{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:Rho Cassiopeiae Sol VY Canis Majoris - 2019-05-14.svg|섬네일|400px|태양과 다른 별들의 비교. 왼쪽부터 가장 질량이 큰 [[피스톨별]] ({{태양반경|320±20}} {{태양질량|120}}), [[카시오페이아자리 로]] ({{태양반경|835}}, {{태양질량|43}}), [[베텔게우스]] ({{태양반경|1075±125}}, {{태양질량|13.85±6.15}}), [[큰개자리 VY]] ({{태양반경|1420±120}}, {{태양질량|17±8}})이다. 태양({{태양반경|1}}, {{태양질량|1}})은 가장 좌측에 있지만, 화면을 확대해도 제대로 보기가 힘들 정도로 작다.(참고: 이 그림은 현 수치의 비와 맞지 않음. 이 글이 현 수치이다.)]]

'''태양질량'''({{linktext|太陽|質量}}, {{llang|en|Solar mass}} 또는 {{태양질량}})은 [[천문학]]에서 사용하는 [[질량]]의 단위로 [[태양]] 1개의 질량과 같은 값이다.

== 개요 ==
이 단위는 다른 [[항성]]이나 [[성단]], [[성운]], [[은하|은하들]]의 질량을 표시하는 데에 사용된다. 태양질량의 값은 대략 {{val|2|e=30|ul=kg}}이며 정확한 수치는 다음과 같다.

:{{math|{{태양질량}} {{=}} {{val|1.98847|0.00007|e=30|u=kilogram}}}}<ref>{{웹 인용 |year=2014 |title=Astronomical Constants |url=http://asa.usno.navy.mil/static/files/2014/Astronomical_Constants_2014.pdf |pages=2 |access-date=10 April 2019 |work=The Astronomical Almanac |archive-date=2013-11-10 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131110215339/http://asa.usno.navy.mil/static/files/2014/Astronomical_Constants_2014.pdf |url-status=dead }}</ref><ref>{{웹 인용|url=http://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?bg |title=Newtonian constant of gravitation |access-date=10 April 2019 |work=Physical Measurement Laboratory}}</ref>

위 질량은 대략 [[지구질량]]({{지구질량}})의 332 946배 또는 [[목성질량]](''M''<sub>J</sub>)의 1047배와 같다.

지구는 태양 주위를 [[타원 궤도]]를 그리면서 돌고 있기 때문에, '중심 질량을 공전하는 작은 천체'의 질량을 구하는 방정식을 이용하여 태양질량을 계산할 수 있다.<ref name=harwit1998/> 1년의 길이, 지구와 태양 사이의 거리([[천문단위|AU]]), [[중력 상수]]({{math|''G''}})로부터 태양의 질량을 다음과 같이 구할 수 있다.

:<math>M_\odot = \frac{4 \pi^2 \times (1\,\mathrm{AU})^3}{G \times (1\,\mathrm{yr})^2}</math>

''G'' 값은 측정하기 어려워서 [[SI 단위]]로는 정확도가 제한된 값만 알려져 있다.([[캐번디시 실험]]을 참고할 것.) ''G''에 천체의 질량을 곱한 값인 [[표준 중력 변수]]는 태양과 여러 행성들에 대하여 ''G'' 값 자체보다 훨씬 정확한 것으로 알려져 있다. 태양질량은 천문학 단위 체계에서 표준 질량으로 사용된다.

==역사==
태양의 중력 상수 값은 [[헨리 캐번디시]]가 1798년 비틀림균형장치를 사용한 실험에서 얻은 측정값들로부터 최초로 도출하였다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.phys.utk.edu/labs/modphys/Pasco%20Cavendish%20Experiment.pdf |title=Universal Gravitational Constant |pages=13 |access-date=11 April 2019 |work=University of Tennessee Physics |first=Geoffrey R. |last=Clarion |publisher=PASCO}}</ref> 그가 얻은 값은 현대 측정값과 1%밖에 차이나지 않는다.<ref>{{서적 인용
|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=978-0-8135-2908-0}}</ref> 1761년과 1769년 일어났던 [[금성 일면통과|금성의 태양면 통과]] 사건 때 태양의 일주 시차가 정확하게 측정되었으며<ref>{{서적 인용
| author=Pecker, Jean Claude| author2=Kaufman, Susan
| title=Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology | pages=291 | publisher=Springer
| date=2001 | isbn=978-3-540-63198-9| bibcode=2001uhtc.book.....P
}}</ref> 그 값은 {{val|9|u=arcsecond}}(9초각, 참고로 1976년 측정값은 {{val|8.794148|u=arcsecond}})이었다. 일주 시차 값을 이용하여 '기하학적 지구'로부터 태양까지의 거리를 구할 수 있다.<ref>{{서적 인용
| first=Cesare | last=Barbieri | date=2007
| title=Fundamentals of astronomy
| pages=132–140 | publisher=CRC Press
| isbn=978-0-7503-0886-1}}</ref>

태양의 질량을 최초로 구한 사람은 [[아이작 뉴턴]]이었다.<ref>{{저널 인용|title=Newton's Determination of the Masses and Densities of the Sun, Jupiter, Saturn, and the Earth |first=I. Bernard |last=Cohen |author-link= |journal=Archive for History of Exact Sciences |volume=53 |issue=1 |pages=83–95 |date=May 1998 |jstor=41134054 |doi=10.1007/s004070050022 }}</ref> 그는 노작 《[[자연철학의 수학적 원리]]》(1687년)에서 태양에 대한 지구의 질량비를 약 1/28&nbsp;700로 측정하였다. 이후 뉴턴은 그가 구했던 질량비가 잘못된 태양 [[시차 (천문학)|시찻값]](태양까지의 거리를 측정하기 위해 사용)에 기반한 것임을 알아냈다. 그는 《자연철학의 수학적 원리》 제3판에서 1/169 282로 측정값을 수정했다. 그러나 현재 밝혀진 태양 시찻값은 뉴턴이 구한 것보다 더 작아서 이 값으로부터 구한 질량비는 1/332 946이다.<ref>{{서적 인용
| first=David | last=Leverington | date=2003
| title=Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy
| page=126 | publisher=Cambridge University Press
| isbn=978-0-521-80840-8}}</ref>

측정의 단위로써 태양질량은 천문단위보다 먼저 사용되었으며 태양의 질량 상수는 정확하게 측정되었다. 이는 태양계 내 다른 행성의 상대적 질량 혹은 [[쌍성]]의 합산 질량은, [[케플러의 행성운동법칙|케플러 제3 법칙]]을 이용하여 행성이나 쌍성의 궤도 반지름 및 [[공전 주기]]로부터 태양질량 단위로 직접 계산할 수 있기 때문이다.(궤도 반지름은 천문단위, 공전 주기는 '[[년]]'을 써서 측정한다고 가정)

태양의 질량은 태어난 이래 계속 감소해 왔다. 이 작용은 두 가지 과정을 통해 일어나며 감소량은 두 과정이 서로 거의 비슷하다. 첫째, [[태양핵|태양 중심핵]]에서 [[핵융합]](특히 [[양성자-양성자 연쇄 반응]])을 통해 [[수소]]는 [[헬륨]]으로 바뀌며 이 반응은 질량 일부를 [[감마선]] [[광자]] 형태의 에너지로 변환한다. 이 에너지 대부분은 종국적으로 태양으로부터 복사된다. 둘째, 태양 대기에 있는 고에너지의 [[양성자|양성자들]]과 [[전자|전자들]]은 [[태양풍]]과 [[코로나 질량 방출]] 형태로 바로 우주로 분출된다.

과거 태양이 [[주계열성]] 단계에 돌입했을 때의 질량이 어느 정도였는지는 불확실하다. 초창기 태양의 질량 손실률은 지금보다 훨씬 높았으며 태양은 주계열이 된 후 지금까지 원래 있던 질량의 1~7%를 잃은 것으로 보인다.<ref name=apj583_2_1024/> 태양의 질량은 [[소행성]]과 [[혜성]] 충돌로 극소량 늘어난다. 그러나 태양은 태양계 전체 질량의 99.86%를 차지하는 존재이기 때문에 이런 충돌이 태양의 에너지 복사 및 분출 작용으로 잃는 양을 메꿀 수는 없다.

==관련 단위==
1 태양질량({{math|{{태양질량}}}})은 다음 단위들로 변환할 수 있다.
*{{math|{{val|27068510}} ''M''<sub>L</sub>}} ([[달질량]])
*{{math|{{val|332946}} {{지구질량}}}} ([[지구질량]])
*{{math|{{val|1047.35}} {{목성질량}}}} ([[목성질량]])
*{{math|{{val|1988.55}} [[요타]][[톤]]}}

태양질량은 [[일반 상대성이론]]에서 길이 또는 시간 단위로 질량을 표시하는 데에 자주 이용된다.

*{{math|{{태양질량}} ''G'' / ''c''<sup>2</sup> ≈ 1.48 km}} (태양 [[슈바르츠실트 반지름]]의 절반)
*{{math|{{태양질량}} ''G'' / ''c''<sup>3</sup> ≈ 4.93 μs}}

IAU Division | Working Group이 작성한 태양 질량 상수(''G''·{{math|{{태양질량}}}}) 값들은 다음과 같다.<ref>{{웹 인용
 | work=Numerical Standards for Fundamental Astronomy
 | publisher=IAU Division I Working Group
 | year=2012
 | title=Astronomical Constants : Current Best Estimates (CBEs)
 | url=http://maia.usno.navy.mil/NSFA/NSFA_cbe.html
 | accessdate=2018-06-28
 | 보존url=https://web.archive.org/web/20160826200953/http://maia.usno.navy.mil/NSFA/NSFA_cbe.html
 | 보존날짜=2016-08-26
 | url-status=dead
 }}</ref>
* {{val|1.32712442099|e=20|u=m<sup>3</sup>s<sup>−2</sup>}} ([[지심좌표시|TCG]]-compatible)
* {{val|1.32712440041|e=20|u=m<sup>3</sup>s<sup>−2</sup>}} ([[질량중심역학시|TDB]]-compatible)

==다른 천체와의 비교==
[[백조자리 X-1]](Cygnus X-1)의 질량은 현재까지 밝혀진 관측 결과에 따르면 대략 8.7 태양질량에서 약 15 태양질량(Solar masses)인 것으로 보인다.

== 같이 보기 ==
* [[찬드라세카르 한계]]
* [[가우스 인력상수]]
* [[항성 질량]]
* [[선그레이징 혜성]]

== 각주 ==
{{각주|30em|refs=
<ref name=harwit1998>{{인용|first1=Martin |last1=Harwit |date=1998 |title=Astrophysical concepts |series=Astronomy and Astrophysics Library |edition=3rd |publisher=Springer |isbn=978-0-387-94943-7 |pages=72, 75 |url=https://books.google.com/books?id=trAAgqWZVlkC&pg=PA72}}</ref>
<ref name=apj583_2_1024>{{인용|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>
}}

== 참고 자료 ==
* {{저널 인용
| 저자 = I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd
| 제목=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars
| 저널=The Astrophysical Journal
| 연도=2003
| volume=583
| issue=2
| 쪽=1024–1039
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S | doi=10.1086/345408
 }}

[[분류:태양]]
[[분류:질량의 단위]]
[[분류:천문학의 단위]]