행성질량

Planetary mass

천문학에서 행성 질량은 행성처럼 생긴 천문체의 질량을 측정하는 척도다. 태양계 내에서 행성은 보통 단위 천문계에서 측정되는데, 여기서 질량의 단위는 태양의 태양질량()M☉이다. 극외 행성의 연구에서 측정 단위는 일반적으로 대형 가스 거대 행성의 경우 목성()MJ의 질량이고, 더 작은 암석 지대행성의 경우 지구()MEarth의 질량이다.

태양계 내에 있는 행성의 질량은 후천체 준비에서 조절된 매개 변수다. 행성 질량을 계산하는 방법에는 다음과 같은 세 가지 변화가 있다.

  • 만약 이 행성에 천연 위성이 있다면, 그 질량은 뉴턴의 만유인력의 법칙을 이용하여 계산하여 행성과 그 위성의 질량을 포함하는 케플러의 제3법칙의 일반화를 이끌어낼 수 있다. 이를 통해 태양 질량의 단위로 측정한 목성의 질량을 조기에 측정할 수 있었다.
  • 행성의 질량은 그것이 다른 행성의 궤도에 미치는 영향에서 유추할 수 있다. 1931-1948년 이 방법의 결함 있는 적용은 명왕성의 질량을 부정확하게 계산하게 했다.
  • 우주 탐침의 궤도에서 수집된 영향의 데이터를 사용할 수 있다. 예로는 외행성에 대한 보이저 탐사선과 수성에 가는 메신저 우주선이 있다.
  • 또한, 수많은 다른 방법들은 합리적인 근사치를 제공할 수 있다. 예를 들어, 잠재적 왜성인 바루나는 왜성 하우메아처럼 축 위에서 매우 빠르게 회전한다. 하우메아는 원심력에 의해 찢어지지 않기 위해서는 밀도가 매우 높아야 한다. 어떤 계산을 통해 물체의 밀도를 제한할 수 있다. 따라서 물체의 크기를 알면 질량의 한계를 결정할 수 있다. 이에 대한 자세한 내용은 앞서 언급한 기사의 링크를 참조하십시오.

단위 선택

행성 질량의 기본 단위인 태양 질량의 선택은 행성 질량을 결정하는 데 사용된 계산에서 직접 나온다. 가장 정확한 경우, 지구 자체의 질량은 12개의 유의미한 숫자에 대한 태양 질량의 관점에서 알려져 있다: 같은 질량은 킬로그램이나 다른 지구 기반 단위에서 5개의 유의한 수치에게만 알려져 있는데, 이는 정밀한 만큼 100만분의 1도 안 되는 것이다.[1]

그 차이는 행성 질량을 계산하는 방식에서 온다. 실험실에서 사용되는 질량 기준과는 달리 행성과 태양을 "위"하는 것은 불가능하다. 한편, 행성의 궤도는 각 신체의 상대적 위치에 대해 광범위한 관측 데이터를 제공하며, 이러한 위치들은 뉴턴의 만유인력의 법칙(필요한 경우 일반 상대성에 대한 작은 보정)을 이용하여 상대적 질량과 비교할 수 있다. 이러한 상대적 질량을 킬로그램과 같은 지구 기반 단위로 변환하기 위해서는 뉴턴 중력 상수 G의 값을 알 필요가 있다. 이 상수는 실제로 측정하기가 현저히 어려우며, 그 가치는 1만분의 1의 정밀도로만 알려져 있다.[2]

태양 질량은 태양계 눈금에서 꽤 큰 단위다: 1.9884(2)×1030 kg.[1] 가장 큰 행성인 목성은 태양 질량의 0.09%인 반면 지구는 태양 질량의 약 300만분의 1(0.0003%)이다. 이 문제를 극복하기 위해 문헌에는 다양한 다른 관습들이 사용된다. 예를 들어, 한 개의 태양을 구성하는 데 필요한 '행성의 수'에서 행성 질량을 인용하도록 비율을 뒤집는 것이다.[1] 여기서, 우리는 모든 행성 질량을 '마이크로썬'에 표시하기로 결정했다. 즉, 지구의 질량이 3개의 '마이크로썬' 즉, 태양의 3백만분의 1을 조금 넘는 것이다. 단, 그것들이 킬로그램으로 특별히 인용되지 않는 한 말이다.

그들끼리 행성을 비교할 때 지구의 질량(ME 또는 M)을 이용하는 것이 편리할 때가 많다. MEarth)는, 특히 지상 행성에 대한 표준으로서. 가스 거인의 질량, 그리고 대부분의 외계 행성과 갈색 왜성의 질량에도 목성의 질량 ()MJ)는 편리한 비교다.

지구 질량에 상대적인 행성 질량 MEarth 그리고 목성 MJ
행성 수성. 금성 지구 화성 목성 토성 천왕성 해왕성
지구 질량 M지구 0.0553 0.815 1 0.1075 317.8 95.2 14.6 17.2
목성 질량 MJ 0.000 17 0.002 56 0.003 15 0.000 34 1 0.299 0.046 0.054

행성 질량 및 행성 형성

베스타는 소행성대에서 케레스 다음으로 큰 몸집이다. 던 우주선에서 나온 이 사진은 완벽하게 구형이 아니라는 것을 보여준다.

행성의 질량은 특히 생성 과정의 손에 있는 동안 큰 질량을 가지면서 그 구조에 대한 결과를 가져온다. 질량이 충분한 몸은 압축 강도를 이겨내고 둥근 모양(강력한 정수 평형)을 이룰 수 있다. 2006년부터 이 물체들은 태양 주위를 공전할 경우(즉, 다른 행성의 위성이 아닐 경우) 왜성으로 분류되어 왔다. 임계치는 구성, 온도, 조력난방 유무 등 여러 요인에 따라 달라진다. 둥근 것으로 알려진 가장 작은 시체는 토성의 달 미마스(약 1만 원)이다. 지구 질량 1⁄160000, 반면에 지구 질량 약 1/13000에서 카이퍼 벨트 물체 살라시아만큼 큰 육체는 압축 강도를 극복하지 못했을 수도 있다. 소행성과 같은 작은 몸체는 "작은 태양계 몸체"로 분류된다.

왜성은, 정의상, 중력적으로 그 이웃의 행성들을 지울 만큼 충분히 거대하지 않다. 그렇게 하는 데 필요한 질량은 위치에 따라 달라진다. 화성은 현재 위치에서 궤도를 비우지만, 만약 오트 구름에서 궤도를 돌면 그렇게 하지 않을 것이다.

더 작은 행성들은 오직 규산염과 금속만을 가지고 있고, 지구나 화성과 같은 지상 행성들이다. 암석 행성의 내부 구조는 질량에 의존한다. 예를 들어, 판구조론은 그것이 일어나기에 충분한 온도와 압력을 생성하기 위해 최소 질량을 필요로 할 수 있다.[3] 지구물리학적 정의는 또한 외부 태양계에 있는 왜성들과 달들을 포함할 것이다. 지구 행성들은 그들이 암석이나 금속이 아닌 얼음과 암석으로 구성되어 있다는 것을 제외하면 지구 행성들과 같다. 그러한 몸체들 중 가장 큰 것은 가니메데, 타이탄, 칼리스토, 트리톤, 명왕성이다.

만약 원시행성체가 지구의 약 2배 이상의 질량에 적응하여 성장한다면, 그것의 중력은 수소를 대기 중에 보존할 수 있을 만큼 충분히 커진다. 이 경우 얼음 거인이나 가스 거인으로 성장하게 된다. 이와 같이 지구와 금성은 바위가 남아 있는 동안 행성이 보통 성장할 수 있는 최대 크기에 가깝다.[4] 만약 이 행성이 이주를 시작한다면, 이 행성은 시스템의 서리선 내에서 잘 움직이고, 항성과 매우 가까운 궤도를 선회하는 뜨거운 목성이 될 수 있다. 그리고 이 별의 방사선이 대기를 분리하면서 점차적으로 소량의 질량을 잃게 된다.

항성이 가질 수 있는 이론적 최소 질량은 여전히 핵에서 수소 융합을 겪을 수 있으며, 약 75로 추정된다. M중수소의 융해는 13주피터 정도의 낮은 질량에서 일어날 수 있다J.[5][6][7]

DE405 후각의 값

제트추진연구소의[1][8] DE405/LE405 에피메리스는 1998년부터 태양계 전체를 커버하는 널리 사용되는 에피헤메리스다. 이와 같이 행성 질량은 자체 일관성을 갖는 집합을 형성하는데, 이는 더 최근의 데이터(아래 참조)의 경우가 항상 있는 것은 아니다.

행성 및
천연 위성 		행성질량
(정확히)
태양 × 10−6 ) 		위성 질량
(정확히)
모행성) 		절대적
미사 		평균
밀도
수성. 0.16601 3.15×1023 kg 5.43 g/cm3
금성 2.4478383 4.867×10kg24 5.24 g/cm3
지구/달 시스템 3.04043263333 6.046×10kg24 4.169 g/cm3
지구 3.00348959632 5.972×10kg24 [a] 5.514 g/cm3
달 1.23000383×10−2 7.348×10kg22 [a] 3.344 g/cm3
화성 0.3227151 6.417×10kg23 3.91 g/cm3
목성 954.79194 1.899×10kg27 1.24 g/cm3
이오 4.70×10−5 8.93×1022 kg
유로파 2.53×10−5 4.80×1022 kg
가니메데 7.80×10−5 1.48×10kg23
칼리스토 5.67×10−5 1.08×10kg23
토성 285.8860 5.685×10kg26 0.62 g/cm3
타이탄 2.37×10−4 1.35×1023 kg
천왕성 43.66244 8.682×1025 kg 1.24 g/cm3
타이타니아 4.06×10−5 3.52×10kg21
오베론 3.47×10−5 3.01×10kg21
해왕성 51.51389 1.024×10kg26 1.61 g/cm3
트리톤 2.09×10−4 2.14×10kg22
왜성과 소행성
명왕성/채론계 0.007396 1.471×1022 kg 2.06 g/cm3
세레스 0.00047 9.3×1020 kg
베스타 0.00013 2.6×1020 kg
팔라스 0.00010 2.0×10kg20

지구 질량 및 달 질량

행성에 천연 위성이 있는 경우, 다른 행성의 궤도에 섭동하는 전체 시스템의 질량이기 때문에 행성 전체의 질량은 보통 인용된다. 자연 위성이 모행성보다 훨씬 작기 때문에 그 구별은 매우 미미하다(위 표에서 볼 수 있듯이, 가장 큰 위성만 나열되어 있다).

지구와 달이 그 대표적인 예를 형성하는데, 부분적으로는 달이 다른 자연 위성과 비교했을 때 모행성과 관련하여 특이하게 크기 때문이다(지구 질량의 1%를 약간 초과함). 또한 지구-달 시스템, 특히 달 레이저 범위 측정 실험(LLR)에서 이용할 수 있는 매우 정밀한 데이터도 있다.

지구 중력 상수인 지구 질량의 산물인 뉴턴 중력 상수는 달과 인공위성의 궤도에서 높은 정밀도로 측정할 수 있다. 이 두 질량의 비율은 달의 중력 끌어당김으로 인해 지구 궤도가 약간 흔들리는 것으로부터 결정될 수 있다.

최근 값

완전하고 정밀도가 높은 태양계 인식기의 건설은 부담스러운 일이다.[9] 모델에서 다른 행성의 움직임을 "고정"함으로써 관심 있는 행성(또는 왜성, 위성, 소행성)에만 관련된 부분적인 표피체를 구성하는 것이 가능하다(그리고 다소 단순하다). 두 가지 방법은 특히 결과에 불확실성을 할당할 때 엄격하게 동등하지는 않다. 그러나 최소 결과의 인용된 불확실성에 관한 최선의 추정치는 작은 행성과 소행성의 질량은 대개 부분적인 표피에서 나온다.

그럼에도 불구하고, 새로운 완전한 인식은 계속해서 준비되고 있으며, 가장 두드러진 것은 러시아 과학 아카데미의 응용 천문학 연구소의 EPM2004 인식이다. EPM2004는 1913년과 2003년 사이에 DE405보다 7배 이상 많은 317014개의 개별 관측을 기반으로 하며, 세레스와 5개의 소행성에 대해 더 정확한 질량을 부여했다.[9]

행성 질량(태양 × 10에−6 상대적)
EPM2004[9] 비타글리아노 & 스토스
(2006)[10] 		브라운 & 샬러
(2007)[11] 		툴렌 외
(2008)[12] 		핏제바 & 스탠디시
(2009)[13] 		라고진 & 브라운
(2009)[14]
136199 에리스 84.0(1.0)×10−4
134340 명왕성 73.224(15)×10−4 [b]
136108 하우메아 20.1(2)×10−4
1세레스 4.753(7)×10−4 4.72(3)×10−4
4 베스타 1.344(1)×10−4 1.35(3)×10−4
2 팔라스 1.027(3)×10−4 1.03(3)×10−4
15 은오미아 0.164(6)×10−4
3 주노 0.151(3)×10−4
7 아이리스 0.063(1)×10−4
밤베르가 324번지 0.055(1)×10−4

IAU 최선의 추정치(2009)

2009년 8월 국제천문연맹(IAU) 제27차 총회에서 각종 천문학 상수에[15] 대한 새로운 "현재 최고 추정치" 세트가 승인되었다.[16]

행성 태양 질량의 비율
행성 질량까지
(위성 포함) 		행성질량
(태양 × 10에−6 상대적) 		질량(kg) 참조
수성. 6023.6(3)×103 0.166014(8) 3.3010(3)×1023 [17]
금성 408.523719(8)×103 2.08106272(3) 4.1380(4)×1024 [18]
화성 3098.70359(2)×103 0.3232371722(21) 6.4273(6)×1023 [19]
목성[c] 1.0473486(17)×103 954.7919(15) 1.89852(19)×1027 [20]
토성 3.4979018(1)×103 285.885670(8) 5.6846(6)×1026 [21]
천왕성 22.90298(3)×103 43.66244(6) 8.6819(9)×1025 [22]
해왕성 19.41226(3)×103 51.51384(8) 1.02431(10)×1026 [23]

IAU 현재 최선의 추정치(2012년)

2009년 "현재 최선의 추정치" 세트는 IAU XXVIII 총회의 결의안 B2에 의해 2012년에 업데이트되었다. [24] 수성과 천왕성(그리고 명왕성과 베스타에도 개선된 값이 주어졌다.

행성 태양 질량의 비율
행성 질량까지
(위성 포함)
수성. 6023.657 33 (24)×103
천왕성 22.902951(17)×103

참고 항목

각주

  1. ^ a b 지구와 달에 주어진 별도 밀도는 DE405/LE405 데이터에서 결정되지 않고 다른 행성과 위성과의 비교를 위해 표에 열거되어 있다.
  2. ^ 다른 값과 쉽게 비교할 수 있도록 표에 제시된 질량은 명왕성 시스템 전체에 대한 것이다. 이는 IAU "현재 최고 추정치"에 나타나는 값이기도 하다. Tholen 외 연구진은 명왕성계를 구성하는 네 개의 몸체의 질량에 대한 추정치도 제시한다. 명왕성 6.558(28)×10−9 M☉, 1.304(5)×1022 kg; Charon 7.64(21)×10−10 M☉, 1.52(4)×1021 kg; Nix 2.9×10−13 M☉, 5.8×1017 kg; 히드라 1.6×10−13 kg M☉, 3.2×1017 kg.
  3. ^ IAU 기초 천문학에 대한 수치 표준 작업 그룹(1.047348644×103)이 인용한 값은 인용한 불확실성(1.7×10−3)과 일치하지 않는다. 이 값은 여기서 반올림되었다.

참조

  1. ^ a b c d "2009년 선택한 천문 상수웨이백 기계에서 보관된 2009-03-27"의 "The Astronomical Almanac Online". USNO, UKHO.
  2. ^ Mohr, Peter J.; Taylor, Barry N.; Newell, David B. (2008). "CODATA Recommended Values of the Fundamental Physical Constants: 2006" (PDF). Reviews of Modern Physics. 80 (2): 633–730. arXiv:0801.0028. Bibcode:2008RvMP...80..633M. doi:10.1103/RevModPhys.80.633. Archived from the original (PDF) on 2017-10-01. 값에 대한 직접 링크...
  3. ^ CfA 보도자료 공개 번호: 2008-02년 1월 09일 지구: 생명체를 위한 경계선 행성?
  4. ^ Chen, Jingjing; Kipping, David (2016). "Probabilistic Forecasting of the Masses and Radii of Other Worlds". The Astrophysical Journal. 834 (1): 17. arXiv:1603.08614. doi:10.3847/1538-4357/834/1/17. S2CID 119114880. Retrieved 27 July 2021.
  5. ^ Boss, Alan (2001-04-03). "Are they planets or what?". Carnegie Institution of Washington. Archived from the original on 2006-09-28. Retrieved 2006-06-08.
  6. ^ Shiga, David (2006-08-17). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. Retrieved 2006-08-23.
  7. ^ Basri, Gibor (2000). "Observations of Brown Dwarfs". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38: 485. Bibcode:2000ARA&A..38..485B. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.485.
  8. ^ Standish, E. M. (1998). "JPL Planetary and Lunar Ephemerides, DE405/LE405" (PDF). JPL IOM 312.F-98-048. Archived from the original (PDF) on 2006-09-29.
  9. ^ a b c Pitjeva, E.V. (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176–86. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. Archived from the original (PDF) on 2006-08-22.
  10. ^ Vitagliano, A.; Stoss, R. M. (2006). "New mass determination of (15) Eunomia based on a very close encounter with (50278) 2000CZ12". Astron. Astrophys. 455 (3): L29–31. Bibcode:2006A&A...455L..29V. doi:10.1051/0004-6361:20065760..
  11. ^ Brown, Michael E.; Schaller, Emily L. (15 June 2007). "The Mass of Dwarf Planet Eris". Science. 316 (5831): 1585. Bibcode:2007Sci...316.1585B. doi:10.1126/science.1139415. PMID 17569855.
  12. ^ Tholen, David J.; Buie, Marc W.; Grundy, William M.; Elliott, Garrett T. (2008). "Masses of Nix and Hydra". Astron. J. 135 (3): 777–84. arXiv:0712.1261. Bibcode:2008AJ....135..777T. doi:10.1088/0004-6256/135/3/777..
  13. ^ Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009). "Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon-Earth mass ratio and the Astronomical Unit". Celest. Mech. Dyn. Astron. 103 (4): 365–72. Bibcode:2009CeMDA.103..365P. doi:10.1007/s10569-009-9203-8..
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  15. ^ IAU WG on NSFA Current Best Estimates (Report). Archived from the original on December 8, 2009. Retrieved 2009-09-25.
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