Ηηλιακή μάζα είναι μία πρακτική μονάδαμάζας στηναστρονομία, που χρησιμοποιείται κυρίως για να εκφράσει τις μάζες άλλωναστέρων, αλλά και αστρικών σμηνών,νεφελωμάτων καιγαλαξιών. Είναι ίση με τη μάζα τουΉλιου, περίπου 2 εννεάκις εκατομμύριαχιλιόγραμμα:
Η μάζα αυτή είναι περίπου ίση με 333 χιλιάδες φορές τημάζα της Γης ή περίπου χίλιες φορές τη μάζα τουπλανήτη Δία (βλ. και «Σχέση με άλλες μονάδες» παρακάτω).
Επειδή η Γη ακολουθεί μίαελλειπτική τροχιά γύρω από τον Ήλιο, η ηλιακή μάζα μπορεί να υπολογισθεί από την εξίσωση για την περίοδο περιφοράς της[3]. Επειδή η μέση απόσταση από τη Γη ως τον Ήλιο είναι εξ ορισμού ίση με 1αστρονομική μονάδα (1 AU), ανG είναι ηΣταθερά της Παγκόσμιας έλξης, και 1 yr είναι 1 αστρικόέτος, τότε η μάζα του Ηλίου δίνεται από τη σχέση:
Χρειάζεται όμως πρώτα να προσδιορισθεί πειραματικά ηG, κάτι που έγινε για πρώτη φορά με τοπείραμα του Κάβεντις το1798. Ηημερήσια παράλλαξη του Ηλίου μετρήθηκε με ακρίβεια κατά τιςδιαβάσεις της Αφροδίτης το 1761 και το 1769[4], δίνοντας μία τιμή για την αστρονομική μονάδα σε χιλιόμετρα[5].
Ο πρώτος άνθρωπος που επεχείρησε να εκτιμήσει την ηλιακή μάζα φαίνεται ότι ήταν ο Ισαάκ Νεύτων, στο έργο τουPhilosophiae Naturalis Principia Mathematica, όπου δίνει τον λόγο της μάζας της Γης προς την ηλιακή μάζα ως 1 προς 28.700. Αργότερα ο ίδιος κατάλαβε ότι ο λόγος αυτός βασιζόταν σε μία εσφαλμένη τιμή για την ηλιακη ημερήσια παράλλαξη, επομένως και για την αστρονομική μονάδα, και διόρθωσε την εκτίμησή του σε 1 προς 169.282 στην τρίτη έκδοση τωνPrincipia. Η σημερινή τιμή για την παράλλαξη είναι ακόμα μικρότερη, δίνοντας τον λόγο 1 προς 332.946.[6]
Η ηλιακή μάζα άρχισε να χρησιμοποιείται ως μονάδα μετρήσεως πριν τον ακριβή προσδιορισμό της AU και της παγκόσμιας σταθεράς της βαρύτητας. Αυτό συνέβη επειδή η σχετική μάζα ενός άλλου πλανήτη στοΗλιακό Σύστημα ή η συνολική μάζα ενός διπλού αστέρα μπορεί να υπολογισθεί σε ηλιακές μάζες απευθείας από την ακτίνα της τροχιάς και την περίοδο περιφοράς (τροχιακή περίοδο) του πλανήτη ή των αστέρων με χρήση του τρίτου νόμου του Κέπλερ, όταν η ακτίνα της τροχιάς δίνεται σε AU και η περίοδος σε έτη.
Η μάζα του Ήλιου έχει μειωθεί από την εποχή του σχηματισμού του, εξαιτίας δύο διαφορετικών φαινομένων: Το πρώτο είναι η μετατροπή των πυρήνων υδρογόνου σε πυρήνες του στοιχείουήλιο μεπυρηνική σύντηξη, οπότε συμβαίνει μετατροπή μάζας σε ενέργεια, η οποία τελικώς ακτινοβολείται στο Σύμπαν. Το δεύτερο είναι η εκτόξευση πρωτονίων και ηλεκτρονίων υψηλής ενέργειας από την ηλιακή ατμόσφαιρα στο διάστημα με τη μορφή τουηλιακού ανέμου.
Το ποια ήταν η αρχική μάζα του Ήλιου όταν έφθασε στηνΚύρια ακολουθία παραμένει αβέβαιο. Ο νεαρός Ήλιος είχε πολύ ταχύτερους ρυθμούς απώλειας μάζας από ό,τι έχει σήμερα, και μπορεί να έχασε από το 1 ως το 7% της μάζας σχηματισμού του κατά τη διάρκεια της παραμονής του στην Κύρια ακολουθία[7]. Μία πολύ μικρή ποσότητα μάζας προστίθεται στον Ήλιο απόκομήτες καιαστεροειδείς που πέφτουν πάνω του. Ωστόσο, ο Ήλιος περιέχει ήδη το 99,86% της συνολικής μάζας του Ηλιακού Συστήματος, και επομένως αυτές οι πτώσεις δεν μπορούν να αντισταθμίσουν την απώλεια μάζας από την ακτινοβολία και τον ηλιακό άνεμο.
↑Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I. (Φεβρουάριος 2003), «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars»,The Astrophysical Journal583 (2): 1024–1039,doi:10.1086/345408
