Lihat pula: Massa bintang

**Massa Matahari** (***M*☉**) adalah standar satuan massa di astronomi yang digunakan untuk menunjukkan massa bintang lainya, cluster, nebula dan galaksi. Hal ini sama dengan massa Matahari, sekitar dua nonillion kilogram:

*M*☉ = (1,98847±0,00007)×1030 kg
Massa di atas adalah sekitar 332 946 kali massa Bumi (M🜨
), atau 1047 kali massa Jupiter (*M*J).

Karena bumi memiliki sebuah orbit elips mengelilingi Matahari, massa surya dapat dihitung dari persamaan untuk periode orbit dari objek kecil yang mengorbit massa pusat. Berdasarkan panjang tahun, jarak dari Bumi ke Matahari (satuan astronomi atau AU), dan konstanta gravitasi ({\displaystyle G}), massa Matahari dirumuskan dengan:

{\displaystyle M\_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1\,\mathrm {AU} )^{3}}{G\times (1\,\mathrm {yr} )^{2}}}}
Nilai konstanta gravitasi pertama kali berasal dari pengukuran yang dibuat oleh Henry Cavendish pada tahun 1798 dengan keseimbangan torsi. Nilai yang dia diperoleh hanya berbeda dengan hanya 1% dari nilai modern. Nilai paralaks dari Matahari yang akurat diukur selama transit Venus tahun 1761 dan 1769, menghasilkan nilai 9" (9 detik busur, dibandingkan dengan tahun 1976 nilai sekarang dari 8,794148" ). Jika kita mengetahui nilai parallax, kita dapat menentukan jarak ke Matahari dari geometri bumi.

Orang pertama yang memperkirakan massa Matahari adalah Isaac Newton. Dalam karyanya *Principia*, ia memperkirakan bahwa rasio massa Bumi ke Matahari adalah sekitar 1/28 700. Kemudian ia memutuskan bahwa nilainya didasarkan pada nilai yang salah untuk parallax surya, yang telah digunakan untuk memperkirakan jarak ke Matahari (1 AU). Ia mengoreksi rasio nya diperkirakan 1/169 282 dalam edisi ketiga dari Principia. Nilai saat ini untuk parallax surya masih lebih kecil, menghasilkan rasio massa diperkirakan 1/332 946.

Sebagai unit pengukuran, massa Matahari mulai digunakan sebelum AU dan konstanta gravitasi yang tepat diukur. Hal ini karena massa relatif planet lain di tata surya atau massa gabungan dari dua bintang biner dapat dihitung dalam satuan Surya massa langsung dari radius orbit dan periode orbit planet atau bintang menggunakan hukum ketiga Kepler, asalkan orbital radius diukur dalam satuan astronomi dan periode orbit diukur dalam tahun.

Massa Matahari telah menurun sejak saat itu terbentuk. Hal ini terjadi melalui dua proses dalam jumlah yang hampir sama. Pertama, dalam inti Matahari mengubah hidrogen menjadi helium oleh fusi nuklir, khususnya rantai p-p, dan reaksi ini mengkonversi beberapa massa menjadi energi dalam bentuk foton sinar gamma. Sebagian besar energi ini akhirnya memancar jauhdari Matahari. Kedua, proton energi tinggi dan elektron Matahari yang dikeluarkan langsung ke luar angkasa sebagai angin surya dan lontaran massa korona.

Massa asli dari Matahari pada saat itu mencapai deret utama masih belum jelas. Awalnya Matahari memiliki tingkat kehilangan massa yang jauh lebih tinggi daripada saat ini, sehingga mungkin telah kehilangan di mana saja 1-7% dari massa natal yang selama seumur hidup utama-urutan nya. Sedangkan peningkatan massa Matahari sangat kecil melalui dampak asteroid dan komet; Namun Matahari sudah memegang 99,86% dari total massa Tata Surya, sehingga dampak tersebut tidak dapat mengimbangi massa hilang oleh radiasi dan ejeksi.

Massa Matahari dan satuan terkait
---------------------------------

1 massa Matahari dapat dikonversikan ke satuan terkait:

* 27.068.510 massa Bulan (ML)
* 332.946 M⊕ massa Bumi (ME)
* 1.047,56 massa Jupiter (MJ)

Lihat pula
----------

* Limit Chandrasekhar
* Tetapan gravitasi Gauss
* Orde magnitudo (massa)
* Konstantata Gravitasi
* Relativitas
* Matahari

Referensi
---------

1. ↑  "Astronomical Constants" (PDF). *The Astronomical Almanac*. 2014. hlm. 2. Diarsipkan dari versi asli (PDF) tanggal 2013-11-10. Diakses tanggal 10 April 2019.
2. ↑  "Newtonian constant of gravitation". *Physical Measurement Laboratory*. Diakses tanggal 10 April 2019.
3. ↑  2014 Astronomical Constants  Diarsipkan 2013-11-10 di Wayback Machine.
4. ↑  NIST CODATA
5. ↑  Harwit, Martin (1998), *Astrophysical concepts*, Astronomy and astrophysics library (edisi ke-3rd), Springer, hlm. 72, 75, ISBN 0-387-94943-7
6. ↑  Holton, Gerald James; Brush, Stephen G. (2001). *Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond* (edisi ke-3rd). Rutgers University Press. hlm. 137. ISBN 0-8135-2908-5.
7. ↑  Pecker, Jean Claude; Kaufman, Susan (2001). *Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology*. Springer. hlm. 291–291. ISBN 3-540-63198-4.
8. ↑  Barbieri, Cesare (2007). *Fundamentals of astronomy*. CRC Press. hlm. 132–140. ISBN 0-7503-0886-9.
9. ↑  Leverington, David (2003). *Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy*. Cambridge University Press. hlm. 126. ISBN 0-521-80840-5.
10. ↑  Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I. (February 2003), "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars", *The Astrophysical Journal*, **583** (2): 1024–1039, arXiv:astro-ph/0210128 alt=Dapat diakses gratis, Bibcode:2003ApJ...583.1024S, doi:10.1086/345408

Bacaan lanjutan
---------------

* 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): 1024–1039.
* Diarsipkan 2013-11-10 di Wayback Machine.
*