KATA PENGANTAR
Matahari atau Surya
adalah bintang di pusat Tata Surya. Bentuknya
nyaris bulat dan terdiri dari plasma panas
bercampur medan
magnet. Diameternya sekitar 1.392.684 km, kira-kira 109
kali diameter Bumi, dan massanya
(sekitar 2×1030 kilogram, 330.000 kali massa Bumi)
mewakili kurang lebih 99,86 % massa total Tata Surya.
Secara kimiawi,
sekira tiga perempat massa Matahari terdiri dari hidrogen, sedangkan
sisanya didominasi helium. Sisa massa
tersebut (1,69%, setara dengan 5.629 kali massa Bumi) terdiri dari
elemen-elemen berat seperti oksigen, karbon, neon, besi, dan
lain-lain.
Matahari
terbentuk sekitar 4,6 miliar tahun yang lalu akibat peluruhan gravitasi suatu
wilayah di dalam sebuah awan molekul besar.
Sebagian besar materi berkumpul di tengah, sementara sisanya memimpih menjadi
cakram beredar yang kelak menjadi Tata Surya. Massa
pusatnya semakin panas dan padat dan akhirnya memulai fusi termonuklir di intinya.
Diduga bahwa hampir semua bintang lain terbentuk dengan proses serupa. Klasifikasi
bintang Matahari, berdasarkan kelas spektrumnya, adalah bintang deret utama G (G2V) dan sering
digolongkan sebagai katai kuning karena radiasi tampaknya lebih intens
dalam porsi spektrum kuning-merah.
Meski warnanya putih, dari permukaan Bumi Matahari tampak kuning dikarenakan pembauran cahaya biru di
atmosfer.[16] Menurut label
kelas spektrum,G2 menandakan suhu permukaannya sekitar
5778 K (5505 °C) dan V menandakan bahwa Matahari, layaknya
bintang-bintang lain, merupakan bintang deret utama, sehingga
energinya diciptakan oleh fusi nuklir nukleus hidrogen ke
dalam helium. Di intinya, Matahari memfusi 620 juta ton metrik hidrogen
setiap detik.
Dulu, Matahari
dipandang para astronom sebagai bintang kecil dan tidak penting. Sekarang,
Matahari dianggap lebih terang daripada sekitar 85% bintang di galaksi Bima Sakti yang
didominasi katai
merah. Magnitudo absolut Matahari
adalah +4,83. Akan tetapi, sebagai bintang yang paling dekat dengan Bumi,
Matahari adalah benda tercerah di langit dengan magnitudo tampak −26,74. Korona Matahari yang
panas terus meluas di luar angkasa dan menciptakan angin Matahari, yaitu arus
partikel bermuatan yang bergerak hingga heliopause sekitar 100 AU. Gelembung di medium
antarbintang yang terbentuk oleh angin Matahari, heliosfer, adalah
struktur bersambung terbesar di Tata Surya.
Matahari saat
ini bergerak melalui Awan Antarbintang Lokal (dekat Awan G) di zona Gelembung Lokal, tepatnya di
dalam lingkaran terdalam Lengan Orion di galaksi
Bima Sakti. Dari 50 sistem bintang terdekat dalam jarak 17
tahun cahaya dari Bumi (bitnang terdekat adalah katai merah bernama Proxima Centauri sekitar 4,2
tahun cahaya), Matahari memiliki massa terbesar keempat. Matahari mengorbit
pusat Bima Sati pada jarak kurang lebih 24.000–26.000 tahun cahaya dari pusat galaksi. Jika dilihat
dari kutub utara galaksi, Matahari
merampungkan satu
orbit searah jarum jam dalam kurun sekitar 225–250 juta
tahun. Karena Bima Sakti bergerak relatif terhadap radiasi latar belakang gelombang
mikro kosmis (CMB) ke arah konstelasi
Hydra dengan kecepatan 550 km/detik, kecepatan Matahari
relatif terhadap CMB sekitar 370 km/detik ke arah Crater atau Leo.
Jarak rata-rata
Matahari dari Bumi sekitar 149.6 juta kilometer (1 AU), meski
jaraknya bervariasi seiring pergerakan Bumi menjauhi perihelion pada bulan
Januari hingga aphelion pada bulan
Juli. Pada jarak rata-rata ini, cahaya bergerak dari
Matahari ke Bumi selama 8 menit 19 detik. Energi sinar Matahari ini membantu perkembangan nyaris semua bentuk kehidupan di Bumi
melalui fotosintesis dan mengubah
iklim dan cuaca Bumi. Dampak luar biasa Matahari terhadap Bumi sudah diamati
sejak zaman
prasejarah. Matahari juga dianggap oleh sejumlah peradaban sebagai dewa. Pemahaman ilmiah yang akurat mengenai
Matahari berkembang perlahan. Pada abad ke-19, beberapa ilmuwan ternama mulai
sedikit tahu tentang komposisi fisik dan sumber tenaga Matahari. Pemahaman ini
masih terus berkembang sampai sekarang. Ada sejumlah anomali perilaku
Matahari yang belum dapat dijelaskan secara ilmiah.
DAFTAR ISI
6 Struktur Matahari
8 Daftar Pustaka
1.
Karakteristik
Matahari adalah bintang deret utama tipe G yang kira-kira terdiri dari 99,85%
massa total Tata Surya. Bentuknya nyaris bulat sempurna dengan kepepatan sebesar sembilan per satu juta, artinya diameter kutubnya
berbeda 10 km saja dengan diameter khatulistiwanya. Karena Matahari
terbuat dari plasma dan tidak padat, rotasinya lebih
cepat di bagian khatulistiwa ketimbang kutubnya. Peristiwa ini disebut rotasi
diferensial
dan terjadi karena konveksi pada Matahari dan gerakan massa-nya, akibat gradasi
suhu yang terlampau jauh dari inti ke
permukaan. Massa tersebut mendorong sebagian momentum sudut Matahari yang berlawanan arah jarum jam jika dilihat dari
kutub utara ekliptika, sehingga kecepatan sudutnya
didistribusikan kembali. Periode rotasi aktual ini diperkirakan 25,6
hari di khatulistiwa dan 33,5 hari di kutub. Tetapi akibat sudut pandang yang
berubah-ubah dari Bumi saat mengorbit Matahari, rotasi tampak di
khatulistiwa kira-kira 28 hari. Efek sentrifugal rotasi lambat ini 18 juta kali
lebih lemah dibandingkan gravitasi permukaan di khatulistiwa Matahari. Efek
pasang planet lebih lemah lagi dan tidak begitu memengaruhi bentuk Matahari.
Matahari adalah bintang Populasi I yang kaya elemen berat. Pembentukan
Matahari diperkirakan diawali oleh gelombang kejut dari satu supernova terdekat atau lebih. Teori ini didasarkan pada keberlimpahan elemen berat di Tata Surya, seperti emas dan uranium, dibandingkan bintang-bintang Populasi
II yang elemen beratnya sedikit.
Elemen-elemen ini sangat mungkin dihasilkan oleh reaksi nuklir endotermik selama supernova atau transmutasi melalui penyerapan neutron di dalam sebuah bintang raksasa
generasi kedua.
Matahari tidak punya batas pasti
seperti planet-planet berbatu, dan di ke
padatan gas di bagian terluarnya
menurun seiring bertambahnya jarak dari pusat Matahari.[35] Meski begitu, Matahari memiliki struktur interior yang jelas.
Radius Matahari diukur dari pusatnya ke pinggir fotosfer. Fotosfer adalah lapisan terakhir yang tampak, karena
lapisan-lapisan di atasnya terlalu dingin atau terlalu tipis untuk meradiasikan
cahaya yang cukup agar dapat terlihat mata telanjang[36] di hadapan cahaya terang dari fotosfer. Selama gerhana Matahari total, ketika fotosfer terhalang Bulan, korona Matahari terlihat di sekitarnya.
Interior Matahari tidak bisa dilihat
secara langsung dan Matahari sendiri tidak dapat ditembus radiasi
elektromagnetik.
Mengikuti seismologi yang memakai gelombang gempa untuk
mengungkap struktur terdalam Bumi, disiplin helioseismologi memakai gelombang tekanan (suara
infrasonik) yang
melintasi interior Matahari untuk mengukur dan menggambar struktur terdalam
Matahari.[37] Model
komputer Matahari
juga dimanfaatkan sebagai alat bantu teoretis untuk menyelidiki lapisan-lapisan
terdalamnya.
2.
Inti
Inti Matahari diperkirakan merentang
dari pusatnya sampai 20–25% radius Matahari. Kepadatannya mencapai
150 g/cm3 (sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu
mendekati 15,7 juta kelvin (K). Sebaliknya, suhu permukaan Matahari kurang lebih
5.800 K. Analisis terkini terhadap data misi SOHO menunjukkan adanya tingkat rotasi yang lebih cepat di
bagian inti ketimbang di seluruh zona radiatif. Sepanjang masa hidup Matahari,
energi dihasilkan oleh fusi nuklir melalui serangkaian tahap yang disebut rantai p–p (proton–proton); proses ini mengubah hidrogen menjadi helium. Hanya 0,8% energi Matahari yang berasal dari siklus CNO.
Inti adalah satu-satunya wilayah
Matahari yang menghasilkan energi termal yang cukup melalui fusi; 99% tenaganya
tercipta di dalam 24% radius Matahari, dan fusi hampir berhenti sepenuhnya pada
tingkat 30% radius. Sisanya dipanaskan oleh energi yang ditransfer ke luar oleh
radiasi dari inti ke layar konvektif di luarnya. Energi yang diproduksi melalui
fusi di inti harus melintasi beberapa lapisan dalam perjalanan menuju fotosfer
sebelum lepas ke angkasa dalam bentuk sinar Matahari atau energi kinetik partikel.
Rantai
proton–proton
terjadi sekitar 9,2×1037 kali per detik di inti. Karena memakai
empat proton bebas (nukleus hidrogen), reaksi ini kira-kira mengubah
3,7×1038 proton menjadi partikel alpha (nukleus helium) setiap detiknya (dari total ~8,9×1056
proton bebas di Matahari), atau sekitar 6,2×1011 kg per detik.
Karena memfusi hidrogen ke helium melepaskan kurang lebih 0,7% massa terfusi
dalam bentuk energi,[45] Matahari melepaskan energi dengan tingkat konversi
massa–energi sebesar 4,26 juta ton metrik per detik, 384,6 yotta watt (3,846×1026 W), atau 9,192×1010 megaton TNT per detik. Massa ini tidak dihancurkan untuk menciptakan
energi, melainkan diubah menjadi setara energi dan diangkut dalam energi
yang diradiasikan, seperti yang dijelaskan oleh konsep kesetaraan
massa–energi.
Produksi tenaga oleh fusi di inti
bervariasi sesuai jaraknya dari pusat Matahari. Di pusat Matahari, model teori
memperkirakan besarnya mencapai 276.5 watt/m3, kepadatan produksi
tenaga yang kira-kira lebih mendekati metabolisme reptil daripada bom
termonuklir. Puncak produksi tenaga di Matahari telah dibanding-bandingkan
dengan panas volumetrik yang dihasilkan di dalam tumpukan kompos aktif. Keluaran tenaga Matahari yang luar biasa tidak
diakibatkan oleh tenaga per volumenya yang tinggi, melainkan ukurannya yang
besar.
Tingkat fusi di bagian inti berada
dalam kesetimbangan yang bisa membaik sendiri: tingkat fusi yang agak lebih
tinggi mengakibatkan inti memanas dan sedikit memuai terhadap berat lapisan terluarnya, sehingga
mengurangi tingkat fusi dan memperbaiki perturbasi; dan tingkat yang agak lebih rendah
mengakibatkan inti mendingin dan sedikit menyusut, sehingga meningkatkan
tingkat fusi dan memperbaikinya ke tingkat saat ini.
Sinar gamma (foton berenergi tinggi) yang dilepaskan dalam reaksi fusi
hanya diserap oleh beberapa militer plasma Matahari, kemudian dipancarkan
kembali secara acak dalam bentuk energi yang lebih rendah. Karena itu, butuh
waktu lama bagi radiasi untuk mencapai permukaan Matahari. Perkiraan waktu
tempuh foton berkisar antara 10.000 sampai 170.000 tahun. Neutrino, yang mewakili sekitar 2% produksi energi total Matahari,
hanya butuh 2,3 detik untuk mencapai permukaan. Karena transprotasi energi di
Matahari adalah proses yang melibatkan foton dalam kesetimbangan termodinamik
dengan zat, skala waktu transportasi energi di Matahari lebih panjang dengan
rentang 30.000.000 tahun. Ini adalah waktu yang diperlukan Matahari untuk
kembali ke keadaan stabil jika tingkat penciptaan energi di intinya tiba-tiba
berubah.
Sepanjang bagian akhir perjalanan
foton keluar Matahari, di lapisan konvektif terluar, tabrakannya lebih sedikit
dan jauh dan energinya lebih rendah. Fotosfer adalah permukaan transparan
Matahari tempat foton terlepas dalam bentuk cahaya tampak. Setiap sinar gamma di inti Matahari diubah menjadi
beberapa juta foton cahaya tampak sebelum lepas ke luar angkasa. Neutrino juga dilepaskan oleh reaksi fusi di inti, namun tidak
seperti foton, neutrino jarang berinteraksi dengan zat sampai-sampai semuanya
bisa dengan mudah keluar dari Matahari. Selama beberapa tahun, pengukuran
jumlah neutrino yang diproduksi di Matahari lebih rendah daripada yang diprediksi teori dengan faktor 3. Kesenjangan
ini diselesaikan pada tahun 2001 melalui penemuan efek osilasi
neutrino: Matahari
memancarkan beberapa neutrino sesuai prediksi teori, tetapi detektor neutrino
kehilangan 2⁄3 jumlahnya karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.
3.
Zona radiatif
Kurang lebih di bawah 0,7 radius
Matahari, material Matahari cukup panas dan padat sampai-sampai radiasi termal adalah cara utama untuk mentransfer energi dari inti. Zona
ini tidak diatur oleh konveksi termal; meski begitu suhunya turun dari kira-kira 7 juta ke
2 juta kelvin seiring bertambahnya jarak dari inti. Gradien
suhu ini kurang dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak dapat menciptakan
konveksi. Energi ditransfer oleh radiasi—ion hidrogen dan helium memancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit
sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain. Kepadatannya turun seratus kali
lipat (dari 20 g/cm3 ke 0,2 g/cm3) dari 0,25 radius
Matahari di atas zona radiasi.
Zona radiatif dan zona konvektif
dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi, takhoklin. Ini adalah wilayah ketika
perubahan fenomena mencolok antara rotasi seragam di zona radiatif dan rotasi
diferensial di zona konveksi menghasilkan celah besar—kondisi ketika
lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah. Gerakan cair yang
ditemukan di zona konveksi di atasnya perlahan menghilang dari atas sampai
bawah lapisan ini, sama seperti karakteristik tenang zona radiatif di bawah.
Saat ini, diperkirakan bahwa sebuah dinamo magnetik di dalma lapisan ini
menciptakan medan magnet Matahari (baca dinamo
Matahari).
4.
Zona konvektif
Di lapisan terluar Matahari, dari
permukaannya sampai kira-kira 200.000 km di bawahnya (70% radius Matahari
dari pusat), suhunya lebih rendah daripada di zona radiatif dan atom yang lebih
berat tidak sepenuhnya terionisasikan. Akibatnya, transportasi panas radiatif
kurang efektif. Kepadatan gas-gas ini sangat rendah untuk memungkinkan arus
konvektif terbentuk. Material yang dipanaskan di takhoklin memanas dan memuai,
sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkan material tersebut naik.
Pengaruhnya, konveksi termal berkembang saat sel panas mengangkut mayoritas panas ke luar hingga fotosfer
Matahari. Setelah material tersebut mendingin di fotosfer, kepadatannya
meningkat, lalu tenggelam ke dasar zona konveksi. Di sana material memanfaatkan
panas dari atas zona radiatif dan siklus ini berlanjut. Di fotosfer, suhu
menurun hingga 5.7000 K dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m3
(sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).
Kolom panas di zona konveksi
membentuk jejak di permukaan Matahari yang disebut granulasi dan supergranulasi. Konveksi turbulen di bagian
terluar interior Matahari ini menghasilkan dinamo "berskala kecil"
yang menciptakan kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan
Matahari.[40] Kolom panas Matahari disebut sel
Bénard dan
berbentuk prisma heksagon.[54]
5.
Fotosfer
Suhu
efektif, atau
suhu benda hitam, Matahari (5777 K) adalah suhu yang
harus dimiliki sebuah benda hitam berukuran sama agar menghasilkan total tenaga
emisif yang sama.
Permukaan Matahari yang tampak,
fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya Matahari menjadi opak terhadap cahaya tampak. Di atas
fotosfer, sinar Matahari yang tampak bebas berkelana ke angkasa dan energinya
terlepas sepenuhnya dari Matahari. Perubahan opasitas diakibatkan oleh
berkurangnya jumlah ion
H−
yang mudah menyerap cahaya tampak. Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat
dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H−. Tebal fotosfer
puluhan sampai ratusan kilometer, sedikit kurang opak daripada udara di Bumi. Karena bagian atas
fotosfer lebih dingin daripada bagian bawahnya, citra Matahari tampak lebih
terang di tengah daripada pinggir atau lengan cakram Matahari; fenomena
ini disebut penggelapan
lengan. Spektrum
sinar Matahari kurang lebih sama dengan spektrum benda hitam yang beradiasi sekitar 6.000 K,
berbaur dengan jalur
penyerapan atomik
dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel
sebesar ~1023 m−3 (sekitar 0,37% jumlah partikel per
volume atmosfer Bumi di permukaan laut). Fotosfer tidak
sepenuhnya terionisasikan—cakupan ionisasinya sekitar 3%, sehingga nyaris
seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom.
Selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak
ada kaitannya dengan elemen kimia apapun yang saat itu dikenal di
Bumi. Pada tahun 1868, Norman
Lockyer
berhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang
ia sebut helium, diambil dari nama dewa Matahari Yunani Helios. 25 tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.
6.
Atmosfer
Saat gerhana Matahari total, korona Matahari dapat dilihat dengan mata telanjang selama periode
totalitas yang singkat.
Bagian Matahari di atas fotosfer
disebut atmosfer Matahari. Atmosfer dapat diamati menggunakan teleskop
yang beroperasi di seluruh spektrum
elektromagnet,
mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona, dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis
Matahari, membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah transisi, dan
korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari. Alasannya belum terbukti
tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang
Alfvén memiliki
energi yang cukup untuk memanaskan korona.
Lapisan terdingin Matahari adalah
wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan
suhu kurang lebih 4.100 K.
Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul
sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapt dideteksi melalui spektrum penyerapan
mereka.
Di atas lapisan suhu rendah ada
lapisan setebal 2.000 km yang didominasi spektrum emisi dan jalur
penyerapan. Lapisan ini bernama kromosfer yang diambil dari kata Yunani chroma,
artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan
akhir gerhana Matahari
total. Suhu
kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai
20.000 K di dekat puncaknya. Di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya.
Diambil oleh Hinode Solar Optical Telescope tanggal 12 Januari 2007, citra
Matahari ini menunjukkan sifat filamen pada plasma yang menghubungkan
wilayah-wilayah berpolaritas magnet berbeda.
Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar
20.000 K
di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1.000.000 K.
Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi,
yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran. Wilayah
transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer
seperti spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur
yang konstan. Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat
diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif
terhadap spektrum ultraviolet ekstrem.
Korona adalah kepanjangan atmosfer telruar Matahari yang volumenya
lebih besar daripada Matahari itu sendiri. Korona terus menyebar ke angkasa dan
menjadi angin Matahari yang mengisi seluruh Tata Surya.
Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 1015–1016 m−3.
Suhu rata-rata korona dan angin Matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K; akan
tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8.000.000–20.000.000 K. Meski belum
ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui
berasal dari rekoneksi
magnetik.
Heliosfer, yaitu volume di sekitar Matahari yang diisi plasma angin
Matahari, merentang dari kurang lebih 20 radius Matahari (0.1 AU) sampai batas
terluar Tata Surya. Batas terdalamnya ditetapkan sebagai lapisan tempat arus angin Matahari menjadi superalfvénik—artinya arus angin lebih cepat
daripada kecepatan gelombang
Alfvén.
Turbulensi dan dorongan dinamis di heliosfer tidak dapat memengaruhi bentuk
korona Matahari di dalamnya, karena informasi hanya dapat bergerak pada
kecepatan gelombang Alfvén. Angin Matahari terus bergerak ke luar melintasi
heliosfer, membentuk medan magnet Matahari seperti spiral, sampai menyentuh heliopause lebih dari 50 AU dari Matahari. Pada Desember 2004, wahana Voyager 1 melintasi front kejut yang diduga sebagai bagian dari
heliosfer. Kedua wahana Voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang
tinggi saat mendekati batas tersebut.
7.
Medan magnet
Di citra ultraviolet warna palsu
ini, Matahari memiliki semburan Matahari kelas C3 (wilayah putih di kiri atas),
sebuah tsunami Matahari (struktur mirip gelombang, kanan atas), dan beberapa
filamen plasma setelah medan magnet yang naik dari
permukaan.
Lembar
arus heliosfer
merentang sampai batas terluar Tata Surya dan terbentuk oleh pengaruh medan
magnet Matahari yang berotasi di plasma di medium
antarplanet.
Matahari adalah bintang yang
magnetnya aktif. Matahari memiliki medan magnet kuat dan yang berubah-ubah tiap tahun dan berbalik arah
setiap sebelas tahun di sekitar maksimum Matahari. Medan magnet Matahari
mencadi penyebab sejumlah dampak yang secara kolektif disebut aktivitas Matahari, termasuk titik
Matahari di
permukaan Matahari, semburan Matahari, dan variasi angin Matahari yang mengangkut material melintasi Tata Surya. Dampak
aktivitas Matahari terhadap Bumi meliputi aurora di lintang tengah sampai tinggi dan
gangguan komunikasi radio dan tenaga listrik. Aktivitas Matahari diduga memainkan peran besar dalam pembentukan
dan evolusi Tata Surya.
Aktivitas Matahari mengubah struktur atmosfer terluar Bumi.
Semua materi di Matahari berbentuk gas dan bersuhu tinggi, disebut plasma. Ini membuat Matahari bisa berotasi lebih cepat di
khatulistiwa (sekitar 25 hari) daripada lintang yang lebih tinggi (sekitar 35
hari di dekat kutubnya). Rotasi
diferensial
lintang Matahari menyebabkan jalur medan magnetnya saling terikat seiring waktu, menghasilkan lingkaran
medan magnet
dari permukaan Matahari dan mencetus pembentukan titik
Matahari dan prominensa
Matahari (baca rekoneksi
magnetik). Aksi
ikat-ikatan ini menciptakan dinamo
Matahari dan siklus aktivitas magnetik 11 tahun; medan
magnet Matahari berbalik arah setiap 11 tahun.
Medan magnet Matahari membentang
jauh melewati Matahari itu sendiri. Plasma angin Matahari yang termagnetkan
membawa medan magnet Mathari ke luar angkasa dan membentuk medan magnet antarplanet. Karena plasma hanya mampu bergerak
di jalur medan magnet, medan magnet antarplanet awalnya tertarik secara radial
menjauhi Matahari. Karena medan di atas dan bawah khatulistiwa Matahari
memiliki polaritas berbeda yang mengarah ke dan menjauhi Matahari, ada satu
lembar arus tipis di bidang khatulistiwa Matahari yang disebut lembar
arus heliosfer.
Pada jarak yang lebih jauh, rotasi Matahari memelintir medan magnet dan lembar
arus menjadi struktur mirip spiral
Archimedes yang
disebut spiral
Parker. Medan
magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet Matahari.
Medan magnet dipol Matahari sebesar 50–400 μT (di fotosfer) berkurang seiring jaraknya menjadi sekitar
0,1 nT pada jarak Bumi. Meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa,
bidang antarplanet di lokasi Bumi sekitar 5 nT, kurang lebih seratus kali
lebih besar.[74] Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan
oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi Matahari.
8.
Pergerakan Matahari
Ilustrasi rotasi Matahari. Terdapat
perubahan posisi bintik Matahari selama terjadi pergerakan
Matahari mempunyai dua macam
pergerakan, yaitu sebagai berikut :
Matahari berotasi pada sumbunya dengan selama sekitar 27 hari untuk
mencapai satu kali putaran. Gerakan rotasi ini pertama kali diketahui melalui
pengamatan terhadap perubahan posisi bintik Matahari. Sumbu rotasi Matahari
miring sejauh 7,25° dari sumbu orbit Bumi sehingga kutub utara Matahari akan
lebih terlihat di bulan September sementara kutub selatan Matahari
lebih terlihat di bulan Maret. Matahari bukanlah bola padat, melainkan bola gas, sehingga
Matahari tidak berotasi dengan kecepatan yang seragam. Ahli astronomi
mengemukakan bahwa rotasi bagian interior Matahari tidak sama dengan bagian
permukaannya. Bagian inti dan zona radiatif berotasi bersamaan, sedangkan zona
konvektif dan fotosfer juga berotasi bersama namun dengan kecepatan yang
berbeda. Bagian ekuatorial (tengah) memakan waktu rotasi sekitar 24 hari
sedangkan bagian kutubnya berotasi selama sekitar 31 hari. Sumber perbedaan
waktu rotasi Matahari tersebut masih diteliti.
Matahari dan keseluruhan isi tata
surya bergerak di orbitnya mengelilingi galaksi Bimasakti. Matahari terletak sejauh 28.000 tahun cahaya dari pusat galaksi Bimasakti. Kecepatan rata-rata
pergerakan ini adalah 828.000 km/jam sehingga diperkirakan akan
membutuhkan waktu 230 juta tahun untuk mencapai satu putaran sempurna
mengelilingi galaksi.
9.
Jarak Matahari ke bintang terdekat
Sistem bintang yang terdekat dengan
Matahari adalah Alpha Centauri. Bintang yang dalam kompleks
tersebut yang memilkiki posisi terdekat dengan Matahari adalah Proxima Centauri, sebuah bintang berwarna merah redup yang terdapat dalam rasi
bintang Centaurus. Jarak Matahari ke Proxima Centauri
adalah sejauh 4,3 tahun cahaya (39.900 juta km atau 270 ribu unit astronomi),
kurang lebih 270 ribu kali jarak matahai ke Bumi. Para ahli astronomi
mengetahui bahwa benda-benda angkasa senantiasa bergerak dalam orbit
masing-masing. Oleh karena itu, perhitungan jarak dilakukan berdasarkan pada
perubahan posisi suatu bintang dalam kurun waktu tertentu dengan berpatokan
pada posisinya terhadap bintang-bintang sekitar. Metode pengukuran ini disebut parallaks (parallax).
10. Ciri khas
Matahari
Berikut ini adalah beberapa ciri
khas yang dimiliki oleh Matahari:
Prominensa
(lidah api Matahari)
Erupsi prominensa yang terjadi pada
30 Maret 2010
Prominensa adalah salah satu ciri
khas Matahari, berupa bagian Matahari menyerupai lidah api yang sangat besar
dan terang yang mencuat keluar dari bagian permukaan serta seringkali berbentuk
loop (putaran). Prominensa disebut juga sebagai filamen Matahari karena
meskipun julurannya sangat terang bila dilihat di angkasa yang gelap, namun
tidak lebih terang dari keseluruhan Matahari itu sendiri. Prominensa hanya
dapat dilihat dari Bumi dengan bantuan teleskop dan filter. Prominensa terbesar yang pernah ditangkap oleh
SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) diestimasi berukuran panjang 350 ribu
km.
Sama seperti korona, prominensa
terbentuk dari plasma namun memiliki suhu yang lebih dingin. Prominensa berisi
materi dengan massa mencapai 100 miliar kg. Prominensa terjadi di lapisan
fotosfer Matahari dan bergerak keluar menuju korona Matahari. Plasma prominensa
bergerak di sepanjang medan magnet Matahari. Erupsi dapat terjadi ketika struktur prominesa menjadi tidak
stabil sehingga akan pecah dan mengeluarkan plasmanya. Ketika terjadi erupsi,
material yang dikeluarkan menjadi bagian dari struktur magnetik yang sangat
besar disebut semburan massa korona (coronnal mass ejection/ CME).
Pergerakan semburan korona tersebut terjadi pada kecepatan yang sangat tinggi,
yaitu antara 20 ribu m/s hingga 3,2 juta km/s. Pergerakan tersebut juga
menyebabkan peningkatan suhu hingga puluhan juta derajat dalam waktu singkat.
Bila erupsi semburan massa korona mengarah ke Bumi, akan terjadi interaksi
dengan medan magnet Bumi dan mengakibatkan terjadinya badai
geomagnetik
yang berpotensi mengganggu jaringan komunikasi dan listrik.
Suatu prominensa yang stabil dapat
bertahan di korona hingga berbulan-bulan lamanya dan ukurannya terus membesar
setiap hari. Para ahli masih terus meneliti bagaimana dan mengapa prominensa
dapat terjadi.
11. Bintik
Matahari
Bintik Matahari terlihat seperti
noda kehitaman di permukaan Matahari
Bintik Matahari adalaah
granula-granula cembung kecil yang ditemukan di bagian fotosfer Matahari dengan
jumlah yang tak terhitung. Bintik Matahari tercipta saat garis medan magnet
Matahari menembus bagian fotosfer. Ukuran bintik Matahari dapat lebih besar daripada
Bumi. Bintik Matahari memiliki daerah yang gelap bernama umbra, yang dikelilingi oleh daerah yang
lebih terang disebut penumbra. Warna bintik Matahari terlihat lebih gelap karena suhunya
yang jauh lebih rendah dari fotosfer. Suhu di daerah umbra adalah sekitar
2.200 °C sedangkan di daerah penumbra adalah 3.500 °C. Oleh karena
emisi cahaya juga dipengaruhi oleh suhu maka bagian bintik Matahari umbra hanya
mengemisikan 1/6 kali cahaya bila dibandingkan permukaan Matahari pada ukuran
yang sama.
12. Angin
Matahari
Angin Matahari terbentuk aliran
konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atomosfer
Matahari, yang bergerak ke seluruh tata surya. Partikel-partikel tersebut
memiliki energi yang tinggi, namun proses pergerakannya keluar medan gravitasi
Matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna.
Kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai
400 km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500 km/s. Kecepatan
ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari Matahari. Angin
Matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750 km/s dan berasal dari
lubang korona di atmosfer Matahari.
Beberapa bukti adanya angin surya
yang dapat dirasakan atau dilihat dari Bumi adalah badai geomagnetik berenergi
tinggi yang merusak satelit dan sistem listrik, aurora di Kutub Utara atau Kutub Selatan, dan partikel menyerupai ekor panjang pada komet yang selalu
menjauhi Matahari akibat hembusan angin surya. Angin Matahari dapat
membahayakan kehidupan di Bumi bila tidak terdapat medan magnet Bumi yang
melindungi dari radiasi. Pada kenyataannya, ukuran dan bentuk medan magnet Bumi
juga ditentukan oleh kekuatan dan kecepatan angin surya yang melintas.
13. Badai
Matahari
Badai Matahari terjadi ketika ada
pelepasan seketika energi magnetik yang terbentuk di atmosfer Matahari. Plasma
Matahari yang meningkat suhunya hingga jutaan Kelvin beserta partikel-partikel
lainnya berakselerasi mendekati kecepatan cahaya. Total energi yang dilepaskan
setara dengan jutaan bom hidrogen berukuran 100 megaton. Jumlah dan kekuatan
badai Matahari bervariasi. Ketika Matahari aktif dan memiliki banyak bintik,
badai Matahari lebih sering terjadi. Badai Matahari seringkali terjadi
bersamaan dengan luapan massa korona. Badai Matahari memberikan risiko radiasi
yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronot, dan terutama
sistem telekomunikasi Bumi. Badai Matahari yang pertama kali tercatat dalam
pustaka astronomi adalah pada tanggal 1 September 1859. Dua peneliti, Richard
C. Carrington dan Richard Hodgson yang sedang mengobservasi bintik Matahari
melalui teleskop di tempat terpisah, mengamati badai Matahari yang terlihat
sebagai cahaya putih besar di sekeliling Matahari. Kejadian ini disebut
Carrington Event dan menyebabkan lumpuhnya jaringan telegraf transatlantik
antara Amerika dan Eropa.
14. Eksplorasi
Matahari
Solar Maximum Mission, salah satu
satelit yang diluncurkan Amerika Serikat untuk mempelajari Matahari.
Wahana antariksa yang pertama kali berhasil masuk ke
orbit Matahari adalah Pioneer 4. Pioneer 4, yang diluncurkan tanggal 3 Maret
1959 oleh Amerika Serikat, menjadi pionir dalam sejarah eksplorasi
Matahari. Keberhasilan tersebut diikuti oleh peluncuran Pioneer 5 - Pioneer 9
selama 1959-1968 yang memang bertujuan untuk mempelajari tentang Matahari. Pada
26 Mei 1973, stasiun luar angkasa Amerika Serikat bernama Skylab
diluncurkan dengan membawa 3 awak. Skylab membawa Apollo Telescope Mount (ATM)
yang digunakan untuk mengambil lebih dari 150.000 gambar Matahari.
Wahana antariksa lainnya, Helios I berhasil
mengorbit hingga mencapai jarak 47 juta km dari Matahari (memasuki orbit
Merkuri). Helios I terus berputar untuk memastikan seluruh bagian pesawat
mendapat jumlah panas yang sama dari Matahari. Helios I bertugas mengumpulkan
data-data mengenai Matahari. Wahana antariksa hasil kerjasama Amerika Serikat dan Jerman ini beroperasi sejak 10 Desember 1974 hingga akhir 1982.
Helios II diluncurkan pada 16 Januari 1976 dan berhasil mencapai jarak 43 juta
km dari Matahari. Misi Helios II selesai pada April 1976 namun dibiarkan tetap
berada di orbit.
Solar Maximum Mission didesain untuk
melakukan observasi aktivitas Matahari terutama bintik dan api Matahari saat
Matahari berada pada periode aktivitas maksimum. SMM diluncurkan oleh Amerika
Serikat pada 14 Februari 1980. Selama perjalanannya, SMM pernah mengalami
kerusakan namun berhasil diperbaiki oleh awak pesawat ulang alik
Challenger. SMM
terus berada di orbit Bumi selama melakukan observasi. SMM mengumpulkan data
hingga 24 November 1989 dan terbakar saat masuk kembali ke atmosfer Bumi pada 2
Desember 1989.
Wahana antariksa Ulysses adalah
hasil proyek internasional untuk mempelajari kutub-kutub Matahari, diluncurkan
pada 6 Oktober 1990. Sedangkan Yohkoh adalah wahana antariksa yang diluncurkan
untuk mempelajari radiasi energi tinggi dari Matahari. Yohkoh merupakan hasil
kerjasama Jepang, Amerika Serikat, dan Inggris yang diluncurkan pada 31 Agustus
1991.[91]
Misi eksplorasi Matahari yang paling
terkenal adalah Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) yang dikembangkan
oleh Badan Antariksa Amerika Serikat (NASA) bekerja sama dengan Agensi Luar Angkasa
Eropa (ESA) dan diluncurkan pada 12 Desember 1995. SOHO bertugas mengumpulkan
data struktur internal, proses fisik yang terjadi, serta pengambilan gambar dan
diagnosis spektroskopis Matahari. SOHO ditempatkan pada jarak 1,5 juta km dari
Bumi dan masih beroperasi hingga sekarang.
Misi eksplorasi terbaru dari NASA
adalah wahana antariksa kembar bernama STEREO yang diluncurkan pada 26 Oktober
2006. STEREO bertugas untuk menganalisis dan mengambil gambar Matahari dalam
bentuk 3 dimensi. Solar Dynamics Observatory Mission adalah misi eksplorasi
NASA yang sedang dalam pengembangan dan telah dipublikasikan pada April 2008.
Solar Dynamics Observatory Mission diperkirakan akan mengorbit untuk
mempelajari dinamika Matahari yang meliputi aktivitas Matahari, evolusi
atmosfer Matahari, dan pengaruh radiasi Matahari terhadap planet-planet lain.
6. Struktur
Matahari
Matahari adalah benda langit yang
dapat memancarkan sinar sendiri. Benda langit yang dapat memancarkan sinar
dinamakan bintang. Matahari adalah bintang panas yang letaknya paling dekat
dengan bumi. Jarak bumi dengan matahari kira-kira 150 juta km.
1. Unsur-Unsur Penyusun Matahari
Mengapa sinar matahari terasa panas?
Tersusun atas unsur-unsur apa sajakah matahari itu? Matahari tersusun atas
unsur-unsur yang berwujud gas yang sangat panas. Bagian matahari yang dapat
kita lihat dari bumi adalah bagian permukaannya. Adapun unsur-unsur penyusun
matahari adalah:
- Hidrogen (H2) = 76,39 %
- Helium (He) = 21,80 %
- Oksigen (O2) = 0,80 %
- Karbon (C) = 0,40 %
- Neon (Ne) = 0,20 %
- Besi (Fe) = 0,10 %
- Nitrogen (N2) = 0,10 %
- Silikon (Si) = 0,08 %
- Magnesium (Mg) = 0,07 %
- Unsur-unsur lain = 0,06 %
2. Lapisan-Lapisan Penyusun Matahari
/ bagian-bagian matahari
Lapisan-lapisan penyusun matahari
terdiri atas inti matahari, fotosfer, kromosfer, dan korona. Lapisan-lapisan
tersebut mempunyai kondisi yang berbeda.
a. Inti Matahari
Inti matahari terletak di bagian
dalam matahari. Suhunya sekitar 15 juta derajat Celsius. Inti matahari dapat
menghasilkan energi yang sangat besar.
b. Fotosfer
Fotosfer adalah lapisan permukaan
matahari yang menghasilkan cahaya yang dapat kita lihat. Bentuknya bulat putih
dan menyilaukan serta merupakan lapisan yang paling terang. Tebal lapisan
fotosfer kira-kira 300 km.
c. Kromosfer
Kromosfer adalah lapisan gas tebal
yang mengelilingi matahari dan tampak bercahaya merah muda. Kromosfer merupakan
lapisan atmosfer matahari yang paling bawah dan tebalnya mencapai 16.000 km.
d. Korona
Korona adalah lapisan matahari yang
paling luar. Korona tampak seperti mahkota yang terang-benderang di sekeliling
bayang-bayang bulan saat terjadi gerhana matahari total.
7. Manfaat Sinar Matahari
Apa yang terjadi jika tidak ada
sinar matahari yang menyinari bumi? Apa manfaat sinar matahari bagi manusia,
hewan, dan tumbuhan?
Manfaat sinar matahari, antara lain
sebagai berikut.
a. Sumber penerangan di bumi. Pada
siang hari sinar matahari menerangi bumi. Tanpa adanya sinar matahari, bumi
menjadi dingin dan gelap gulita.
b. Sumber panas di bumi. Adanya
panas matahari menyebabkan air di permukaan bumi menguap. Uap air terkumpul
membentuk awan yang akhirnya terjadi hujan. Panas matahari juga dapat
mengeringkan benda-benda yang basah. Coba, jemurlah baju yang basah! Setelah beberapa
waktu, baju tersebut tentu menjadi kering.
c. Untuk keperluan industri, sebagai
sumber energi alternatif. Misalnya, penggerak mobil tenaga surya dan kompor
matahari. Pemanfaatan sinar sebagai sumber energi alternatif dapat mengurangi
pencemaran udara.
d. Bahan untuk proses fotosintesis
pada tumbuhan. Tanpa sinar matahari, tumbuhan tidak dapat melakukan proses
fotosintesis.
DAFTAR
PUSTAKA
^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams, D. R. (2004). "Sun Fact Sheet". NASA. Diakses tanggal 2010-09-27.
^ Asplund, M.; N. Grevesse and A. J.
Sauval (2006). "The new solar abundances - Part I: the observations".
Communications in Asteroseismology 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76.
^ Hinshaw, G.; et al. (2009).
"Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data
processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series 180 (2): 225–245. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
^ a b c Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl,
Isabelle F. (March 5, 2012), "Measuring the Solar Radius from Space during
the 2003 and 2006 Mercury Transits", arXiv, diakses tanggal March 28, 2012 Kesalahan
pengutipan: Invalid <ref> tag; name "arxiv1203_4898" defined
multiple times with different content
^ a b c d e f g h i j k "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts
& Figures".
NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2008-01-02.
