Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Khối lượng Mặt Trời”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Không có tóm lược sửa đổi |
|||
Dòng 1:
[[tập tin:Rho Cassiopeiae Sol VY Canis Majoris.png|thumb|350px|Ví dụ về kích thước và khối lượng của những ngôi sao lớn: trên ảnh, từ trái sang phải, [[sao Pistol]] (27,5 M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>) màu lam, sao [[Rho Cassiopeiae]] (14-30 M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>) màu vàng, sao [[Betelgeuse]] (11,6 ± 5,0 M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>) và [[VY Canis Majoris]] (17 ± 8 M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>) màu đỏ. [[Mặt Trời]] (1 M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>) không thể hiện trong ảnh này được nêu ra để cho thấy kích cỡ của các ngôi sao lớn đến mức nào. Các quỹ đạo của Trái Đất (màu xám), quỹ đạo của Sao Mộc (màu đỏ), và quỹ đạo của Sao Hải Vương (màu lam) được vẽ ra tương ứng.]]
Trong [[thiên văn học]], '''Khối lượng Mặt Trời''' (ký hiệu M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>) là [[đơn vị đo|đơn vị]] [[khối lượng]] thường được dùng trong [[thiên văn học]] để xác định khối lượng của các [[sao|ngôi sao]] hay các [[thiên thể]] lớn, ví dụ như các [[thiên hà]]. Giá trị của nó bằng:▼
▲Trong [[thiên văn học]], '''
:M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>=<math>(1,98855\pm 0,00025)\times 10^{30} kg</math><ref>2014 Astronomical Constants http://asa.usno.navy.mil/static/files/2014/Astronomical_Constants_2014.pdf</ref><ref>NIST CODATA http://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?bg</ref>
* Khối lượng Mặt Trời lớn khoảng 333.000 lần [[khối lượng Trái Đất|khối lượng]] [[Trái Đất]], 1.048 lần khối lượng [[Sao Mộc]].▼
▲
{{tham khảo}}▼
Because Earth follows an [[elliptical orbit]] around the Sun, its solar mass can be computed from the equation for the [[orbital period]] of a small body orbiting a central mass.<ref name=harwit1998/> Based upon the length of the year, the distance from Earth to the Sun (an [[astronomical unit]] or AU), and the [[gravitational constant]] ({{math|''G''}}), the mass of the Sun is given by:
* {{chú thích tạp chí | author = I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=583 | issue=2 | pages=1024–1039 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S | doi=10.1086/345408 }}▼
:<math>M_\odot = \frac{4 \pi^2 \times (1\,\mathrm{AU})^3}{G \times (1\,\mathrm{yr})^2}</math>
The value of the gravitational constant was first derived from measurements that were made by [[Henry Cavendish]] in 1798 with a [[torsion balance]]. The value he obtained differs by only 1% from the modern value.<ref>{{cite book
| author=Holton, Gerald James| author2=Brush, Stephen G.
| title=Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond
| date=2001 | page=137 | edition=3rd
| publisher=Rutgers University Press
| isbn=0-8135-2908-5 }}</ref> The [[Parallax#Diurnal parallax|diurnal parallax]] of the Sun was accurately measured during the transits of Venus in 1761 and 1769,<ref>{{cite book
| author=Pecker, Jean Claude| author2=Kaufman, Susan
| title=Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology | pages=291–291 | publisher=Springer
| date=2001 | isbn=3-540-63198-4 }}</ref> yielding a value of {{val|9|u=arcsecond}} (9 [[Minute and second of arc|arcsecond]]s, compared to the present 1976 value of {{val|8.794148|u=arcsecond}}). From the value of the diurnal parallax, one can determine the distance to the Sun from the geometry of Earth.<ref>{{cite book
| first=Cesare | last=Barbieri | date=2007
| title=Fundamentals of astronomy
| pages=132–140 | publisher=CRC Press
| isbn=0-7503-0886-9 }}</ref>
The first person to estimate the mass of the Sun was [[Isaac Newton]]. In his work ''[[Philosophiae Naturalis Principia Mathematica|Principia]]'' (1687), he estimated that the ratio of the mass of Earth to the Sun was about 1/28 700. Later he determined that his value was based upon a faulty value for the solar parallax, which he had used to estimate the distance to the Sun (1 AU). He corrected his estimated ratio to 1/169 282 in the third edition of the ''Principia''. The current value for the solar parallax is smaller still, yielding an estimated mass ratio of 1/332 946.<ref>{{cite book
| first=David | last=Leverington | date=2003
| title=Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy
| page=126 | publisher=Cambridge University Press
| isbn=0-521-80840-5 }}</ref>
As a unit of measurement, the solar mass came into use before the AU and the gravitational constant were precisely measured. This is because the relative mass of another planet in the [[Solar System]] or the combined mass of two [[Binary star#Use in astrophysics|binary stars]] can be calculated in units of Solar mass directly from the orbital radius and orbital period of the planet or stars using Kepler's third law, provided that orbital radius is measured in astronomical units and orbital period is measured in years.
The mass of the Sun has been decreasing since the time it formed. This occurs through two processes in nearly equal amounts. First, in the [[Solar core|Sun's core]], hydrogen is converted into helium through [[nuclear fusion]], in particular the [[Proton–proton chain reaction|p–p chain]], and this reaction converts some mass into energy in the form of [[gamma ray]] photons. Most of this energy eventually [[Solar luminosity|radiates away]] from the Sun. Second, high-energy protons and electrons in the atmosphere of the Sun are ejected directly into outer space as a [[solar wind]].
The original mass of the Sun at the time it reached the [[main sequence]] remains uncertain. The early Sun had much higher mass-loss rates than at present, and it may have lost anywhere from 1–7% of its natal mass over the course of its main-sequence lifetime.<ref name=apj583_2_1024/> The Sun gains a very small amount of mass through the impact of [[asteroid]]s and [[comet]]s. However, as the Sun already contains 99.86% of the Solar System's total mass, these impacts cannot offset the mass lost by radiation and ejection.
==Các đơn vị liên quan==
One solar mass, 1 M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>, can be converted to related units:
* {{math|{{val|27068510}} ''M''<sub>L</sub>}} ([[khối lượng Mặt Trăng]])
* {{math|{{val|332946}} ''M''<sub>⊕</sub>}} ([[khối lượng Trái Đất]])
* {{math|{{val|1047.56}} ''M''<sub>J</sub>}} ([[khối lượng Sao Mộc]])
* {{math|{{val|1988.55}} [[yotta-|yotta]] [[tấn]]}}
It is also frequently useful in [[general relativity]] to express mass in units of length or time.
* M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> ''G'' / ''c''<sup>2</sup> ≈ 1,48 km (half the [[Schwarzschild radius]] of the Sun)
* M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> ''G'' / ''c''<sup>3</sup> ≈ 4,93 μs
==Xem thêm==
{{Col-begin}}
{{Col-1-of-2}}
* [[Giới hạn Chandrasekhar]]
* [[Hằng số hấp dẫn Gauss]]
* [[Bậc độ lớn (khối lượng)]]
{{Col-2-of-2}}
{{Portal|Sao}}
* [[Mặt Trời]]
* [[Sao chổi bay gần Mặt Trời]] (Sungrazing comet)
{{Col-end}}
{{Reflist|30em|refs=
<ref name=harwit1998>{{citation | first1=Martin | last1=Harwit | date=1998 | title=Astrophysical concepts | series=Astronomy and astrophysics library | edition=3rd | publisher=Springer | isbn=0-387-94943-7 | pages=72, 75 | url=https://books.google.com/books?id=trAAgqWZVlkC&pg=PA72 }}</ref>
<ref name=apj583_2_1024>{{citation | last1=Sackmann | first1=I.-Juliana | last2=Boothroyd | first2=Arnold I. | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars | journal=The Astrophysical Journal | volume=583 | issue=2 | pages=1024–1039 |date=February 2003 | doi=10.1086/345408 | bibcode=2003ApJ...583.1024S |arxiv = astro-ph/0210128 }}</ref>
}}
==Đọc thêm==
▲* {{
▲<!--Khối lượng Mặt Trời -->
{{Các chủ đề liên quan đến Mặt Trời}}{{Hệ Mặt Trời}}
| |||