Сончева маса

Сончевата маса (${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$), 1,98892⋅10³⁰ кг, е стандардна единица мерка за маса во астрономијата, со која се изразуваат масите на другите ѕвезди и галаксии. Еднаква е на масата на Сонцето, околу 2 нонилиона килограми или околу 332.950 пати повеќе од масата на Земјата (1.048 пати масата на Јупитер).

${\displaystyle M_{\odot }=(1,98892\ \pm \ 0,00025)\ \times 10^{30}{\hbox{ kg}}}$^[1]

Сончевата маса може да се утврди преку должината на годината, растојанието од Земјата до Сонцето (астрономската единица) (ае), и гравитациската константа (G) вака:

${\displaystyle M_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1{\rm {ae}})^{3}}{G\times (1{\rm {godina}})^{2}}}}$.

Вредноста на гравитациската константа е изведена од мерењата на англискиот научник Хенри Кевендиш кој во 1798 ја добил користејќи се со вртежна рамнотежа. Кевендишовата вредност се разликува за само 1% од денешната.^[2] Дневната паралакса на Сонцето е прецизно измерена со набљдувањето на премините на Венера во 1761 и 1769 г,^[3] кога е востановена вредноста 9″ (денешната е 8,794148″). Кога е позната дневната паралакса, оддалеченоста на Сонцето може да се изведе од геометријата на Земјата.^[4]

Првиот што ја проценил масата на Сонцето е англискиот научник Исак Њутн. Во неговото дело „Математички начела на природознанието“ (Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica), Њутн проценува дека соодносот на Земјината и Сончевата маса изнесува околу 1/28.700. Подоцна увидел дека овој резултат го добил поради погрешна вредност на сончевата паралакса, со која се утврдува оддалеченоста на Сонцето (1 ае). Откако се навратил на проблемот, во третото издание на „Начела“ Њутн востановува дека соодносот всушност изнесува 1/169,282. Постојната вредност на сончевата паралакса е уште помала, со масен сооднос од 1/332.946.^[5]

Како мерна единица, сончевата маса се појавила пред точното утврдување на астрономската единица и гравитациската константа. Причината за ова е тоа што релативната маса на друга планета во Сончев Систем или на една двојна ѕвезда изразена во сончеви маси може се утврди сосем независно од овие слабо познати константи, и тоа е причината што тие се дефинираат со неа

Масата на Сонцето се менува бавно во однос на неговиот животен век. Губитокот на масата се должи на два подеднакво важни процеса. Првиот е претворањето на водородот од Сончевото јадро во [хелиум] по пат на јадрено соединување (поточно пп-верига). Вака масата се претвора во енергија, согласно на законитоста за еднаквоста на масата и енергијата. По некое време Сонцето ја израчува сета енергија. Вториот процес е сончевиот ветер, што е појава при која Сонцето исфрла (претежно) протони и електрони во подалечната вселена.