の大気中の高エネルギー陽子と電子が太陽風とコロナ質量放出として宇宙空間に直接放出される。^[16]

太陽が主系列に達したときの質量は不明である。^[17]初期の太陽の質量損失率は現在よりもはるかに高く、主系列の寿命の間に出生時の質量の1～7%を失った可能性がある。^[18]

参照

参考文献

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