태양질량
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1. 개요
태양 질량은 천문학에서 질량을 나타내는 표준 단위로, 태양계 내 다른 천체들의 질량을 비교하는 데 사용된다. 아이작 뉴턴은 태양의 질량을 최초로 계산하려 시도했으며, 헨리 캐번디시는 비틀림 저울 실험을 통해 중력 상수 값을 최초로 도출했다. 태양 질량은 핵융합 반응과 태양풍, 코로나 질량 방출 등으로 인해 지속적으로 감소하며, 이로 인해 행성들의 궤도 변화가 발생한다. 태양 질량은 킬로그램 단위로 (1.9884 ± 0.0002) × 1030 kg으로 표현되며, 달 질량, 지구 질량, 목성 질량 등 다른 단위로도 환산 가능하다.
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태양질량 | |
---|---|
일반 정보 | |
단위계 | 천문학 |
물리량 | 질량 |
기호 | M☉ |
SI 단위 | 1.988416 × 10^30 킬로그램 |
상세 정보 | |
명칭 | 태양 질량 |
정의 | 태양의 질량 |
값 (kg) | 1.9884 × 10^30 kg |
값 (지구 질량) | 333000 ME |
값 (목성 질량) | 1047 MJup |
2. 역사
태양 질량 측정의 역사는 중력 상수 측정과 밀접하게 관련되어 있다. 태양의 질량은 태어난 이래 계속 감소해 왔으며, 이러한 질량 감소는 핵융합 반응과 태양풍, 코로나 질량 방출과 같은 두 가지 과정을 통해 일어난다.
아이작 뉴턴이 태양 질량을 최초로 측정하려 했으며, 이후 헨리 캐번디시의 실험, 금성 일면통과 관측 등을 통해 태양 질량과 중력 상수에 대한 더 정확한 값을 얻을 수 있었다. 측정 단위로써 태양 질량은 천문단위보다 먼저 사용되었으며, 케플러 제3 법칙을 이용하여 행성이나 쌍성의 질량을 계산하는 데 사용되었다.
19세기의 가우스는 길이 단위로 지구의 궤도 긴반지름 ''A'', 시간 단위로 태양일 ''D'', 질량 단위로 태양 질량 ''S''를 사용하는 단위계를 제안했다. 이 단위계는 현재 천문 단위계와 천문 단위 개념으로 이어지고 있다.
현재 태양계 천체까지의 거리는 매우 정확하게 측정 가능하며, 시간은 일반 상대성 이론적 효과를 고려해야 할 정도이다. 그러나 중력과 관련된 질량에 관해서는 여전히 지상과 태양계가 분리되어 있다. 따라서 태양 질량은 천체 운동 기술에 중요한 잣대이며, 위치 천문학자들은 킬로그램 대신 태양 질량과의 비를 사용한다.
2. 1. 초기 측정 시도
헨리 캐번디시는 1798년 비틀림 저울을 사용한 실험에서 얻은 측정값들을 이용해서 태양의 중력 상수 값을 최초로 도출하였다.[27] 캐번디시가 얻은 값은 현대 측정값과 1%밖에 차이나지 않지만, 정밀도는 떨어졌다.[28][4] 1761년과 1769년에 있었던 금성의 태양면 통과 때 태양의 일주 시차가 정확하게 측정되었는데,[29][5] 그 값은 9각초(현재 측정값은 8.794148각초)였다. 이 일주 시차 값을 이용해서 '기하학적 지구'로부터 태양까지의 거리를 구할 수 있었다.[30][6][7]아이작 뉴턴은 태양의 질량을 최초로 추정한 사람이었다.[31][8] 뉴턴은 자신의 저서 《프린키피아》(1687년)에서 지구와 태양의 질량비를 약 1/28,700로 측정했다. 이후 뉴턴은 자신이 구했던 질량비가 태양까지의 거리를 측정하기 위해 사용했던 잘못된 태양 시찻값에 기반한 것임을 알아냈다. 그는 《프린키피아》 제3판에서 1/169,282로 측정값을 수정했다. 그러나 현재 밝혀진 태양 시찻값은 뉴턴이 구한 것보다 더 작아서, 이 값으로부터 구한 질량비는 1/332,946이다.[32][9]
2. 2. 금성 일면통과 관측
1761년과 1769년에 있었던 금성의 태양면 통과 때 태양의 일주 시차가 정확하게 측정되었으며,[29] 그 값은 9각초였다. (1976년 측정값은 8.794148각초)[30] 일주 시차 값을 이용하여 '기하학적 지구'로부터 태양까지의 거리를 구할 수 있다.2. 3. 천문단위와 중력 상수
Isaac Newton|아이작 뉴턴영어은 그의 저서 《자연철학의 수학적 원리(프린키피아)》 (1687년)에서 지구와 태양의 질량비를 약 28,700분의 1로 추정했다. 이후 뉴턴은 이 값이 태양까지의 거리를 측정하는 데 사용했던 잘못된 태양 시찻값을 기반으로 함을 알아냈다. 그는 《자연철학의 수학적 원리》 제3판에서 추정 비율을 169,282분의 1로 수정했다. 그러나 현재 밝혀진 태양 시찻값은 더 작아서, 이 값으로부터 구한 질량비는 332,946분의 1이다.[32]측정 단위로서 태양 질량은 천문단위(AU)와 중력 상수가 정확하게 측정되기 전에 사용되기 시작했다. 이는 태양계 내 다른 행성의 상대적인 질량, 또는 쌍성의 결합된 질량을 케플러 제3 법칙을 사용하여 행성 또는 별의 궤도 반지름( 년 단위로 측정)과 공전 주기로부터 직접 태양 질량 단위로 계산할 수 있기 때문이다.
3. 계산
태양 질량은 직접 측정할 수 없으며, 공전 주기 방정식을 사용하여 다른 측정 가능한 요인으로부터 계산된다.[10] 1년의 길이, 지구에서 태양까지의 거리(천문 단위, AU), 중력 상수를 기반으로 케플러의 제3법칙을 통해 태양의 질량을 계산할 수 있다.[11][12]
가우스는 길이의 단위에 지구의 궤도 긴반지름 ''A''를, 시간의 단위에 태양일 ''D''를, 질량의 단위에 태양 질량 ''S''를 사용하여, 태양계의 운동을 정확하게 기술할 수 있는 단위계를 제시했다. 이 가우스의 단위계는 현재에도 천문 단위계와 천문 단위 개념으로 계승되고 있다. 가우스의 단위계에서 ''G''의 제곱근에 해당하는 값은 가우스 중력 상수라고 불리며, 지구의 평균 각속도로서 정밀도를 유지한 채 기술할 수 있다.
오랫동안 지상에서의 단위계와 태양계에서의 단위계는 명확하게 연결되지 않았고, 각각의 영역에서 그 역할을 수행해 왔다. 현재는 태양계 천체까지의 거리를 매우 정확하게 측정할 수 있게 되었고, 일반 상대성 이론적 효과를 고려해야 할 정도로 시간 측정 역시 정밀해졌다. 그러나 중력이라는 매우 약한 힘과 직결된 질량에 관해서는 여전히 지상과 태양계가 분리된 채로 남아있다.
이러한 이유로 단위로서의 태양 질량은 현재에도 천체의 운동을 기술하기 위한 중요한 잣대이며, 위치 천문학자들은 킬로그램 단위의 천체 질량 대신 태양 질량과의 비를 사용하여 태양계 천체의 위치를 정확하게 기술하고 있다.
3. 1. 공식
The solar mass|태양 질량영어 (''M''☉)은 다음 공식을 통해 계산할 수 있다.:
- AU (1년의 길이, 지구와 태양 사이의 거리), 중력 상수(''G'')로부터 태양의 질량을 구할 수 있다.
- ''G'' 값은 측정하기 어려워서 SI 단위로는 정확도가 제한된 값만 알려져 있다. 캐번디시 실험을 참고하라.
- ''G''에 천체의 질량을 곱한 값인 표준 중력 변수는 태양과 여러 행성들에 대하여 ''G'' 값 자체보다 훨씬 정확한 것으로 알려져 있다.
- 태양질량은 천문학 단위 체계에서 표준 질량으로 사용된다.
태양 질량을 나타내는 기호로는 대부분 가 사용된다[20]. 는 역사적으로 태양을 나타내기 위해 사용된 기호이며, 활자나 폰트의 제한이 있는 경우에는 ''M''o로 대신 사용되기도 한다. 천문 단위계로는 기호 ''S''가 사용되는 경우가 많다.
킬로그램 단위로 나타낸 태양 질량의 값은 다음과 같이 구해진다[21]。
:
이 킬로그램으로 나타낸 태양 질량의 값은 4~5자리의 정확도로밖에 알려져 있지 않다.
3. 2. 중력 상수 측정의 어려움
중력 상수(''G''영어) 값은 측정하기 어려워 SI 단위로는 정확도가 제한된 값만 알려져 있다. (캐번디시 실험 참고) 표준 중력 변수(중력 상수에 천체의 질량을 곱한 값)는 태양과 여러 행성들에 대하여 ''G''영어 값 자체보다 훨씬 정확한 것으로 알려져 있다.[13] 태양질량은 천문학 단위 체계에서 표준 질량으로 사용된다.측정이 어려운 만유인력 상수 ''G''의 값은 현재에도 4자리 정도의 정밀도로밖에 알려져 있지 않기 때문에[22], 태양 질량에 관한 우리의 지식도 여기에 한정된다. 예를 들어, 『리과연표(理科年表)』(2012년)에서 일심 중력 상수() ''GM''이 1.327 124 400 41×1020 m3s−2으로 12자리의 정밀도로 표기되어 있음에도 불구하고, 태양 질량의 값이 1.988×1030 kg으로 4자리의 정밀도밖에 없는 것은 이러한 이유 때문이다.
4. 변화
태양은 핵융합 반응과 태양풍, 코로나 질량 방출 등으로 인해 질량이 지속적으로 감소한다. 태양 질량은 태어난 이래 계속 감소해 왔으며, 이러한 감소는 두 가지 주요 과정을 통해 거의 비슷한 양으로 일어난다.
- 태양 중심핵에서 핵융합(특히 양성자-양성자 연쇄 반응)을 통해 수소는 헬륨으로 바뀌며, 이 반응은 질량 일부를 감마선 광자 형태의 에너지로 변환한다. 이 에너지 대부분은 종국적으로 태양으로부터 복사된다.
- 태양 대기에 있는 고에너지 양성자와 전자는 태양풍과 코로나 질량 방출 형태로 우주로 분출된다.[16]
태양이 주계열성 단계에 돌입했을 때의 질량은 어느 정도였는지는 불확실하다. 초창기 태양의 질량 손실률은 지금보다 훨씬 높았으며, 주계열이 된 후 지금까지 원래 질량의 1~7%를 잃은 것으로 보인다. 태양 질량은 소행성과 혜성 충돌로 극소량 늘어나지만, 태양은 태양계 전체 질량의 99.86%를 차지하기 때문에 이러한 충돌이 태양의 에너지 복사 및 분출 작용으로 잃는 양을 상쇄할 수는 없다.
4. 1. 핵융합 반응
태양 중심핵에서 수소는 핵융합, 특히 양성자-양성자 연쇄 반응을 통해 헬륨으로 변환되며, 이 반응은 일부 질량을 감마선 광자 형태의 에너지로 변환한다. 이 에너지의 대부분은 결국 태양으로부터 태양 광도로 방출된다.[16]4. 2. 태양풍과 코로나 질량 방출
태양 대기의 고에너지 양성자와 전자는 태양풍과 코로나 질량 방출 형태로 우주 공간으로 분출된다.[16] 이는 태양 질량 감소의 한 원인이 된다. 태양은 핵융합 반응으로 인한 에너지 복사, 태양풍, 코로나 질량 방출을 통해 질량이 감소한다.4. 3. 장기적인 영향
태양은 핵융합 반응으로 질량을 잃고 있으며, 이는 복사 에너지, 중성미자, 그리고 태양풍 형태로 방출된다. 태양은 연간 약 의 질량을 잃는다.[14] 태양이 적색 거성 단계에 진입하면 질량 손실률은 더욱 증가한다.[15]태양 질량 감소는 장기적으로 천체 움직임에 영향을 준다. 태양 중력이 감소함에 따라 행성 궤도는 커지고 공전 주기는 길어진다. 지구 궤도는 100년에 1.5m 정도 증가한다.[23]
장기적으로 태양 질량 감소는 행성 운명에도 영향을 미친다. 태양이 적색 거성이 되면 반지름이 현재 지구 궤도의 1.2배로 커진다. 질량 감소 비율도 급증하여 행성들은 태양으로부터 멀어진다. 수성과 금성은 태양에 흡수되지만, 지구가 이 운명을 피할 수 있을지는 논쟁 중이다.[24]
5. 관련 단위
태양 질량(Solar mass영어, ''M''☉)은 천문학에서 사용하는 질량 단위로, 다른 항성이나 성단, 성운 등의 질량을 나타내는 데 사용된다.
태양 질량은 일반 상대성이론에서 길이 또는 시간 단위로 질량을 표시하는 데 자주 이용된다.
국제천문연맹(IAU) 제1분과 실무 그룹에서 제시한 태양 질량 매개변수 (''G''·''M''☉)는 다음과 같은 추정치를 갖는다.[19]
- (TCG 호환)
- (TDB 호환)
19세기 카를 프리드리히 가우스는 태양계 운동을 기술하기 위해 지구 궤도 긴반지름 ''A'', 태양일 ''D'', 태양 질량 ''S''를 단위로 사용했다. 이 단위계는 현재 천문 단위계와 천문 단위 개념으로 이어지고 있다. 가우스 단위계에서 ''G''의 제곱근은 가우스 중력 상수로, 지구 평균 각속도로 정밀하게 표현할 수 있었다.
현재 태양계 천체 거리는 매우 정확하게 측정 가능하며, 시간도 일반 상대성 이론을 고려해야 할 정도이다. 그러나 중력과 관련된 질량은 여전히 지상과 태양계가 분리되어 있다. 따라서 태양 질량은 천체 운동 기술에 중요한 잣대이며, 위치 천문학자들은 킬로그램 대신 태양 질량과의 비로 천체 질량을 다룬다.
5. 1. 환산
1 태양 질량(''M''☉)은 다음과 같이 환산될 수 있다.단위 | 환산값 |
---|---|
달 질량(ML) | |
지구 질량(M🜨) | |
목성 질량(MJ) | |
요타톤 |
태양질량은 일반 상대성이론에서 길이 또는 시간 단위로 질량을 표시하는 데에 자주 이용된다.
- ''M''☉''G''/''c''2 ≈ 1.48 km (태양 슈바르츠실트 반지름의 절반)
- ''M''☉''G''/''c''3 ≈ 4.93 μs
국제천문연맹(IAU) Division 1 Working Group이 작성한 태양 질량 상수(''G''·''M''☉) 값은 다음과 같다.[33]
- (TCG 호환)
- (TDB 호환)
5. 2. 일반 상대성 이론
일반 상대성이론에서 태양 질량은 길이 또는 시간 단위로 표현될 수 있다. 태양질량(''M''☉)을 길이 단위로 나타내면 다음과 같다.- ''M''☉''G'' / ''c''2 ≈ 1.48 km (태양 슈바르츠실트 반지름의 절반)[18]
태양질량(''M''☉)을 시간 단위로 나타내면 다음과 같다.
6. 다른 천체와의 비교
백조자리 X-1의 질량은 현재까지 밝혀진 관측 결과에 따르면 대략 8.7 ~ 15 태양질량인 것으로 보인다.[20] 태양 질량은 지구 질량의 332,946.0487 ± 0.0007배이다.[21]
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