Планетарная масса
В астрономии планетарная масса мерой массы планетоподобного объекта астрономического . является В Солнечной системе планеты обычно измеряются в астрономической системе единиц , где единицей массы является солнечная масса ( M ☉ ), масса Солнца . При изучении внесолнечных планет единицей измерения обычно является масса Юпитера ( MJ ) для больших газовых планет-гигантов и масса Земли ( ME группы ) для меньших скалистых планет земной .
Масса планеты Солнечной системы является корректируемым параметром при составлении эфемерид . Существует три варианта расчета массы планеты:
- Если у планеты есть естественные спутники , ее массу можно рассчитать с помощью закона всемирного тяготения Ньютона , чтобы получить обобщение третьего закона Кеплера , включающее массу планеты и ее луны. Это позволило раннее измерение массы Юпитера, измеренной в единицах солнечной массы .
- О массе планеты можно судить по ее влиянию на орбиты других планет. В 1931-1948 годах ошибочное применение этого метода привело к неверным расчетам массы Плутона .
- данные о влиянии, собранные с орбит космических зондов Могут быть использованы . Примеры включают «Вояджер» зонды к внешним планетам и космический корабль «Мессенджер» к Меркурию .
- Кроме того, многие другие методы могут дать разумные приближения. Например, Варуна , потенциальная карликовая планета , очень быстро вращается вокруг своей оси, как и карликовая планета Хаумеа . Хаумеа должна иметь очень высокую плотность, чтобы ее не разорвало на части центробежные силы . С помощью некоторых вычислений можно установить предел плотности объекта. Таким образом, если известен размер объекта, можно определить предел массы. Более подробную информацию об этом можно найти по ссылкам в вышеупомянутых статьях.
Выбор единиц
[ редактировать ]Выбор солнечной массы M ☉ в качестве основной единицы массы планеты происходит непосредственно на основе расчетов, используемых для определения массы планеты. В наиболее точном случае, в случае самой Земли , масса известна в единицах солнечной массы с точностью до двенадцати значащих цифр ; та же масса, выраженная в килограммах или других земных единицах, известна только для пяти значащих цифр, что точность составляет менее миллионной доли. [1]
Разница заключается в способе расчета планетарных масс. Невозможно «взвесить» планету, а тем более Солнце, по тем стандартам массы, которые используются в лаборатории. С другой стороны, орбиты планет дают широкий диапазон наблюдательных данных относительно относительных положений каждого тела, и эти положения можно сравнить с их относительными массами, используя закон всемирного тяготения Ньютона (с небольшими поправками к общей теории относительности , где необходимый). такие как килограмм, необходимо знать значение гравитационной постоянной G. Чтобы преобразовать эти относительные массы в земные единицы , Ньютона Эту константу чрезвычайно трудно измерить на практике, и ее значение известно с относительной точностью всего 2,2 × 10. −5 . [2]
Масса Солнца — довольно большая единица в масштабах Солнечной системы: 1,9884(2) × 10. 30 кг . [1] Самая большая планета, Юпитер , составляет 0,09% массы Солнца, а масса Земли составляет около трёх миллионных (0,0003%) массы Солнца.
При сравнении планет между собой часто удобно использовать массу Земли ( ME в или ME ) качестве стандарта, особенно для планет земной группы . Для массы газовых гигантов , а также для большинства внесолнечных планет и карликов масса Юпитера ( MJ коричневых удобным сравнением является ).
| Планета | Меркурий | Венера | Земля | Марс | Юпитер | Сатурн | Уран | Нептун |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Масса Земли M E | 0.0553 | 0.815 | 1 | 0.1075 | 317.8 | 95.2 | 14.6 | 17.2 |
| Масса Юпитера M Дж | 0.000 17 | 0.002 56 | 0.003 15 | 0.000 34 | 1 | 0.299 | 0.046 | 0.054 |
Планетарная масса и образование планет
[ редактировать ]
Масса планеты имеет последствия для ее структуры, поскольку она имеет большую массу, особенно пока она находится в процессе формирования . Тело с достаточной массой может преодолеть прочность на сжатие и обрести округлую форму (примерно гидростатическое равновесие ). С 2006 года эти объекты относят к карликовым планетам , если они вращаются вокруг Солнца (то есть если не являются спутниками другой планеты). Порог зависит от ряда факторов, таких как состав, температура и наличие приливного нагрева. Самым маленьким телом, которое, как известно, имеет округлую форму, является спутник Сатурна Мимас , возраст которого составляет около 1 ⁄ 160 000 массы Земли; с другой стороны, тела размером с объект Салация пояса Койпера , около 1 ⁄ 13000 массы Земли, возможно, не преодолели силы сжатия. Меньшие тела, такие как астероиды, классифицируются как « малые тела Солнечной системы ».
Карликовая планета по определению недостаточно массивна, чтобы гравитационно очистить соседнюю область от планетезималей . Масса, необходимая для этого, зависит от местоположения: Марс покидает свою орбиту в своем текущем местоположении, но не сделал бы этого, если бы вращался в облаке Оорта .
Меньшие планеты содержат только силикаты и металлы и являются планетами земной группы, такими как Земля или Марс . Внутренняя структура скалистых планет зависит от массы: например, тектоника плит может потребовать минимальной массы для создания достаточных температур и давлений для ее возникновения. [3] Геофизические определения также включают карликовые планеты и спутники внешней Солнечной системы, которые подобны планетам земной группы, за исключением того, что они состоят из льда и камня, а не из камня и металла: крупнейшими такими телами являются Ганимед , Титан , Каллисто , Тритон и Плутон .
протопланета увеличится Если за счет аккреции примерно вдвое по массе Земли, ее гравитация станет достаточно большой, чтобы удерживать водород в атмосфере . В этом случае он вырастет в ледяного гиганта или газового гиганта . Таким образом, Земля и Венера близки к максимальному размеру, до которого обычно может вырасти планета, оставаясь при этом твердой. [4] Если затем планета начнет мигрировать своей системы , она может переместиться в пределах ледяной линии и стать горячим Юпитером, вращающимся очень близко к своей звезде, а затем постепенно теряющим небольшое количество массы по мере того, как радиация звезды разрушает ее атмосферу.
Теоретическая минимальная масса, которую звезда может иметь и при этом подвергаться термоядерному синтезу в ядре, оценивается примерно в 75 МДж может происходить и , хотя синтез дейтерия при массах всего 13 Юпитеров. [5] [6] [7]
Значения из эфемерид DE405
[ редактировать ]Эфемериды DE405/LE405 из Лаборатории реактивного движения. [1] [8] — это широко используемые эфемериды, датируемые 1998 годом и охватывающие всю Солнечную систему. Таким образом, планетарные массы образуют самосогласованный набор, что не всегда соответствует более поздним данным (см. Ниже).
| Планеты и естественные спутники | Планетарная масса (относительно Солнце × 10 −6 ) | Масса спутника (относительно родительская планета) | Абсолютный масса | Иметь в виду плотность | |
|---|---|---|---|---|---|
| Меркурий | 0. 166 01 | 3.301 × 10 23 кг | 5,43 г/см 3 | ||
| Венера | 2. 447 8383 | 4.867 × 10 24 кг | 5,24 г/см 3 | ||
| Земля / Луна Система | 3. 040 432 633 33 | 6.046 × 10 24 кг | 4,4309 г/см 3 | ||
| Земля | 3. 003 489 596 32 | 5.972 × 10 24 кг | [а] 5,514 г/см 3 | ||
| Луна | 1. 230 003 83 × 10 −2 | 7.348 × 10 22 кг | [а] 3,344 г/см 3 | ||
| Марс | 0.3227151 | 6.417 × 10 23 кг | 3,91 г/см 3 | ||
| Юпитер | 954.79194 | 1.899 × 10 27 кг | 1,24 г/см 3 | ||
| Этот | 4.70 × 10 −5 | 8.93 × 10 22 кг | |||
| Европа | 2.53 × 10 −5 | 4.80 × 10 22 кг | |||
| Ганимед | 7.80 × 10 −5 | 1.48 × 10 23 кг | |||
| Каллисто | 5.67 × 10 −5 | 1.08 × 10 23 кг | |||
| Сатурн | 285.8860 | 5.685 × 10 26 кг | 0,62 г/см 3 | ||
| Титан | 2.37 × 10 −4 | 1.35 × 10 23 кг | |||
| Уран | 43.66244 | 8.682 × 10 25 кг | 1,24 г/см 3 | ||
| Титания | 4.06 × 10 −5 | 3.52 × 10 21 кг | |||
| Оберон | 3.47 × 10 −5 | 3.01 × 10 21 кг | |||
| Нептун | 51.51389 | 1.024 × 10 26 кг | 1,61 г/см 3 | ||
| Тритон | 2.09 × 10 −4 | 2.14 × 10 22 кг | |||
| Карликовые планеты и астероиды | |||||
| Плутон / Харон Система | 0.007396 | 1.471 × 10 22 кг | 2,06 г/см 3 | ||
| Церера | 0.00047 | 9.3 × 10 20 кг | |||
| Веста | 0.00013 | 2.6 × 10 20 кг | |||
| Паллада | 0.00010 | 2.0 × 10 20 кг | |||
Масса Земли и масса Луны
[ редактировать ]Если у планеты есть естественные спутники, ее масса обычно указывается для всей системы (планета + спутники), поскольку это масса всей системы, которая действует как возмущение на орбитах других планет. Разница очень незначительна, поскольку естественные спутники намного меньше своих родительских планет (как видно из таблицы выше, где даже перечислены только самые крупные спутники).
Показательным примером являются Земля и Луна, отчасти потому, что Луна необычно велика (чуть более 1% массы Земли) по сравнению с ее родительской планетой по сравнению с другими естественными спутниками. Существуют также очень точные данные по системе Земля-Луна, в частности, полученные в ходе эксперимента по лунной лазерной локации (LLR).
Геоцентрическая гравитационная постоянная – произведение массы Земли на ньютоновскую постоянную гравитации – может быть измерена с высокой точностью по орбитам Луны и искусственных спутников. Соотношение двух масс можно определить по небольшому колебанию орбиты Земли, вызванному гравитационным притяжением Луны.
Более поздние значения
[ редактировать ]Построение полных и высокоточных эфемерид Солнечной системы является обременительной задачей. [9] Можно (и несколько проще) построить частичные эфемериды, которые касаются только интересующих планет (или карликовых планет, спутников, астероидов), «фиксируя» движение других планет в модели. Эти два метода не являются строго эквивалентными, особенно когда речь идет о присвоении неопределенностей результатам: однако «лучшие» оценки – по крайней мере, с точки зрения приведенных неопределенностей в результате – для масс малых планет и астероидов обычно получаются из частичных расчетов. эфемериды.
Тем не менее, новые полные эфемериды продолжают готовиться, в первую очередь эфемериды EPM2004 Института прикладной астрономии Российской академии наук . EPM2004 основан на 317 014 отдельных наблюдениях в период с 1913 по 2003 год, что более чем в семь раз больше, чем DE405, и дал более точные массы Цереры и пяти астероидов. [9]
| ЭПМ2004 [9] | Витальяно и Стос (2006) [10] | Браун и Шаллер (2007) [11] | Толен и др. (2008) [12] | Питьева и Стэндиш (2009) [13] | Рагозин и Браун (2009) [14] | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 136199 Эрис | 84.0(1.0) × 10 −4 | |||||
| 134340 Плутон | 73.224(15) × 10 −4 [б] | |||||
| 136108 Грязный | 20.1(2) × 10 −4 | |||||
| 1 Церера | 4.753(7) × 10 −4 | 4.72(3) × 10 −4 | ||||
| 4 Веста | 1.344(1) × 10 −4 | 1.35(3) × 10 −4 | ||||
| 2 Палласа | 1.027(3) × 10 −4 | 1.03(3) × 10 −4 | ||||
| 15 Евномия | 0.164(6) × 10 −4 | |||||
| 3 июня | 0.151(3) × 10 −4 | |||||
| 7 Ирис | 0.063(1) × 10 −4 | |||||
| 324 Бамберга | 0.055(1) × 10 −4 |
Лучшие оценки МАС (2009 г.)
[ редактировать ]Новый набор «наилучших текущих оценок» различных астрономических констант. [15] была одобрена 27-й Генеральной ассамблеей Международного астрономического союза (МАС) в августе 2009 года. [16]
| Планета | Отношение солнечной массы к планетарной массе (включая спутники) | Планетарная масса (относительно Солнца × 10 −6 ) | Масса (кг) | Ссылка |
|---|---|---|---|---|
| Меркурий | 6023.6(3) × 10 3 | 0. 166 014 (8) | 3.3010(3) × 10 23 | [17] |
| Венера | 408. 523 719 (8) × 10 3 | 2. 081 062 72 (3) | 4.1380(4) × 10 24 | [18] |
| Марс | 3098. 703 59 (2) × 10 3 | 0. 323 237 1722 (21) | 6.4273(6) × 10 23 | [19] |
| Юпитер [с] | 1. 047 3486 (17) × 10 3 | 954.7919(15) | 1.89852(19) × 10 27 | [20] |
| Сатурн | 3. 497 9018 (1) × 10 3 | 285. 885 670 (8) | 5.6846(6) × 10 26 | [21] |
| Уран | 22. 902 98 (3) × 10 3 | 43. 662 44 (6) | 8.6819(9) × 10 25 | [22] |
| Нептун | 19. 412 26 (3) × 10 3 | 51. 513 84 (8) | 1.02431(10) × 10 26 | [23] |
Текущие лучшие оценки IAU (2012 г.)
[ редактировать ]Набор «текущих наилучших оценок» за 2009 год был обновлен в 2012 году резолюцией B2 XXVIII Генеральной ассамблеи МАС. [24] Улучшенные значения были даны для Меркурия и Урана (а также для системы Плутона и Весты).
| Планета | Отношение солнечной массы к планетарной массе (включая спутники) |
|---|---|
| Меркурий | 6023.657 33 (24) × 10 3 |
| Уран | 22. 902 951 (17) × 10 3 |
См. также
[ редактировать ]Сноски
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Отдельные плотности, приведенные для Земли и Луны, не были определены по данным DE405/LE405, а приведены в таблице для сравнения с другими планетами и спутниками.
- ^ Для простоты сравнения с другими значениями масса, указанная в таблице, относится ко всей системе Плутона: это также значение, которое указано в «текущих лучших оценках» МАС. Толен и др. также дайте оценки масс четырех тел, составляющих систему Плутона: Плутон 6,558(28) × 10. −9 M ☉ , 1.304(5) × 10 22 кг; Харон 7,64(21) × 10 −10 M ☉ , 1.52(4) × 10 21 кг; Никс 2,9 × 10 −13 M ☉ , 5.8 × 10 17 кг; Гидра 1,6 × 10 −13 M ☉ , 3.2 × 10 17 кг.
- ^ Значение, указанное Рабочей группой МАС по числовым стандартам фундаментальной астрономии (1,047 348 644 . × 10) 3 ) не соответствует указанной неопределенности (1,7 × 10 −3 ): здесь значение округлено.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с « Избранные астрономические константы 2009 г., архивированные 27 марта 2009 г. в Wayback Machine » в «Астрономический онлайн-альманах» . УСНО , УХО .
- ^ «Значение CODATA 2022: гравитационная постоянная Ньютона» . Справочник NIST по константам, единицам измерения и неопределенности . НИСТ . Май 2024 года . Проверено 18 мая 2024 г.
- ^ Пресс-релиз CfA №: 2008-02, 9 января 2008 г. Земля: пограничная планета для жизни?
- ^ Чен, Цзинцзин; Киппинг, Дэвид (2016). «Вероятностное предсказание масс и радиусов других миров» . Астрофизический журнал . 834 (1): 17. arXiv : 1603.08614 . дои : 10.3847/1538-4357/834/1/17 . S2CID 119114880 .
- ^ Босс, Алан (3 апреля 2001 г.). «Это планеты или что?» . Институт Карнеги в Вашингтоне. Архивировано из оригинала 28 сентября 2006 г. Проверено 8 июня 2006 г.
- ^ Сига, Дэвид (17 августа 2006 г.). «Обнаружено массовое отсечение между звездами и коричневыми карликами» . Новый учёный . Проверено 23 августа 2006 г.
- ^ Басри, Гибор (2000). «Наблюдения за коричневыми карликами». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 : 485. Бибкод : 2000ARA&A..38..485B . дои : 10.1146/annurev.astro.38.1.485 .
- ^ Стэндиш, Э.М. (1998). «Планетные и лунные эфемериды JPL, DE405/LE405» (PDF) . JPL IOM 312.F-98-048. Архивировано из оригинала (PDF) 29 сентября 2006 г.
- ^ Перейти обратно: а б с Питьева, Е.В. (2005). «Высокоточные эфемериды планет — EPM и определение некоторых астрономических констант» (PDF) . Исследования Солнечной системы . 39 (3): 176–86. Бибкод : 2005SoSyR..39..176P . дои : 10.1007/s11208-005-0033-2 . S2CID 120467483 . Архивировано из оригинала (PDF) 22 августа 2006 г.
- ^ Витальяно, А.; Стосс, РМ (2006). «Новое определение массы (15) Eunomia, основанное на очень близком контакте с (50278) 2000CZ12» . Астрон. Астрофизика . 455 (3): Л29–31. Бибкод : 2006A&A...455L..29V . дои : 10.1051/0004-6361:20065760 . .
- ^ Браун, Майкл Э .; Шаллер, Эмили Л. (15 июня 2007 г.). «Масса карликовой планеты Эрида» (PDF) . Наука . 316 (5831): 1585. Бибкод : 2007Sci...316.1585B . дои : 10.1126/science.1139415 . ПМИД 17569855 . S2CID 21468196 .
- ^ Толен, Дэвид Дж.; Буи, Марк В.; Гранди, Уильям М.; Эллиотт, Гаррет Т. (2008). «Массы Никс и Гидры». Астрон. Дж . 135 (3): 777–84. arXiv : 0712.1261 . Бибкод : 2008AJ....135..777T . дои : 10.1088/0004-6256/135/3/777 . S2CID 13033521 . .
- ^ Питьева, Е.В. Стэндиш, Э.М. (2009). «Предложения по массам трёх крупнейших астероидов, соотношению масс Луны и Земли и астрономической единице» . Селеста. Мех. Дин. Астрон . 103 (4): 365–72. Бибкод : 2009CeMDA.103..365P . дои : 10.1007/s10569-009-9203-8 . S2CID 121374703 . .
- ^ Рагозин, Дарин; Браун, Майкл Э. (2009). «Орбиты и массы спутников карликовой планеты Хаумеа = 2003 EL61». Астрон. Дж . 137 (6): 4766–76. arXiv : 0903.4213 . Бибкод : 2009AJ....137.4766R . дои : 10.1088/0004-6256/137/6/4766 . S2CID 15310444 . .
- ^ «Заключительная сессия Генеральной ассамблеи [МАУ]» (PDF) . Эстрелла д'Альва . 14 августа 2009 г. п. 1. Архивировано из оригинала (PDF) 6 июля 2011 г. .
- ^ Андерсон, Джон Д.; Коломбо, Джузеппе; Эспозито, Паскуале Б.; Лау, Юнис Л.; и др. (1987). «Поле массовой гравитации и эфемериды Меркурия». Икар . 71 (3): 337–49. Бибкод : 1987Icar...71..337A . дои : 10.1016/0019-1035(87)90033-9 . .
- ^ Коноплив А.С.; Банердт, ВБ; Шегрен, В.Л. (1999). «Гравитация Венеры: 180-й градус и модель порядка». Икар . 139 (1): 3–18. Бибкод : 1999Icar..139....3K . CiteSeerX 10.1.1.524.5176 . дои : 10.1006/icar.1999.6086 . .
- ^ Коноплив Алексей С.; Йодер, Чарльз Ф.; Стэндиш, Э. Майлз; Юань, Да-Нин; и др. (2006). «Глобальное решение для статической и сезонной гравитации Марса, ориентации Марса, масс Фобоса и Деймоса и эфемерид Марса». Икар . 182 (1): 23–50. Бибкод : 2006Icar..182...23K . дои : 10.1016/j.icarus.2005.12.025 . .
- ^ Джейкобсон, РА; Хау, Р.Дж.; МакЭлрат, ТП; Антреазиан, ПГ (2000). «Комплексная реконструкция орбиты миссии Галилео Прайм в системе J2000». Журнал астронавтических наук . 48 (4): 495–516. дои : 10.1007/BF03546268 . hdl : 2060/20000056904 . .
- ^ Джейкобсон, РА; Антреазиан, PG; Борди, Джей Джей; Криддл, Кентукки; и др. (2006). «Гравитационное поле системы Сатурна по данным спутниковых наблюдений и слежения за космическими аппаратами» . Астрон. Дж . 132 (6): 2520–26. Бибкод : 2006AJ....132.2520J . дои : 10.1086/508812 . .
- ^ Джейкобсон, РА; Кэмпбелл, Дж. К.; Тейлор, АХ; Синотт, СП (1992). «Массы Урана и его основных спутников по данным слежения за «Вояджером» и данным наземных спутников Урана». Астрон. Дж . 103 (6): 2068–78. Бибкод : 1992AJ....103.2068J . дои : 10.1086/116211 . .
- ^ Джейкобсон, РА (3 апреля 2009 г.). «Орбиты спутников Нептуна и ориентация полюса Нептуна» . Астрономический журнал . 137 (5): 4322–4329. Бибкод : 2009AJ....137.4322J . дои : 10.1088/0004-6256/137/5/4322 .