Masa solar

La masa solar (M_☉), es una unidad de medida utilizada en astronomía y astrofísica para medir comparativamente la masa de las estrellas y otros objetos astronómicos muy masivos como galaxias, equivale a un valor aproximado de 2 x 10³⁰ kg. Equivale a 332,946 veces la masa de la Tierra (M_🜨) y 1,048 veces la masa de Júpiter (M_J). Específicamente M_☉ = (1,98847 ± 0,00007) × 10³⁰ kg.​

Comparación de varias estrellas con el Sol (punto gris a la izquierda). Se puede observar la órbita de Júpiter (en rojo) y la de Neptuno (azul).

Debido a que la Tierra tiene una órbita elíptica alrededor del Sol, la masa solar puede ser calculada a partir de la ecuación para el período orbital de un cuerpo masivo central.​ El periodo orbital $T$ es

$T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{\mu }}}$,

donde:

• $a$ es el semieje mayor de la órbita.
• $\mu =GM$es el parámetro gravitacional estándar, $G$ es la constante gravitacional y $M$ es la masa del objeto más masivo.

Considerada la duración del año, la distancia de la Tierra al Sol y la constante gravitacional (G), la masa del Sol viene dada por

$M_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1\,\mathrm {UA} )^{3}}{G\times (1\,\mathrm {a} )^{2}}}$.

El valor de G veces la masa de un objeto, denominado parámetro gravitacional estándar, es conocido en el Sol y varios planetas con una precisión mucho mayor que solo el solo el valor de G. Por ello, la masa solar se utiliza como la masa estándar en el sistema astronómico de unidades.

Historia

El valor de la constante gravitacional se derivó de las mediciones que realizó Henry Cavendish en 1798 con un resorte de torsión. El valor que obtuvo difiere en 1% del valor actual.​ La paralaje diurna del Sol se midió con precisión durante los tránsitos de Venus en 1761 y 1769, dio un valor de 9 segundos de arco, comparado con el valor actual de 1976 de 8,794148.​ El científico Isaac Newton fue el primero en estimar la masa del Sol. En su Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica hizo una estimación que corrigió a un valor más acertado en la tercera edición de su obra.​

La masa original del Sol en el momento en que alcanzó la secuencia principal sigue sin conocerse. El Sol inicial tenía tasas de pérdida de masa mucho más altas que en la actualidad, se estima que perdió entre el 1 y 7% de su masa natal en el transcurso de su vida.​

Hasta hace poco, no se conocían con precisión ni la UA ni constante de gravitación. Sin embargo, la determinación de la masa relativa de otro planeta del Sistema Solar o de una estrella binaria en unidades de masas solares no depende de estas constantes poco determinadas. Así que era útil expresar estas masas en unidades de masa solar (véase la constante gravitacional gaussiana). En la actualidad, la UA ha sido medida de forma extremadamente precisa usando técnicas de radar interplanetario; G está bien medida, pero la masa solar se mantiene como una de las convenciones históricas esotéricas de la astronomía.^{[cita requerida]}

Bibliografía

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Enlaces externos

• Esta obra contiene una traducción derivada de «Solar mass» de Wikipedia en inglés, concretamente de esta versión, publicada por sus editores bajo la Licencia de documentación libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 4.0 Internacional.

• Datos: Q180892