Die Sonnenmasse ist eine Standardeinheit der Masse in der Astronomie, verwendet, um die Massen anderer Sterne, sowie Trauben, Nebelflecke und Milchstraßen anzuzeigen. Es ist der Masse der Sonne, ungefähr zwei nonillion Kilogramme gleich:

Das ist ungefähr 332,950mal die Masse der Erde oder 1,048mal die Masse Jupiters.

Weil die Erde einer elliptischen Bahn um die Sonne folgt, kann die Sonnenmasse von der Gleichung für die Augenhöhlenperiode eines kleinen Körpers geschätzt werden, der eine Hauptmasse umkreist. Gestützt auf der Länge des Jahres, der Entfernung von der Erde bis die Sonne (eine astronomische Einheit oder AU), und die Gravitationskonstante (G), wird durch die Masse der Sonne gegeben:

Der Wert der Gravitationskonstante wurde aus 1798 Maßen von Henry Cavendish abgeleitet, der eine Drehwaage verwendet. Der Wert hat vorgeherrscht hat sich nur durch ungefähr 1 % vom modernen Wert unterschieden. Die tägliche Parallaxe der Sonne wurde während der Durchfahrten von Venus 1761 und 1769 genau gemessen, einen Wert 9&Prime nachgebend; (im Vergleich zum Gegenwart-1976-Wert 8.794148&Prime). Wenn der Wert der täglichen Parallaxe bekannt ist, kann die Entfernung zur Sonne von der Geometrie der Erde bestimmt werden.

Die erste Person, um die Masse der Sonne zu schätzen, war Isaac Newton. In seiner Arbeit Principia hat er eingeschätzt, dass das Verhältnis der Masse der Erde zur Sonne über 1/28,700 war. Später hat er beschlossen, dass dieser Wert auf einen fehlerhaften Wert für die Sonnenparallaxe basiert hat, die verwendet wurde, um die Entfernung zur Sonne (1 AU) zu schätzen. Er hat sein Ergebnis revidiert, ein Verhältnis von 1/169,282 in der dritten Ausgabe von Principia zu erhalten. Der aktuelle Wert für die Sonnenparallaxe ist noch kleiner, ein Massenverhältnis von 1/332,946 gebend.

Als eine Einheit des Maßes ist die Sonnenmasse in Gebrauch eingetreten, bevor der AU und die Gravitationskonstante genau gemessen wurden. Das ist, weil der Entschluss von der Verhältnismasse eines anderen Planeten im Sonnensystem oder eines binären Sterns in Einheiten von Sonnenmassen von diesen schlecht bekannten Konstanten nicht abhängt. So war es nützlich, diese Massen in Einheiten von Sonnenmassen auszudrücken (sieh Gaussian Gravitationskonstante).

Die Masse der Sonne ändert sich langsam im Vergleich zur Lebenszeit der Sonne. Masse wird wegen zwei Hauptprozesse in fast gleichen Beträgen verloren. Erstens, im Kernwasserstoff der Sonne wird in Helium durch die Kernfusion, insbesondere die Seiten-Kette umgewandelt. Dadurch Massen-wird zur Energie in der Ähnlichkeit zur Massenenergie-Gleichwertigkeit umgewandelt. Diese Energie wird schließlich weg durch die Sonne ausgestrahlt. Der zweite Prozess ist der Sonnenwind, der die Ausweisung von hauptsächlich Protonen und Elektronen zum Weltraum ist. Die wirkliche Nettomasse der Sonne, seitdem es die Hauptfolge erreicht hat, bleibt unsicher. Die frühe Sonne hatte viel höhere Massenverlust-Raten als zurzeit, so, realistisch, kann sie überall von 1-7 % seiner Gesamtmasse über den Kurs seiner Hauptfolge-Lebenszeit verloren haben. Die Sonne gewinnt auch Masse, wenn Fremdkörper wie Asteroiden und Kometen dagegen krachen. Weil die Sonne bereits 99.86 % der Gesamtmasse des Sonnensystems hält, wie man erwartet, gleichen Fremdkörper-Einflüsse seinen Verlust der Masse durch die zwei oben erwähnten Prozesse nicht aus.

Zusammenhängende Einheiten

Eine Sonnenmasse, M, kann zu zusammenhängenden Einheiten umgewandelt werden:

• Mondmasse (M)

• Erdmasse (M)
• 1 047.56 Masse von Jupiter (M)

Es ist auch in der allgemeinen Relativität oft nützlich, Masse in Einheiten der Länge oder Zeit auszudrücken.

Siehe auch

• Chandrasekhar beschränken
• Gaussian unveränderlicher Gravitations-
• Größenordnungen (Masse)
• Die Sonne
• Komet von Sungrazing

Weiterführende Literatur