Ηλιακή μάζα: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

:<math>M_\odot = \frac{4 \pi^2 \times (1\,\mathrm{AU})^3}{G \times (1\,\mathrm{yr})^2}</math>

 

Χρειάζεται όμως πρώτα να προσδιορισθεί πειραματικά η ''G'', κάτι που έγινε για πρώτη φορά με το [[πείραμα του Κάβεντις]] το [[1798]]. Η [[Παράλλαξη (αστρονομία)|ημερήσια παράλλαξη]] του Ηλίου μετρήθηκε με ακρίβεια κατά τις [[Διάβαση (αστρονομία)|διαβάσεις]] της Αφροδίτης το 1761 και το 1769<ref>{{cite book

| author=Pecker, Jean Claude| author2=Kaufman, Susan

| isbn=0-521-80840-5 }}</ref>

 

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 στο [[Ηλιακό 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.