Matahari (Sun)

Matahari (the Sun) merupakan bintang yang menjadi pusat di tata surya kita. Ia memegang sekitar 99.8% massa total di sistem tata surya dengan massa sebesar 2 x 1020 kg. Matahari memiliki ukuran relatif besar daripada bumi yakni berdiameter 109 kali lebih besar daripada bumi. Adapun kerapatannya 1409 kg/m3, luminositasnya sebesar 3,8 x 1026 watt dan memiliki jari-jari 696 ribu km.

Matahari hanyalah salah satu bintang dari ratusan miliar bintang di galaksi Bima Sakti yang selalu mengorbit pada inti galaksi. Untuk sekali orbit mampu membutuhkan waktu selama 250 juta tahun. Adapun letak matahari berada pada jarak 25.000 tahun cahaya dari inti galaksi. Selain mengorbit pada inti galaksi, matahari juga melakukan gerak rotasi atau gerak mengitari sumbunya. Gerak rotasi matahari (sun) didaerah ekuator memerlukan waktu selama 25 hari sedangkan untuk daerah kutubnya memerlukan waktu 31 hari.

1. Anatomi Matahari

Secara umum anatomi matahari terdiri dari dua bagian, yaitu struktur luar (atmosfer matahari) dan struktur dalam.

A. Atmosfer Matahari (Struktur Luar)

Struktur luar terbagi menjadi 3 lapisan, diantaranya lapisan fotosfer, kromosfer dan korona.

a) Lapisan Fotosfer (Photosphere)

Lapisan fotosfer adalah lapisan tingkat terendah dari atmosfer matahari yang dapat dilihat dari bumi oleh manusia karena panjang gelombangnya berada pada panjang gelombang tampak. Cahaya ini akan mencapai bumi dalam waktu sekitar delapan menit. Lapisan ini memiliki suhu 6000 K dengan ketebalan sekitar 500 km.

Cahaya yang dipancarkan oleh lapisan dibawah fotosfer terhalang oleh gas-gas di fotosfer sehingga tidak dapat lolos dari matahari. Hingga saat ini, spektrum absorbsi yang teramati di bumi mampu menunjukan unsur-unsur yang ada di fotosfer.

Citra fotosfer menunjukan adanya granula. Granula adalah butiran terang dengan tepi yang bewarna gelap. Kemunculan granula membutuhkan waktu sekitar 10 hingga 20 menit hingga kemudian menghilang dan muncul granula yang baru. Pola-pola ini dinamakan granulasi.

Gambar: Granula di lapisan fotosfer matahari. (Foto: ircamera.as.arizona.edu)

Gambar: Granula di lapisan fotosfer matahari. (Foto: ircamera.as.arizona.edu)

Pusat granula naik ke permukaan kemudian turun melalui tepi (tenggelam) dengan kelajuan 1 km/s. Ini dinamakan sebagai proses konveksi, sama halnya ketika kita mendidihkan air dimana akan muncul gelembung-gelembung yang dapat kita lihat.

b) Lapisan Kromosfer (Chromosphere)

Daerah tepat di atas fotosfer dinamakan kromosfer. Lapisan kromosfer memiliki ketebalan sekitar 2000-3000 km dengan suhu 100 hingga 1 juta Kelvin. Lapisan ini akan memancarkan radiasi pada panjang gelombang ultraviolet.

Gambar: Kromosfer (warna pink) yang terlihat saat terjadinya gerhana matahari.

Gambar: Kromosfer (warna pink) yang terlihat saat terjadinya gerhana matahari.

Kromosfer 1000 kali lebih redup daripada fotosfer sehingga hanya mudah dilihat pada saat terjadinya gerhana matahari. Pada kromosfer terjadi semburan gas yang menjulang ke atas hingga ribuan kilometer. Hal ini dinamakan dengan spikula (spicule).

Gambar: Model Spikula (foto:user.physics.unc.edu)

Gambar: Model Spikula (foto:user.physics.unc.edu)

Daerah antara lapisan kromosfer dengan lapisan di atasnya (korona) dinamakan daerah daerah transisi (transition region). Hal yang menarik dan juga misteri hingga saat ini adalah kenyataan tentang peningkatan temperatur hingga 1 juta Kelvin. Kenyataan ini menerangkan kepada kita bahwa lapisan atmosfer matahari semakin jauh justru semakin panas. Keanehan sifat inilah yang membuat dunia astronomi menjadi menarik.

Beberapa ilmuwan berpendapat bahwa perbedaan temperatur secara signifikan pada lapisan kromosfer (10 ribu- 1 juta kelvin) dengan lapisan diatasnya -korona- (3 juta kelvin) disebabkan oleh spikula tipe 2.

Para ilmuwan dapat membandingkan gambar simultan di SDO dan Hinode untuk menciptakan citra yang jauh lebih lengkap dari spikula. Mereka menemukan bahwa banyak dari gas dipanaskan sampai seratus ribu derajat, sementara sebagian kecil dari gas dipanaskan hingga jutaan derajat. (perhatikan: temperatur diprediksikan melalui panjang gelombang dengan urutan “mejikuhibiniu” dimana semakin ke kanan energinya semakin besar/panjang gelombangnya pendek dengan kata lain semakin panas.)

Gambar: Spikula pada matahari, seperti yang diamati oleh Solar Dynamics Observatory. Ini semburan jet gas dari permukaan matahari di 150.000 mil per jam dan mengandung gas yang mencapai suhu lebih dari satu juta derajat. (Foto: NASA Goddard / SDO / AIA)

Gambar: Spikula pada matahari, seperti yang diamati oleh Solar Dynamics Observatory. Ini semburan jet gas dari permukaan matahari di 150.000 mil per jam dan mengandung gas yang mencapai suhu lebih dari satu juta derajat. (Foto: NASA Goddard / SDO / AIA)

Banyak dari gas dipanaskan sampai seratus ribu derajat, sementara sebagian kecil dari gas dipanaskan hingga jutaan derajat. Namun, sebagian kecil dari gas yang dipanaskan hingga jutaan derajat tidak segera kembali ke permukaan matahari.

c) Lapisan Korona (Corona)

Korona (yang berarti mahkota) adalah lapisan teratas di atmosfer matahari. Korona memiliki suhu yang bisa mencapai 3 juta kelvin dan memiliki ketebalan sekitar 2,5 juta km. Cahaya dari korona adalah satu juta kali lebih terang daripada fotosfer sehingga hanya dapat dilihat ketika piringan Matahari diblokir saat gerhana matahari total atau dengan menggunakan alat khusus yang disebut coronagraph (atau coronameter) sehingga dapat gambar daerah disekitar Matahari.

Gambar: Pengelihatan secara visual tentang korona saat terjadinya gerhana matahari (foto: apod.nasa.gov)

Gambar: Pengelihatan secara visual tentang korona saat terjadinya gerhana matahari (foto: apod.nasa.gov)

B. Struktur Dalam

Struktur dalam adalah bagian yang tidak bisa diamati dari Bumi karena cahayanya terhalang oleh atmosfer Matahari. Struktur dalam dapat dibagi menjadi 3 bagian, yakni inti matahari, zona radiasi dan zona konveksi.

Pada inti matahari, terjadi reaksi fusi yang membangkitkan energi bagi Matahari. Energi yang dihasilkan kemudian diradiasikan keluar ke
permukaan Matahari.

Di permukaan terjadi proses konveksi: materi yang lebih panas bergerak naik sementara materi yang lebih dingin akan tenggelam (seperti pada saat kita mendidihkan air).

2. Reaksi Fusi

Hampir sekitar 80% komposisi matahari berupa gas Hidrogen, 19% Helium dan 1% unsur-unsur seperti Oksigen, Magnesium, Nitrogen, Silikon, Karbon, Belerang, Besi, Sodium, Kalsium, Nikel serta beberapa unsur lainnya. Selain itu suhu tinggi di permukaan matahari dapat memberikan informasi kepada kita bahwa terjadi reaksi fusi di struktur dalam matahari karena reaksi fusi hanya dapat dilakukan pada suhu yang sangat tinggi.

Reaksi fusi merupakan reaksi dimana massa unsur setelah penggabungan lebih kecil dibanding massa total dari partikel sebelum digabung. Kemudian selisih massa tersebut diubah menjadi energi.

Gambar: Hidrogen mengalami fusi menghasilkan Helium melalui rantai proton-proton

Gambar: Hidrogen mengalami fusi menghasilkan
Helium melalui rantai proton-proton

Inti-inti atom cenderung saling tolak menolak karena bermuatan sejenis (gaya elektrostatik). Dibutuhkan suhu yang sangat tinggi agar inti-inti tersebut dapat bergabung (gaya kuat).

Gambar: reaksi fusi

Gambar: reaksi fusi

4 proton Hidrogen bergabung dan menghasilkan 1 atom Helium, 2 positron, 2 neutrino dan 2 sinar gamma.

Neutrino adalah partikel “hantu” yang memiliki massa sangat kecil dan sulit berinteraksi dengan apapun, dihasilkan 2 partikel setiap reaksi fusi inti di Matahari. Para ilmuwan melakukan perburuan untuk menemukan partikel ini. Dan ini sangat penting karena dapat sebagai bukti bahwa di matahari telah terjadi reaksi fusi.

3. Bagaimana Matahari bisa Memperoleh Kesetimbangan ?

Tingkat reaksi fusi yang terjadi di dalam inti matahari menentukan besarnya energi yang akan dikeluarkan oleh matahari. Selain itu reaksi ini juga sangat dapat mempengaruhi temperatur. Sedikit kenaikan suhu akan mampu meningkatkan tingkat reaksi fusi yang lebih tinggi sedangkan sedikit penurunan suhu dapat membuat tingkat reaksi fusi menurun. Jika tingkat reaksi fusi tak teratur (berubah-ubah), maka kemungkinan akan mampu mempengaruhi kondisi bumi. Untungnya saja, temperatur di inti matahari mengalami keadaan yang mantab (stabil) berkat adanya keseimbangan antara gravitasi dan tekanan internal.

Jika suhu inti matahari mengalami sedikit kenaikan, maka reaksi fusi akan meningkat sehingga menghasilkan energi ekstra banyak. Oleh karena di luar inti matahari, energi yang dihasilkan oleh reaksi fusi melakukan perjalanan ke permukaan matahari dengan lambat, maka menyebabkan energi tersebut “terperangkap” di inti. Akibatnya, tekanan di dalam inti akan meningkat sementara. Apabila tekanan tersebut telah lebih besar daripada gravitasi matahari, maka inti matahari akan membesar dan suhu menurun. Penurunan suhu ini akan menurunkan tingkat reaksi fusi di dalam inti, sampai tingkat reaksi fusi kembali seperti semula. Hal ini menyebabkan tekanan di dalam inti menurun dan terjadi kontraksi inti. Saat inti mengalami penyusutan, maka suhu akan kembali meningkat sampai tingkat pembakaran nuklir kembali normal.

Gambar: Matahari mengalami keadaan yang mantab berkat adanya keseimbangan antara gravitasi dan tekanan internal

Gambar: Matahari mengalami keadaan yang mantab berkat adanya keseimbangan antara gravitasi dan tekanan internal

4. Bintik Matahari

Titik gelap pada permukaan matahari (fotosfer) dinamakan sebagai bintik matahari. Titik tengah bintik dinamakan sebagai umbra sedangkan daerah tepinya dinamakan sebagai penumbra. Bintik matahari nampak gelap karena bersuhu lebih rendah dibanding sekitarnya. Suhu umbra dapat mencapai sekitar 4000 K, secara signifikan lebih dingin daripada 5.800 K plasma dari fotosfer sekitarnya. Bintik matahari sendiri berukuran hingga 2 kali diameter Bumi.

Pengamatan rinci dari garis spektrum matahari mengungkapkan bintik matahari menjadi daerah dengan medan magnet yang kuat. Medan magnet ini dapat mengubah tingkat energi dalam atom dan ion. Oleh karena itu dapat mengubah garis spektrum yang mereka hasilkan. Lebih khusus lagi, medan magnet dapat menyebabkan beberapa garis spektrum terpecah menjadi dua atau lebih garis. Hal ini dinamakan sebagai efek Zeeman.

Gambar: Gambar spektra dari bintik matahari dapat digunakan untuk mengukur besarnya medan magnet

Gambar: Gambar spektra dari bintik matahari dapat digunakan untuk mengukur besarnya medan magnet

Beberapa pemanasan di atmosfer matahari masih menjadi misteri hingga saat ini. Tetapi setidaknya kita dapat menjelaskannya secara umum.

Medan magnetik matahari sangatlah kuat hingga mampu membawa energi ke atas, dari permukaan matahari kemudian berputar ke lapisan kromosfer dan korona. Lebih khususnya lagi, gas didalam zona konveksi akan mengalami getaran naik-turun akibat medan magnet di dalam permukaan matahari. Guncangan ini menghasilkan gelombang sepanjang garis medan magnet yang membawa energi ke atas menuju atmosfer matahari. Tepatnya bagaimana gelombang menyimpan energi mereka dalam kromosfer dan korona hingga saat ini, para ilmuwan belum mengetahuinya. Dan pemanasan dengan suhu yang sangat tinggi muncul didekat garis-garis medan magnet yang muncul ke permukaan matahari.

Gambar: Putaran garis-garis medan magnet dapat melengkung tinggi di atas permukaan matahari dengan ketinggian berkali-kali lipat daripada diameter bumi

Gambar: Putaran garis-garis medan magnet dapat melengkung tinggi di atas permukaan matahari dengan ketinggian berkali-kali lipat daripada diameter bumi

Menurut model pemanasan matahari, medan magnet yang sama mampu membuat bintik matahari menjadi lebih dingin dan membuat plasma di lapisan kromosfer dan korona menjadi lebih panas.

[color-box]Tulisan Karen C. Fox, NASA’s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md. di situs www.nasa.gov (diakses per 25 Maret 2013).
ircamera.as.arizona.edu (diakses per 25 Maret 2013).
www.space.com (diakses per 26 Maret 2013).
user.physics.unc.edu (diakses per 26 Maret 2013).
Dokumen perkuliahan penulis.[/color-box]

Tim Siswapedia

Tim Siswapedia

"Kami mendukung pendidikan gratis di Indonesia"

Mungkin Anda juga menyukai

Tinggalkan Balasan

Alamat email Anda tidak akan dipublikasikan. Ruas yang wajib ditandai *