Kompetensi Utama

Layanan


M A T A H A R I
19 Oct 2018 • Dibaca : 584 x ,

Matahari adalah bintang yang menjadi pusat tata surya kita. Matahari dalam sistem tata surya mempunyai peranan sangat besar, antara lain matahari sebagai pusat peredaran dan sebagai sumber tenaga di lingkungan tata surya. Matahari merupakan bola gas maha besar yang menyala. Diameter matahari kira-kira 1.392.000 km, lebih dari 100 kali diameter bumi. Massa matahari itu sama dengan 333.420 kali massa bumi.

Matahari mempunyai suatu tarikan gravitasi sebesar 28 kali lebih kuat daripada tarikan gravitasi bumi. Hal ini berarti bahwa seseorang yang beratnya 90 kg di permukaan bumi, jika berada di permukaan matahari beratnya akan menjadi 28 × 90 kg atau sama dengan 2.520 kg atau 2 1/2 metrik ton.

Di pusat matahari suhunya mencapai 14.000.000 °C atau lebih, namun suhu pada permukaan matahari jauh lebih dingin, yaitu antara 5.000 °C sampai 6.000 °C. Suhu ini masih cukup panas untuk menguapkan hampir semua zat yang ada di bumi, baik zat padat maupun zat cair.

Bila dibandingkan dengan Bumi, angka angka ini berarti jari jari Matahari adalah 109 kali lebih besar dan Matahari kita 330.000 kali lebih berat. Jarak rata rata Bumi Matahari kemudian dijadikan satuan jarak dalam astronomi yang dinamakan Satuan Astronomi. Satuan jarak ini sering digunakan dalam telaah tentang tata surya kita. Gambaran Matahari kita secara fisik bisa dilihat di tabel di bawah.

Gambaran umum Matahari kita


Bagian bagian Matahari
Matahari secara umum terbagi menjadi tiga bagian, yaitu bagian dalam, permukaan, dan bagian atmosfer.

1. Bagian Dalam Matahari
Seluruh radiasi yang kita terima dari Matahari berasal dari pusat Matahari. Pada saat itu terjadi reaksi yang membangkitkan energi sangat besar. Energi yang dilepaskan dalam reaksi ini dipancar¬kan ke luar inti dan sampai ke fotosfer melalui proses proses radiasi dan konveksi.
Secara keseluruhan bagian dalam Matahari terbagi menjadi tiga bagian, yaitu bagian inti, bagian radiatif dan bagian konveksi. Ketiga bagian ini memiliki proses dan keadaan yang berbeda beda.

a. Inti
Inti Matahari adalah tempat berlangsungnya reaksi fusi, yaitu pembentukan unsur unsur berat dari yang lebih ringan yang dimulai dari proses pembentukan helium dari empat atom hidrogen.
Dalam reaksi termonuklir yang berlangsung setiap kilogram hidrogen yang diubah menjadi helium 0,007 kilogram diubah menjadi energi melalui rumus Einstein yang terkenal, E=mc2, sehingga setiap detik di inti Matahari terbakarlah 4,26 juta ton hidrogen. 

b. Bagian Radiatif
Di atas inti terdapat bagian radiatif, tempat di mana energi yang dibangkitkan di pusat Matahari dihantarkan secara radiasi. Bagian radiatif ini meluas sampai 0,86 jari jari Matahari dari inti (598.560 km), dan memiliki temperatur 8 juta derajat di perbatasan dengan inti, dan 500.000 derajat di perbatasan dengan daerah di atasnya, yaitu daerah konvektif.

c. Bagian Konvektif
Di atas daerah radiatif suhu sudah semakin turun, sehingga energi tidak efisien lagi kalau dihantarkan secara radiasi. Sehingga, cara hantaran energi yang berlangsung di sini adalah konveksi. Di sini terjadi semacam pengadukan di mana materi dan radiasi dari dalam diangkat ke luar menuju daerah yang lebih dingin di atasnya. Setelah sampai di atas materi turun kembali untuk mengulang proses konveksi ini.
Konveksi yang berlangsung di Matahari tampak jelas efeknya pada granulasi Matahari. Bagian yang terang dari granulasi Matahari menunjukkan adanya elemen yang sedang naik. Sedangkan bagian yang gelap menunjukkan adanya materi yang sedang turun ke bagian yang lebih dalam.

2. Permukaan Matahari
Matahari yang sehari hari kelihatan tenang memancarkan sinarnya sebenarnya memiliki banyak aktivitas yang berlangsung di permukaannya. Kegiatan kegiatan ini misalnya granulasi dan supergranulasi, bintik Matahari (sunspot), flare, prominensa, spicule serta plage dan facula. Kegiatan kegiatan ini sebenarnya hanyalah manifestasi dari keadaan Matahari yang variabel secara periodik dan erat kaitannya dengan siklus aktivitas magnetik dihubungkan dengan rotasi diferensial Matahari.

a. Granulasi dan Supergranulasi
Permukaan fotosfer tidak mulus, tetapi penampakannya seperti dipenuhi dengan butir butir beras. Bagian-bagian fotoster ini kemudian diberi nama granulasi yang merupakan daerah daerah terang yang dikelilingi dengan daerah gelap. Biasanya daerah terang ini memiliki diameter 700 1000 km.
Granulasi sebenarnya menunjukkan adanya aliran gas yang mengalir ke fotosfer atas dan setelah sampai di atas turun lagi karena menjadi lebih dingin. Daerah daerah gelap merupakan daerah tempat turunnya gas gas ini dan memiliki perbedaan temperatur 50 100o C dengan daerah pusat granulasi.

b. Bintik Matahari
Pengamatan menggunakan teleskop menunjukkan bahwa di permu-kaan Matahari terdapat bercak bercak gelap sehingga fotosfer kelihatan tidak terlalu mulus. Daerah daerah ini dinamakan daerah bintik Matahari (sunspot) yang memiliki temperatur lebih rendah dibandingkan daerah sekitarnya (3000 4500o C) sehingga kelihatan gelap.
Bintik Matahari terdiri dari dua bagian, yaitu bagian pusat yang paling gelap bernama umbra dan dikelilingi bagian yang lebih terang diberi nama penumbra. Bintik Matahari bisa berukuran sangat besar, diameternya bisa mencapai 50.000 km. Di permukaan Matahari, bintik bintik Matahari lebih banyak berkumpul membentuk kelompok yang masing masing anggotanya bisa mencapai 20 atau lebih. Biasanya bintik Matahari lebih banyak di lintang lintang rendah, antara 40o sampai 40o.

c. Angkasa Matahari
Bagian Matahari yang bisa kita amati secara langsung hanyalah bagian angkasa/atmosfer Matahari saja. Bagian ini terbagi menjadi tiga, yaitu fotosfer, kromosfer dan korona.

• Fotosfer
Fotosfer adalah bagian Matahari yang paling mudah kelihatan dari Bumi. Bagian ini memiliki temperatur sekitar 6000o C dan didominasi oleh unsur unsur hidrogen dan helium (75% hidrogen, 23% helium dan sisanya unsur unsur lain). 

• Kromosfer
Di atas fotosfer terdapat suatu lapisan tipis yang kelihatan jelas sekali saat terjadi gerhana Matahari total. Nama kromosfer berasal dari warna merah ini yang diakibatkan oleh atom atom hidrogen. Kromosfer memiliki ketebalan 2000 3000 km, tetapi batas dengan bagian di atas tidak jelas karena di lapisan perbatasan kromosfer berubah menjadi lautan semburan materi yang diberi nama spicule. Di atas kromosfer terdapat daeerah transisi di mana temperatur naik dengan cepat dari sekitar 100.000o C menjadi sekitar 1 juta derajat pada jarak yang sangat pendek. 

• Korona
Di atas daerah transisi kromosfer terdapat lapisan terluar angkasa Matahari yang sangat renggang dan disebut korona. Kerapatan partikel di daerah ini begitu rendah, jauh lebih rendah dari kerapatan ruang hampa terbaik yang ada di laboratorium Bumi. Di bagian bawah korona memiliki kerapatan 109 atom/cm3, bandingkan dengan kerapatan atmosfer Bumi bagian bawah yang sebesar 1019 atom/cm3 dan bagian atas yang sebesar 1016 atom/cm3. Para ahli pada akhir abad ke 19 merasa yakin telah menemukan unsur baru yang hanya ada di korona Matahari dan diberi nama coronium. Akhirnya para ahli sadar bahwa unsur coronium ini sebenarnya adalah unsur besi yang terionisasi 13 kali. Pengamatan adanya unsur unsur yang sangat terionisasi di korona menyarankan bahwa korona memiliki suhu yang amat tinggi yang bisa mencapai suhu satu sampai dua juta derajat celcius.
Di atas korona terdapat daerah heliosfer yang berawal dari daerah sejarak 20 jari-jari Matahari dari permukaannya dan meluas sampai bagian tepi tata surya. Akhir daerah heliosfer ini berada pada jarak sekitar 50 satuan astronomi dari Matahari dan daerah perbatasan ini diberi nama daerah heliopause.

Korona bisa menjulur sampai jutaan kilometer dari permukaan Matahari membawa partikel dan radiasi yang dipancarkan ke segala arah dengan kecepatan yang amat tinggi. Partikel par¬tkel ini yang terlepas dari medan gravitasi Matahari, kemudian dinamakan angin surya (solar wind). Selain melalui mekanisme di atas, angin surya bisa dilepaskan oleh lubang lubang korona, bahkan diduga sebagian besar pancaran angin surya yang berkecepatan tinggi berasal dari lubang korona ini.

Angin surya bergerak dalam ruang antar planet dengan kecepatan tinggi dan saat sampai di dekat Bumi mencapai kecepatan 500kilometer/detik. Akibat hembusan angin surya ini medan magnet Bumi (magnet¬osfer Bumi) menjadi tidak simetris bentuknya. Pada bagian siang (yang menghadap Matahari) magnetosfer Bumi menjadi lebih mampat sehingga medan ini hanya ada sampai pada jarak 10 jari ¬jari Bumi. Sedangkan, pada bagian malam (yang membela¬kangi Matahari) medan bisa meluas sampai pada jarak 1000 jari jari Bumi.

Angin surya tidak hanya terasa di dekat Bumi saja, tetapi terasa juga sampai di planet Jupiter yang jaraknya dari Matahari 5 kali jarak Bumi Matahari. Bisa jadi di planet planet yang lebih luar lagi angin surya ini masih terasa juga.

d. Prominensa
Seperti sudah dikemukakan di atas, di korona sering terdapat lengkungan lengkungan korona dan aliran materi yang menjulur sampai jauh di atas permukaan Matahari. Selain gejala di atas terdapat gejala munculnya lidah lidah api atau busur busur api yang muncul dari permukaan Matahari dan disebut Prominensa. Yang membedakan prominensa dengan lengkungan korona adalah kerapatan partikelnya yang lebih tinggi dari lengkungan korona. Gejala ini sudah cukup lama diketahui karena pada saat terjadi gerhana Matahari bisa diamati menggunakan teleskop.



Contoh prominensa yang berlangsung di tepi piringan Matahari. Perhatikan ukuran fenomena ini dibandingkan dengan ukuran Jupiter dan Bumi.

e. Siklus Aktivitas Matahari
Pengamatan Matahari terutama pada bintik Matahari, menyarankan adanya sesuatu yang berjalan secara siklis di Matahari kita ini. Para ahli mengamati bahwa pada satu belahan Matahari polaritas leading spot bintik yang muncul berpasangan berlawanan tanda dengan polaritas leading spot bintik yang ada di belahan lainnya. Hal ini kemudian dikenal dengan nama hukum polaritas bintik Hale karena gejala ini ditemukan oleh George Ellery Hale.

Tetapi kemudian mereka juga mengamati bahwa polaritas magnetik suatu bintik akan membalik setiap dua siklus bintik Matahari selesai. Jadi setiap 22 tahun polaritas suatu bintik Matahari di belahan Matahari tertentu akan kembali ke keadaan semula. Gejala ini ternyata berlangsung global di seluruh Matahari dan kemudian dinamakan siklus aktivitas Matahari yang berperiode 22 tahun, meskipun perioda ini tidak tepat benar.

Rotasi Matahari berjalan terus dan semakin lama medan magnet yang terseret menjadi lemah menuju minimum menandakan setengah siklus Matahari sudah dilewati. Kemudian melalui proses yang terlalu rumit untuk dijelaskan, di sini melalui teori dinamo Matahari terjadi pembalikan medan magnet dan mulailah setengah siklus yang berikutnya dengan aktivitas yang sama, tetapi polaritas magnet dari aktivitas yang ada berlawanan dengan polaritas yang berlangsung pada setengah siklus sebelumnya.

f. Flare
Kadang kadang di suatu daerah di kromosfer terjadi peristiwa peningkatan intensitas pancaran selama beberapa menit. Peristiwa ini yang diberi nama flare berlangsung pada daerah yang diameternya mencapai beberapa puluh ribu kilometer. Untuk sesaat flare merupakan daerah di Matahari yang memiliki temperatur paling tinggi karena pada saat tertentu temperaturnya bisa mencapai puluhan juta derajat celsius. Sebuah ledakan flare setara dengan beberapa miliar bom hidrogen yang masing-masing memiliki energi setara 100 megaton TNT. Peristiwa ini berlangsung di daerah di Matahari yang sangat sempit, kurang dari 0,01 persen luas permukaan Matahari. Pengamatan para ahli menunjukkan bahwa fenomena flare ini terbagi menjadi tiga tahap, yaitu tahap awal atau prekursor, tahap puncak, dan diakhiri dengan tahap relaksasi. Tahap prekursor adalah tahap di mana mekanisme fisis yang memicu flare mulai bekerja. Di sini sudah dideteksi adanya pancaran radiasi dalam panjang gelombang sinar X. Pada tahap puncak flare mengalami peningkatan intensitas secara drastis dalam waktu yang sangat singkat (dalam hitungan menit atau detik) dan selanjutnya pada tahap relaksasi intensitas flare menurun secara lambat-lambat.

g. Pelontaran Massa Korona
Di samping flare, di Matahari terdapat peristiwa dahsyat lain yang yang cukup kuat sehingga kadang-kadang dampaknya bisa terasa sampai di Bumi dan ini dinamai pelontaran massa korona. Peristiwa ini adalah semacam ledakan di korona Matahari di mana pada saat itu terlempar sejumlah besar materi (plasma) ke luar angkasa Matahari. Walaupun ketika peristiwa Carrington pada tahun 1859 dan mungkin pula pada beberapa flare lain menghasilkan pelontaran massa korona yang cukup dahsyat dan memberikan dampak yang cukup besar di Bumi, gejala ini masih belum cukup lama diamati sehingga banyak hal tentang fenomena ini yang terus menjadi bahan perdebatan.



Gambar Berbagai citra pelontaran massa korona yang diamati menggunakan wahana Solar Maximum Mission (atas) dan SOHO (bawah)

h. Pengamatan Pelontaran Massa Korona 

Pelontaran massa korona adalah peristiwa terlemparnya sejumlah besar materi korona ke luar angkasa Matahari dengan kecepatan yang amat tinggi. Ketika pelontaran massa korona berlangsung, korona membuka dan massa materi yang terlempar mencapai 100 miliar ton. Materi ini kemudian bergerak menjauhi Matahari dengan kecepatan 1,5-8 juta kilometer/jam (sekitar 1500 km/detik) dan kadang-kadang bisa mencapai daerah di sekitar Bumi.

Walaupun peristiwa flare Carrington yang terjadi pada tahun 1859 serta beberapa flare lain diyakini menghasilkan pelontaran massa korona yang sampai di Bumi, pengamatan secara langsung pada gejala ini baru dilakukan pada tahun 1971 ketika R. Tousey melakukan analisis pada citra yang diambil dari Orbiting Solar Observatory. Pada salah satu citra Matahari yang dihasilkannya ia melihat adanya satu daerah di Matahari yang jauh lebih terang daripada daerah sekitarnya. Pada awalnya ia mengira bahwa hal ini berasal dari rusaknya kamera yang ia gunakan, tetapi kemudian ia lihat bahwa daerah terang ini bergerak menjauhi Matahari. Setelah melalui beberapa diskusi akhirnya diyakini bahwa fenomena ini adalah peristiwa terlemparnya materi dari korona Matahari.

Pengamatan pelontaran massa korona sulit sekali dilakukan dari permukaan Bumi karena cahaya korona yang sangat lemah tenggelam oleh cahaya yang dipancarkan fotosfer Matahari. Korona hanya bisa dilihat dengan jelas saat berlangsungnya gerhana Matahari total. Oleh sebab itu, seorang ahli instumentasi bernama Bernard Lyot merancang sebuah teleskop yang disebut koronagraf, di mana di objektifnya terpasang sebuah piringan yang dipakai untuk menghalangi cahaya yang datang dari fotosfer sehingga hanya daerah korona saja yang bisa teramati.

Ketika pelontaran massa korona pertama kali ditemukan pada tahun 1970-an, para ahli beranggapan bahwa pelontaran massa korona berasal dari gelombang kejut yang datang dari ledakan flare. Anggapan ini terus bertahan walaupun ada banyak bukti yang menunjukkan bahwa banyak peristiwa pelontaran massa korona yang tidak terkait dengan flare dan energi yang sebuah pelontaran massa korona jauh lebih besar daripada yang ada pada flare.

Pelontaran massa korona lebih banyak terjadi saat Matahari aktif dan kadang-kadang muncul dalam waktu yang berdekatan dengan peristiwa flare. Sehingga, ada yang berpendapat bahwa penyebab pelontaran massa korona ini adalah flare. Akan tetapi, berbagai pengamatan menunjukkan bahwa ada juga pelontaran massa korona yang tidak disertai dengan peristiwa flare atau yang berlangsung sebelum flare terjadi.

Perdebatan tentang flare dan pelontaran massa korona ini menjadi semakin hangat ketika pada tahun 1993 seorang peneliti bernama Jack Gosling membuat makalah berjudul The Solar Flare Myth yang dimuat dalam Journal of Geophysical Research. Di situ ia mencoba melihat fenomena flare dan pelontaran massa korona dalam konteks yang lebih luas dan ia berpendapat bahwa sumber sebagian besar kejutan di ruang antar planet dan gejala badai medan magnet Bumi berasal dari pelontaran massa korona, bukan dari flare. Ia mengusulkan sebuah “paradigma modern” yang menunjukkan hubungan antara badai medan magnet Bumi dengan flare dan pelontaran massa korona. Tulisan Gosling ini memancing reaksi keras para peneliti Matahari, terutama yang berpendapat bahwa flare merupakan sumber badai medan magnet Bumi. Untuk itu pada tahun 1995 American Geophysical Union secara khusus membuat semacam simposium untuk membahas tesis Gosling tadi dan di situ ada seorang peneliti yang mengatakan bahwa pandangan Gosling “salah dan berbahaya”, dan peneliti lain berpendapat bahwa pandangan Gosling itu “menyesatkan”.

Akan tetapi, peluncuran wahana SOHO pada tahun 1995 memberikan pandangan baru tentang gejala pelontaran massa korona tersebut. Data pengamatan dari wahana SOHO tersebut menunjukkan bahwa pandangan Gosling-lah yang benar. Paradigma Gosling menjadi model yang paling diterima dalam memberikan gambaran garis besar mengenai bagaimana gangguan aktivitas magnetisme di Matahari berakibat pada munculnya pelontaran massa korona dan flare serta bagaimana pengaruhnya pada aktivitas medan magnet Bumi.

Di sini akhirnya diterima bahwa flare dan pelontaran massa korona adalah dua peristiwa yang berdiri sendiri. Flare bisa terjadi tanpa menghasilkan berbagai peristiwa dahsyat yang berlangsung di sekitar Bumi seperti aurora, badai medan magnet bumi, dan sebagainya. Akan tetapi, kalau CME terjadi, besar kemungkinannya akan terjadi berbagai peristiwa tersebut di atas. Selain itu, sebuah CME bisa juga terjadi bersama-sama dengan flare yang selanjutnya memberikan efek yang terkait dengan peristiwa flare tersebut. 


Dalam melakukan pengamatan pelontaran massa korona, besaran-besaran yang menjadi pusat perhatian para peneliti adalah kecepatan, massa, sudut posisi, dan energi kinetik fenomena tersebut. Bila besaran-besaran tersebut bisa dihitung dengan tepat maka akan bisa diperkirakan kapan fenomena tersebut sampai di Bumi, pengaruh apa saja yang ditimbulkannya, dan seberapa kuat dampaknya. Yang dimaksud sudut posisi di sini adalah lebar pelontaran massa korona ini yang dihitung dalam derajat. Sudut posisi ini menunjukkan arah pelontaran massa korona tersebut, mengarah ke Bumi atau tidak. Bila pelontaran massa korona tersebut mengarah ke Bumi maka sudut posisinya mendekati 360o, dan diberi nama pelontaran massa korona halo. Gambar di bawah menunjukkan contoh berbagai peristiwa pelontaran massa korona yang sudah diamati.


Gambar Pelontaran massa korona pada tanggal 28 Oktober 2003


Gambar Peristiwa pelontaran massa korona yang berlangsung pada tanggal 8 November 2000

Tampak struktur pelontaran massa korona yang terdiri atas tiga bagian.
Secara garis besar pelontaran massa korona itu sendiri terdiri atas tiga bagian, yaitu bagian paling depan yang terang, kemudian di bagian tengah berupa rongga yang agak gelap, dan bagian inti yang terang, seperti yang terlihat di gambar di atas.
Dalam upaya mendapatkan informasi paling mutakhir yang paling akurat tentang gejala pelontaran massa korona ini, berbagai wahana telah diluncurkan untuk mendapatkan data tentang peristiwa pelontaran massa korona tersebut. Wahana yang cukup penting adalah SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory), dan yang paling mutakhir adalah SDO (Solar Dynamics Observatory).








Related Posts
No Related posts

Kontak kami :
LAPAN
Jl. Pemuda Persil No.1 Jakarta 13220 Telepon (021) 4892802 Fax. 4892815




© 2019 - LEMBAGA PENERBANGAN DAN ANTARIKSA NASIONAL