Masa solar

La masa solar (M☉) es una unidad de medida utilizada en astronomía y astrofísica para medir comparativamente la masa de las estrellas y otros objetos astronómicos muy masivos como galaxias, equivale a un valor aproximado de 2 × 1030 kg. Equivale a 332 946 veces la masa de la Tierra ( ME ) y 1048 veces la masa de Júpiter ( MJ ). Específicamente M☉ = (1.98847 ± 0.00007) × 1030 kg.​ Debido a que la Tierra tiene una órbita elíptica alrededor del Sol, la masa solar puede ser calculada a partir de la ecuación para el período orbital de un cuerpo masivo central.​ El periodo orbital T {\displaystyle T} es T = 2 π a 3 μ {\displaystyle T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{\mu }}}} , donde: a {\displaystyle a} es el semieje mayor de la órbita. μ = G M {\displaystyle \mu =GM} es el parámetro gravitacional estándar, G {\displaystyle G} es la constante gravitacional y M {\displaystyle M} es la masa del objeto más masivo. Considerada la duración del año, la distancia de la Tierra al Sol y la constante gravitacional (G), la masa del Sol viene dada por: M ⊙ = 4 π 2 × ( 1 U A ) 3 G × ( 1 y r ) 2 {\displaystyle M_{\odot }={\frac {4\pi ^{2}\times (1\,\mathrm {UA} )^{3}}{G\times (1\,\mathrm {yr} )^{2}}}} . El valor de G veces la masa de un objeto, denominado parámetro gravitacional estándar, es conocido en el Sol y varios planetas con una precisión mucho mayor que solo el solo el valor de G. Por ello, la masa solar se utiliza como la masa estándar en el sistema astronómico de unidades.