Перегляд вихідного коду сторінки Маса Сонця

{{Infobox unit|name=Маса Сонця|image=[[File:Sun vs planets.svg|250px|Sun vs planets]]|caption=Маса Сонця складає 99,86% маси Сонячної системи. Тому на цій діаграмі неможливо роздивитися внесок у загальну масу системи від планет, окрім двох наймасивніших - Юпітера та Сатурна.|standard=Позасистемна|quantity=Маси|symbol=M<sub>☉</sub>|namedafter=-|units1=кг|inunits1=1,9891*10<sup>30</sup>}}
'''Ма́са Со́нця''' (або '''Сонячна маса''', '''M<sub>☉</sub>''')&nbsp;— [[Система одиниць|позасистемна]] одиниця вимірювання [[маса|маси]], що є стандартною в [[астрономія|астрономії]] й застосовується для запису маси великих об'єктів Всесвіту: [[Зоря|зір]], [[Зоряне скупчення|зоряних скупчень]], [[Галактична туманність|туманностей]] та [[галактика|галактик]], [[Скупчення галактик|галактичних скупчень]] та надскупчень. Також подекуди ця одиниця застосовується для [[Коричневий карлик|коричневих карликів]] та інших субзоряних об'єктів. Для вимірювання мас планет, здебільшого застосовується [[маса Юпітера]]. Маса [[Сонце|Сонця]] приблизно дорівнює:

:<math>M_{\bigodot}=(1,98847\pm0.000007)\times10^{30}</math> [[кг]],
тобто близько двох ''[[Іменні назви степенів тисячі|нонільйонів]] [[кілограм]]ів,'' 333&nbsp;000&nbsp;[[маса Землі|мас Землі]] або 1047&nbsp;[[Маса Юпітера|мас Юпітера]].

== Історія вимірювань ==
Перша відома оцінка маси Сонця була проведена сером [[Ісаак Ньютон|Ісааком Ньютоном]] і описана в його роботі [[Principia Mathematica]] в 1687 році. За його оцінкою, співвідношення мас Землі й Сонця було 1 до 28700, що більш ніж на порядок відрізняється від сучасного значення. Пізніше він виявив, що це значення маси було розраховане виходячи з помилкового значення відстані до Сонця. У третьому виданні своєї книги співвідношення мас було вже 1 до 169&nbsp;282, що суттєво ближче до сучасного значення, хоча все ще менше за нього майже вдвічі. Наразі міжнародно визнаним є застосовувати співвідношення маси Землі до Сонця 1 до 332 946<ref name=":1">{{cite book
|title=Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond
|url=https://archive.org/details/physicshumanadve0000holt
|author=Holton, Gerald James
|author2=Brush, Stephen G.
|date=2001
|publisher=[[Rutgers University Press]]
|edition=3rd
|page=[https://archive.org/details/physicshumanadve0000holt/page/137 137]
|isbn=978-0-8135-2908-0
}}</ref><ref>{{cite book
|title=Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy
|url=https://archive.org/details/babylontovoyager0000leve
|last=Leverington
|first=David
|date=2003
|publisher=[[Cambridge University Press]]
|page=[https://archive.org/details/babylontovoyager0000leve/page/126 126]
|isbn=978-0-521-80840-8
}}</ref>.

Інші дві величини, необхідні для розрахунку безпосередньо маси — [[гравітаційна стала]] та [[Астрономічна одиниця|велика піввість орбіти Землі]] — були визначені пізніше. Гравітаційна стала була вперше розрахована Генрі Кавендишем в 1798 році за допомогою спеціальних «крутильних терезів» ({{lang-en|torsion balance}})<ref>{{cite web|url=http://www.phys.utk.edu/labs/modphys/Pasco%20Cavendish%20Experiment.pdf|title=Universal Gravitational Constant|pages=13|access-date=11 квітня 2019|work=[[University of Tennessee]] Physics|first=Geoffrey R.|last=Clarion|publisher=PASCO}}</ref>. Значення відрізнялося від сучасного на 1%, хоча розрахована похибка була суттєво більшою<ref name=":1"/>. [[Паралакс|Добовий паралакс]] Сонця був точно виміряний під час транзитів Венери в 1761 і 1769 роках, що дало значення 9″([[кутова секунда]])<ref>{{cite book
|title=Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology
|url=https://archive.org/details/understandinghea0000peck
|author=Pecker, Jean Claude
|author2=Kaufman, Susan
|date=2001
|publisher=Springer
|pages=[https://archive.org/details/understandinghea0000peck/page/291 291]
|bibcode=2001uhtc.book.....P
|isbn=978-3-540-63198-9
}}</ref>. За значенням добового паралаксу можна визначити відстань до Сонця з геометрії Землі<ref>{{cite book
|title=Fundamentals of astronomy
|last=Barbieri
|first=Cesare
|date=2007
|publisher=[[CRC Press]]
|pages=132–140
|isbn=978-0-7503-0886-1
}}</ref><ref>{{Cite web|title=How do scientists measure or calculate the weight of a planet?|url=https://www.scientificamerican.com/article/how-do-scientists-measure/|access-date=2020-09-01|website=Scientific American|language=en}}</ref>.

Радіус орбіти Землі розраховувався з денного паралакса Сонця шляхом спостереження проходження Венери по його диску в 1761 та 1769 роках. Згідно з розрахунками тих часів, він складав 9 [[кутова секунда|кутових секунд]]. Сучасне значення - 8″.794 148

== Розрахунок ==
Маса Сонця не може бути виміряна безпосередньо через своє величезне значення. Однак її можна визначити за обертанням тіл навколо Сонця. Причому тіло має бути достатньо масивним, щоб на нього не мали [[Збурення орбіти|суттєвого впливу]] інші тіла (окрім Сонця), але при цьому його маса все ще має бути нехтовно малою порівняно з масою Сонця. На щастя, таких тіл в Сонячній системі щонайменше вісім — це всі [[планети]], зокрема [[Земля]]<ref name=":2">{{Cite web|title=Kepler's Third Law {{!}} Imaging the Universe|url=http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/glossary/keplers-third-law/|access-date=2020-09-06|website=astro.physics.uiowa.edu|archive-date=2020-07-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20200731060248/http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/glossary/keplers-third-law/}}</ref><ref>{{Cite web|last=December 2018|first=Marcus Woo 06|title=What Is Solar Mass?|url=https://www.space.com/42649-solar-mass.html|access-date=2020-09-06|website=Space.com|date=6 грудня 2018|language=en}}</ref><ref name=":2"/>.

Розрахунок маси Сонця з параметрів системи Сонце—Земля здійснюється, виходячи з третього закону Кеплера та значень:

* [[гравітаційна стала|гравітаційної сталої]] <math> G=6.67384\cdot10^{-11} \frac{m^3}{kg \cdot s^2} </math>
* тривалості [[Зоряний рік|сидеричного року]] <math> T_{yr}=365.25d = 31557600s </math>
* великої піввісі земної орбіти <math> L_{AU}=1.496\cdot10^{11}m </math>

<math display="block">M_\bigodot=\frac{4 \pi^2  (L_{AU})^3}{G (T_{yr})^2}</math>Отримане значення становить приблизно <math>M_{\bigodot}=1,989\cdot10^{30} kg</math>

== Чому маса Сонця не є сталою ==
Сонце втрачає масу, оскільки в його ядрі відбуваються реакції ядерного синтезу, вивільняючи електромагнітну енергію і нейтрино, а також викидаючи речовину з сонячного вітру. Воно викидає близько (2-3)×10-14 М☉ на рік<ref name="carroll_ostlie1995">{{citation|first1=Bradley W.|last1=Carroll|last2=Ostlie|first2=Dale A.|date=1995|title=An Introduction to Modern Astrophysics|edition=revised 2nd|publisher=Benjamin Cummings|isbn=0201547309|page=409|postscript=.}}</ref>. Швидкість втрати маси зростає, коли Сонце переходить у стадію [[Червоні гіганти|червоного гіганта]], збільшуючись до (7-9)×10-14 М☉ на рік, коли зоря досягає вершини [[Гілка червоних гігантів|гілки червоного гіганта]]. На [[Асимптотична гілка гігантів|асимптотичній гілці]] вона зростає до 10-6 М☉ на рік, а потім досягає піку зі швидкістю від 10-5 до 10-4 М☉ на рік, коли Сонце утворює [[Планетарна туманність|планетарні туманності]]. На той час, коли Сонце стане [[Білий карлик|білим карликом]], воно втратить 46% своєї початкової маси<ref name="mnras361">{{citation|last1=Schröder|first1=K.-P.|last2=Connon Smith|first2=Robert|s2cid=10073988|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=386|issue=1|pages=155–163|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|date=2008|bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv=0801.4031}}</ref>. Маса Сонця зменшується відтоді, як воно утворилося. Це відбувається приблизно в однакових кількостях внаслідок двох процесів. По-перше, в ядрі Сонця [[водень]] перетворюється на [[гелій]] шляхом ядерного синтезу, зокрема [[Протон-протонний ланцюжок|протон-протонних ланцюгів]], і ця реакція перетворює частину його маси на енергію у вигляді [[Гамма-промені|гамма-променів]]. Більша частина цієї енергії зрештою випромінюється Сонцем. По-друге, високоенергетичні [[Протон|протони]] та [[Електрон|електрони]] в атмосфері Сонця викидаються безпосередньо в космос у вигляді сонячного вітру або коронального викиду маси<ref>{{cite journal|last1=Genova|first1=Antonio|last2=Mazarico|first2=Erwan|last3=Goossens|first3=Sander|last4=Lemoine|first4=Frank G.|last5=Neumann|first5=Gregory A.|last6=Smith|first6=David E.|last7=Zuber|first7=Maria T.|date=18 січня 2018|title=Solar system expansion and strong equivalence principle as seen by the NASA MESSENGER mission|journal=Nature Communications|language=en|volume=9|issue=1|pages=289|bibcode=2018NatCo...9..289G|doi=10.1038/s41467-017-02558-1|issn=2041-1723|pmc=5773540|pmid=29348613|quote=The fusion cycle that generates energy into the Sun relies on the conversion of hydrogen into helium, which is responsible for a solar mass reduction with a rate of ~−0.67×10−13 per year. On the other hand, the solar wind contribution is more uncertain. The solar cycle significantly influences the solar mass loss rate due to solar wind. Estimates of the mass carried away with the solar wind showed rates between −(2–3)×10−14{{solar mass}} per year, whereas numerical simulations of coupled corona and solar wind models provided rates between −(4.2–6.9)×10−14{{solar mass}} per year.|doi-access=free}}</ref>. Швидкість втрати маси раннього Сонця була набагато вищою, ніж сьогодні, і, можливо, воно втратило 1-7% своєї початкової маси за час життя на головній послідовності. Сонце набирає дуже малу кількість маси від зіткнень з астероїдами та кометами. Однак Сонце вже містить 99,86% загальної маси Сонячної системи, тому ці зіткнення не можуть компенсувати масу, втрачену внаслідок випромінювання і викиду. Навіть за нинішніх розмірів і до того, як Сонце втратить половину своєї маси, їй не вистачить маси, щоб закінчити своє життя як більш цікавий космічний об'єкт, як-от [[нейтронна зоря]] або [[чорна діра]]. [[НАСА|NASA]] стверджує, що Сонце повинно мати приблизно у 20 разів більшу масу, ніж зараз, щоб врешті-решт повністю колапсувати та залишити після себе чорну діру<ref name=":0" /><ref>{{Cite web|url=https://academic-accelerator.com/encyclopedia/solar-mass|title=Solar Mass|website=Academic Accelerator|access-date=2024-01-18|archive-date=2024-01-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20240118210737/https://academic-accelerator.com/encyclopedia/solar-mass|url-status=dead}}</ref>.

[[Сонячний вітер]] — це величезні потоки [[Заряджена частинка|заряджених частинок]], які дмуть від сонця в [[Космічний простір|космос]] зі швидкістю понад 500 км/с. Це явище може віднести стільки частинок від Сонця, щоб спричинити втрату маси в 4,3 мільйона тонн на секунду. Сонце також може втратити багато речовини за один раз через явище, яке називається [[Корональні викиди маси|корональними викидами маси (CME)]], які, за словами Центру прогнозування космічної погоди, відбуваються в результаті сильно закручених структур магнітного поля в нижніх шарах [[Атмосфера Сонця|атмосфери]] Сонця<ref name=":0">{{Cite web|title=What Is Solar Mass?|url=https://www.space.com/42649-solar-mass.html|website=Space.com|date=2018-12-06|accessdate=2024-01-18|language=en|first=Robert Lea last|last=updated}}</ref>.

== Схожі одиниці ==
Одну сонячну масу, {{Solar mass|}}, можна перевести у відповідні одиниці<ref>{{Cite web|title=Planetary Fact Sheet|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/|access-date=2020-09-01|website=nssdc.gsfc.nasa.gov}}</ref>:

* {{math|{{val|27068510}} ''M''<sub>L</sub>}} ([[Місяць (супутник)|маса Місяця]])
* {{math|{{val|332946}}}} {{math|''M''<sub>⊕</sub>}} ([[маса Землі]])
* {{math|{{val|1047.35}} {{Jupiter mass}}}} ([[маса Юпітера]])

У [[Загальна теорія відносності|загальній теорії відносності]] також часто корисно виражати масу в одиницях довжини або часу.

{{math|{{Solar mass}} ''G'' / ''c''<sup>2</sup> ≈ 1.48 km}} (половина [[Гравітаційний радіус|радіуса Шварцшильда]] Сонця)

{{math|{{Solar mass}} ''G'' / ''c''<sup>3</sup> ≈ 4.93 μs}} (μs - [[мікросекунда]])

Параметр сонячної маси (G-M☉), згідно з переліком Робочої групи I Відділу МАС, має наступні оцінки<ref>{{cite web|work=Numerical Standards for Fundamental Astronomy|publisher=IAU Division I Working Group|year=2012|title=Astronomical Constants : Current Best Estimates (CBEs)|url=https://iau-a3.gitlab.io/NSFA/NSFA_cbe.html#GMS2012|access-date=2021-05-04}}</ref>:

{{val|1.32712442099|(10)|e=20|u=m<sup>3</sup>s<sup>−2</sup>}} (сумісно з TCG)

{{val|1.32712440041|(10)|e=20|u=m<sup>3</sup>s<sup>−2</sup>}} (сумісно з TDB)

== Джерела ==

[[Категорія:Одиниці вимірювання в астрономії]]
[[Категорія:Сонце]]
<references />{{Astro-stub}}