მზის მასა
მზის მასა — მასის საზომი სტანდარტული ერთეული ასტრონომიაში, რომელიც სხვა ვარსკვლავების, ვარსკვლავთგროვებისა და გალაქტიკების მასის გასაზომად გამოიყენება. ეს უდრის მზის მასას, რომელიც დაახლოებით 2 ნონილიონი (1030) კილოგრამია: M ⊙ = ( 1 , 98855   ±   0 , 00025 )   × 10 30  kg {\displaystyle M_{\odot }=(1,98855\ \pm \ 0,00025)\ \times 10^{30}{\hbox{ kg}}} ზემოთხსენებული მასა 332,946 აღემატება დედამიწის მასას, ხოლო იუპიტერისას — 1048-ჯერ. რადგანაც დედამიწას მზის გარშემო ელიფსური ორბიტა აქვს, მისი მასა მზის მასის ერთეულებში შეიძლება გამოითვალოს პატარა სხეულის ორბიტალური პერიოდით, რომელიც ცენტრალური მასის გარშემო ბრუნავს. წელიწადის სიგრძეზე, ასტრონომიულ ერთეულსა (დედამიწასა და მზეს შორის მანძილი) და გრავიტაციულ მუდმივაზე (G) დაფუძნებული მზის მასა მოცემულია შემდეგნაირად: M ⊙ = 4 π 2 × ( 1   A U ) 3 G × ( 1   y e a r ) 2 {\displaystyle M_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1\ {\rm {AU}})^{3}}{G\times (1\ {\rm {year}})^{2}}}} გრავიტაციული მუდმივის მნიშვნელობა წარმოებულია ჰენრი კავენდიშის გაზომვებით, რომელიც 1798 წელს დაგრეხის ბალანსით ჩაატარა. მის მიერ მიღებული მნიშვნელობა თანამედროვე მნიშვნელობისგან მხოლოდ 1 %-ით განსხვავდება. მზის დღეღამის პარალაქსი ზუსტად გაიზომა ვენერას ტრანზიტისას 1761 და 1769 წლებში, რომლის მნიშვნელობა 9″ იყო (შედარებისთვის, თანამედროვე 1976 წლის მნიშვნელობაა 8,794148″). თუ ვიცით დღეღამის პარალაქსის მნიშვნელობა, შეგვიძლია განვსაზღვროთ მანძილი მზემდე გეომეტრიის საშუალებით. პირველი ადამიანი, რომელმაც გამოთვალა მზის მასა, იყო ისააკ ნიუტონი. თავის წიგნ Principia-ში მან დედამიწისა და მზის მასის ფარდობა დაწერა, რომელიც დაახლოებით 1/28 700 იყო. მოგვიანებით მან დაადგინა, რომ ეს მნიშვნელობა დაფუძნებული იყო მზიური პარალაქსის მცდარ მნიშვნელობაზე, რომელიც მას გამოყენებული ჰქონდა მზემდე მანძილის დასადგენად (1 ასტრონომიული ერთეული). მან თავისი შეფასებული ფარდობა Principia-ს მესამე გამოცემაში გადააკეთა 1/169 282-ად. მზიური პარალაქსის თანამედროვე მნიშვნელობა ბევრად პატარაა, ანუ მასის ფარდობა 1/332 946-ია. მზის მასა საზომ ერთეულად მაშინ გამოიყენებოდა, სანამ ასტრონომიული ერთეული და გრავიტაციული მუდმივა ზუსტად გაიზომებოდა. ეს იმიტომაა, რომ მზის სისტემაში არსებული სხვა პლანეტის ფარდობითი მასის ან ორი ორმაგი ვარსკვლავის მთლიანი მასის გამოთვლა შეიძლება მზის მასის ერთეულებში პლანეტის ან ვარსკვლავის ორბიტალური რადიუსით და პერიოდით კეპლერის მესამე კანონის გამოყენებით, თუ ორბიტალური რადიუსი გაიზომება ასტრონომიულ ერთეულებში და ორბიტალური პერიოდი — წელიწადებში. მზის მასა შემცირდა მას შემდეგ, რაც ის წარმოიქმნა. ეს მოხდა ორი პროცესით, რომელიც თითქმის თანაბარი რაოდენობისაა. პირველი, მზის ბირთვში წყალბადი ჰელიუმად თერმობირთვული სინთეზის შედეგად გარდაიქმნება და ეს რეაქცია გარკვეულ მასას გარდაქმნის ენერგიად გამა სხივების ფოტონების ფორმით. ამ ენერგიის უმეტესობა საბოლოოდ მზიდან გამოსხივდება. მეორე, მზის ატმოსფეროში არსებული მაღალი ენერგიების პროტონები და ელექტრონები პირდაპირ გამოიტყორცნება გარე კოსმოსში, როგორც მზიური ქარი. მზის თავდაპირველი მასა, როცა მან მიაღწია მთავარ მიმდევრობას, გაურკვეველი რჩება. ადრეულ მზეს ბევრად მაღალი მასის დაკარგვის ტემპი ჰქონდა, ვიდრე დღეს აქვს, ამიტომ მან შესაძლოა დაკარგა თავისი თავდაპირველი მასის 1-7 %-მდე. მზე ძალიან მცირე მასას იძენს ასტეროიდებისა და კომეტების შეჯახებების წყალობით, თუმცა მისი მასა მზის სისტემის საერთო მასის 99,86 %-ია.