Güneş kütlesi

Güneş kütlesi; astronomide diğer yıldızların, yıldız kümesinin, bulutsuların ve gök adaların kütlelerini belirtmede kullanılan, kütlesi yaklaşık 2×10³⁰ kg olan standart bir kütle birimidir. Bu birim için Güneş kütlesi ölçek olarak düşünülmüştür. Yaklaşık iki nonilyon kilograma eşittir:

M_{\odot }=(1.98855\ \pm \ 0.00025)\ \times 10^{30}{\hbox{ kg}}

Bu kütle Dünya'nın kütlesinin 332.946 katı, Jüpiter kütlesinin ise 1.048 katıdır. Dünya'nın Güneş'in etrafında eliptik yörüngede dolanması sebebiyle, Dünya'nın hareketinden yola çıkılarak güneş kütlesi hesaplanabilir. Merkezi bir kütle etrafında dolanan küçük cisimler için yörünge süresi eşitliğinden yararlanarak bulunabilir. Bir yılın uzunluğuna dayanarak, Güneş ile Dünya arasındaki uzaklık (astronomik birim veya AB), kütleçekim sabiti (G) ve Güneş kütlesi aşağıdaki eşitlikle gösterilir:

M_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1\ {\rm {AU}})^{3}}{G\times (1\ {\rm {sene}})^{2}}}

Kütleçekim sabitinin değeri, Henry Cavendish tarafından 1798 yılında yapılan ölçümlerden sağlanarak elde edilmiştir. Onun bulduğu değer, modern yöntemlerle elde edilen değerden sadece %1 farklı idi. 1761 ve 1769 Venüs geçişi sırasında çok yüksek hassasiyetle Güneş'in ıraklık açısı hesaplanmıştır, 9″ değerindeki verimle (1976 değerini şimdiyle karşılaştırırsak 8.794148″). Eğer ıraklık açısının değerini biliyorsak, Güneş'in Dünya'ya olan uzaklığını geometrik olarak hesaplayabiliriz.

Güneş'in kütlesini ilk tahmin eden kişi Isaac Newton'dur. Principia adlı eserinde, Dünya'nın kütlesinin Güneş'in kütlesine oranının yaklaşık olarak 1/28,700 olduğunu tahmin etti. Daha sonra bulduğu değerin, 1 Astronomik Birim'i tahmin ederken kullandığı ıraklık açısının yanlış değerine dayandığını fark etti. Principia adlı eserinin 3. baskısında tahminini düzelterek, oranı 1/169,282 olarak verdi. Güneş'in ıraklık açısının kesin değeri daha da küçüktür. Tahmini kütlelerin oranı 1/332,946'dır.

Astronomik birim ve kütleçekim sabiti yüksek hassasiyetle hesaplanmadan önce, bir ölçüm birimi olarak Güneş kütlesi kullanılırdı. Bunun nedeni, Güneş Sistemi'indeki başka bir gezegenin göreceli kütlesi veya ikili kütle sistemleri olan çift yıldızların toplam kütlesi Güneş kütlesi cinsiden direkt olarak hesaplanabiliyordu. Kepler'in 3. Yasası'nı kullanılarak, gezegenin ve yıldızın yörünge yarıçapı astronomik birimler cinsinde, yörünge periyodu ise yıl cinsinden bulunur.

Zaman geçtikçe Güneş'in kütlesi azaldı. Bu yaklaşık olarak eşit miktarlarda iki aşamada gerçekleşir. İlk olarak, Güneş'in merkezinde hidrojen nükleer füzyon ile helyuma dönüşür. Bu tepkime sonunda bir miktar kütle, gama ışını fotonları biçiminde enerjiye dönüşür. Her saniyede yaklaşık 600 milyar kilogram hidrojen, helyuma dönüşmekte ve bu dönüşüm sırasında yaklaşık 4 milyar kilogram madde enerjiye çevrilmektedir. Sonunda bu enerjinin çoğu Güneş'ten uzağa yayılır. İkinci olarak, Güneş'in atmosferindeki yüksek enerjili fotonlar ve elektronlar güneş rüzgârı olarak dış uzaya fırlatılır.

Güneş'in Anakol yıldızı olduktan sonraki gerçek kütlesi kesin değildir. Eğer şimdikine oranlarsak Güneş'in ilk hali çok daha fazla kütle kaybediyordu. Doğduğu andaki kütlesinin yüzde 1 ila 7'sini kaybetmiş olabilir. Güneş, Asteroit ve Kuyruklu yıldız etkileri nedeniyle çok az bir kütle kazanır. Zaten Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin %99,86'sını Güneş oluşturur. O nedenle bu etkiler nedeniyle kazanılan kütle, dış uzaya fırlayan ve ışımayla kaybedilen kütle ile karşılaştırılamaz.

Bağlantılı birimler

Bir Güneş kütlesi, bağlantılı birimlere dönüştürülebilir:

27.068.510 Ay kütlesi (M_L)
332.946 Dünya kütlesi (M_🜨)
1.047,56 Jüpiter kütlesi (M_J)

Aynı zamanda, genel görelilikte kütleyi uzunluk ve zaman cinsinden ifade etmek için de sıklıkla kullanılır.

M_{\odot }{\frac {G}{c^{2}}}\approx 1.48~\mathrm {km} ;\ \ M_{\odot }{\frac {G}{c^{3}}}\approx 4.93~\mathrm {\mu s}

Kaynakça

Ayrıca bakınız

Chandrasekhar limiti

Konuyla ilgili yayınlar

I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal. 583 (2). ss. 1024-1039. arXiv:astro-ph/0210128 . Bibcode:2003ApJ...583.1024S. doi:10.1086/345408.