Bagian-Bagian Matahari

Secara umum, matahari terbagi menjadi tiga bagian, yaitu bagian angkasa matahari, permukaan matahari, dan bagian dalam. Segala radiasi yang datang ke bumi berasal dari bagian angkasa matahari, dan bagian ini mendapat sumber energinya dari reaksi termonuklir yang berlangsung di inti matahari.

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 adalah bagian matahari yang paling mudah kelihatan dari bumi, bagian ini memiliki temperatur 6000 derajat celsius. Kromosfer adalah lapisan tipis yang berada di atas lapisan fotosfer, memiliki ketebalan sekitar 2000 - 3000 km tapi batas bagiannya tidak jelas karena di tas lapisan perbatasan kromosfer menjadi lautan semburan materi yang di beri nama spicule. Korona adalah lapisan yang terdapat di atas daerah transisi kromosfer, terdapat lapisan terluar angkasa matahari yang sangat renggang dan disebut korona (yang berarti mahkota), krapatan partikel pada lapisan ini sangat rendah bahkan lebih rendah dari kerapatan ruang hampa yang yang ada di bumi.

[Continue reading...]

Permukaan Matahari dan Gejala Permukaannya

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

[Continue reading...]

Granulasi dan Supergranulasi

Permukaan fotosfer tidak mulus, tetapi penampakannya seperti dipenuhi dengan butir-butir beras. Bagian-bagian fototsfer 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 menunjukan 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 turunya gas-gas ini dan memiliki perbedaan temperatur 50 - 100 derajat celsius dengan daerah pusat granulasi.
Granulasi matahari sebenarnya merupakan bagian dari struktur yang lebih besar lagi, yaitu yang disebut supergranulasi, yang bisa mencapai 30.000 km. Di daerah ini, terjadi aliran gas dari pusat ke arah tepi.

[Continue reading...]

Bintik Matahari

Kita bisa melakukan pengamatan metahari dengan menggunakan teleskop sederhana dengan dilengkapi filter peredam cahaya matahari. Filter ini bisa mengurangi intensitas pancaran matahari yang datang sampai pada tingkat yang tidak membahayakan mata. Dengan cara ini peristiwa yang terjadi di permukaan matahari dapat kita lihat. Bintik matahari adalah kegiatan matahari yang paling awal dikenali manusia. Pengamatan bintik matahari sudah dilakukan oleh ilmuwan yunani bernama Theopharastus pada tahun 350 sm. Bintik matahari terdiri dari 2 bagian, yaitu bagian pusat yang paling gelap bernama umbra dan dikelilingi bagian yang lebih terang bernama penumbra. Bintik matahari bisa berukuran sangat besar , diameternya bisa mencapai 50.000 km. Dipermukaan matahari, bintik-bintik lebih banyak berkumpul membentuk kelompok yang masing-masing anggotanya bisa mencapai 20 atau lebih, dan bisasanya bintik matahari lebih banyak di lintang-lintang rendah, antara -40 sampai 40 derajat. Bintik-bintik ini jarang ada yang bertahan cukup lama, ada umurnya kurang dari 1 hari, ada juga yang mencapai beberapa bulan.

[Continue reading...]

Rotasi Matahari

Jika memperlihatkan satu atau sekelompok bintik matahari selama beberapa hari, kita akan mendapatkan bahwa bintik-bintik itu bergerak sejajar garis lintang matahari. Ini bukan karena bintik-bintik itu sendiri yang bergerak, melainkan karena matahari berotasi. Rotasi matahari pertama kali diamati oleh Galileo waktu ia melakukan pengamatan bintik matahari dengan cara seperti itu. Pada tahun 1859, Richard Carrington mendapat bahwa di daerah ekuator, matahari berotasi dengan periode rotasi 35 hari, tetapi di daerah yang lintangnya lebih tinggi, periode rotasinya lebih besar. Rotasi yang demikian dinamakan rotasi diferensial matahari karena di setiap lintang laju rotasinya berbeda-beda. Ini disebabkan matahari bukan benda tegar sehingga di daerah-daerah yang letaknya lebih jauh dari sumbu rotasi akan memiliki kecepatan rotasi yang lebih besar. Dengan menggunakan peralatan yang teliti, didapat bahwa periode rotasi di ekuator adalah 25,8 hari, di lintang 40 derajat 28 hari, dan di lintang 80 derajat periode adalah sebesar 36 hari. Rotasi diferensial beserta aktivitas magnetik matahari diperkirakan merupakan sumber munculnya bintik matahari.

[Continue reading...]

Matahari

The Sun is the star at the center of the Solar System. It is almost perfectlyspherical and consists of hot plasma interwoven with magnetic fields. It has a diameter of about 1,392,684 km, about 109 times that of Earth, and its mass (about 2.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kilograms, 330,000 times that of Earth) accounts for about 99.86% of the total mass of the Solar System. Chemically, about three quarters of the Sun's mass consists of hydrogen, while the rest is mostly helium. The remainder (1.69%, which nonetheless equals 5,628 times the mass of Earth) consists of heavier elements, including oxygen, carbon, neon and iron, among others.

The Sun formed about 4.6 billion years ago from the gravitational collapse of a region within a large molecular cloud. Most of the matter gathered in the center, while the rest flattened into an orbiting disk that would become the Solar System. The central mass became increasingly hot and dense, eventually initiatingthermonuclear fusion in its core. It is thought that almost all other stars form by this process. The Sun's stellar classification, based on spectral class, is G2V, and is informally designated as a yellow dwarf, because its visible radiation is most intense in the yellow-green portion of the spectrum and although its color is white, from the surface of the Earth it may appear yellow because of atmospheric scattering of blue light. In the spectral class label, G2 indicates its surface temperature of approximately 5778 K (5505 °C), and V indicates that the Sun, like most stars, is a main-sequence star, and thus generates its energy bynuclear fusion of hydrogen nuclei into helium. In its core, the Sun fuses 620 million metric tons of hydrogen each second.

Once regarded by astronomers as a small and relatively insignificant star, the Sun is now thought to be brighter than about 85% of the stars in the Milky Waygalaxy, most of which are red dwarfs. The absolute magnitude of the Sun is +4.83; however, as the star closest to Earth, the Sun is the brightest object in the sky with an apparent magnitude of −26.74. The Sun's hot coronacontinuously expands in space creating the solar wind, a stream of charged particles that extends to the heliopause at roughly 100 astronomical units. The bubble in the interstellar medium formed by the solar wind, the heliosphere, is the largest continuous structure in the Solar System.

The Sun is currently traveling through the Local Interstellar Cloud (near to the G-cloud) in the Local Bubble zone, within the inner rim of the Orion Arm of the Milky Way galaxy. Of the 50 nearest stellar systems within 17 light-years from Earth (the closest being a red dwarf named Proxima Centauri at approximately 4.2 light-years away), the Sun ranks fourth in mass. The Sun orbits the center of the Milky Way at a distance of approximately 24,000–26,000 light-years from the galactic center, completing one clockwise orbit, as viewed from the galactic north pole, in about 225–250 million years. Since the Milky Way is moving with respect to the cosmic microwave background radiation (CMB) in the direction of the constellation Hydra with a speed of 550 km/s, the Sun's resultant velocity with respect to the CMB is about 370 km/s in the direction of Crater or Leo.

The mean distance of the Sun from the Earth is approximately 149.6 million kilometers (1 AU), though the distance varies as the Earth moves from perihelion in January to aphelion in July. At this average distance, lighttravels from the Sun to Earth in about 8 minutes and 19 seconds. The energy of this sunlight supports almost all life on Earth by photosynthesis and drives Earth's climate and weather. The enormous effect of the Sun on the Earth has been recognized since prehistoric times, and the Sun has been regarded by some cultures as a deity. An accurate scientific understanding of the Sun developed slowly, and as recently as the 19th century prominent scientists had little knowledge of the Sun's physical composition and source of energy. This understanding is still developing; there are a number of present day anomalies in the Sun's behavior that remain unexplained.

[Continue reading...]

Zona Konvektif Matahari

Di atas daerah radiatif, suhu sudah semakin turun sehingga energi tidak efisien lagi kalau dihantarkan secara radiasi. Dengan demikian, cara hantaran energi yang berlangsung di sini adalah konveksi. Di sini, sudah terjadi semacam pengadukan saat materi dan radiasi dari dalam diangkat keluar menuju daerah yang lebih dingin di atasnya. Setelah sampai di atas, materi turun kembaliuntuk mengulang proses konveksi yang berlangsung di matahari tampak jelas efeknya pada granulasi matahari.
Bagian yang terang dari granulasi matahari menunjukan adanya elemen yang sedang naik, sedang bagian yang gelap menunjukan adanya materi yang sedang turun ke bagian yang lebih dalam. Para ahli sepakat bahwa rotasi rotasi diferensial matahari disebabkan oleh pergerakan materi akibat konveksi ini. Hal ini karena pergerakan materi tidak hanya dalam arah ke atas dan ke bawah, tetapi ada juga gerak dalam arah lain seperti arah kutub - ekuator pada sirkulasi global bawah fotosfer .

[Continue reading...]

Zona Radiatif Matahari

Di atas inti, terdapat bagian radiatif tempat energi yang dibangkitkan di pusat matahari dihantarkan dengan radiasi. Bagian radiatif ini meluas sampai 0,86 jari-jari matahari atau 598560 km, dan memiliki temperatur 8 juta derajat celsius di perbatasan dengan inti, dan 500000 derajat celsius di perbatasan dengan daerah di atasnya, yaitu daerah konvektif.

[Continue reading...]

Spicule (solar physics)

perbatasan daerah di atas kromosfer ditandai dengan semburan api kecil, spicule bernama. spikula muncul di tepi granulasi sel, dan letusan memiliki kecepatan 30 km / detik, dan bisa naik setinggi 5000-20000 km di atas kromosfer. spicule masing-masing hanya berlangsung 10 menit. spicule sumber materi dalam korona.

[Continue reading...]

Plage and Falculae (Solar Physics)

Kadang-kadang, matahari yang diamati dalam panjang gelombang tertentu untuk mengetahui perilaku matahari pada panjang gelombang itu. Hal ini dilakukan, misalnya, pada panjang gelombang dari kalsium, hidrogen dipancarkan, atau elemen lainnya. Pengamatan menunjukkan cara yang menunjukkan bahwa ada kehadiran terang kromosfer dari lingkungan, dan unsur-unsur terkait aktivitas berarti lebih dari unsur-unsur lain. Kabupaten ini bernama plage dan biasanya terletak kadang-kadang, plage ini memancarkan cahaya dalam panjang gelombang banyak, disebut faculae (ubur-ubur kecil). Gejala ini dapat muncul bagian tepi yang jelas dari matahari karena di sini fotosfer tidak terlalu terang.

[Continue reading...]

Prominensa (solar)

Seperti telah disebutkan di atas, sering ada kurva korona dan aliran materi yang meluas jauh di atas permukaan matahari. Selain gejala di atas, ada penampilan api atau busur api muncul dari permukaan matahari dan disebut prominensa. Apa yang membedakan prominensa dengan lengkungan corona adalah densitas partikel lebih tinggi dari lengkungan corona. Fenomena ini telah dikenal untuk waktu yang lama karena dapat diamati dengan menggunakan teleskop pada saat gerhana matahari.
Ada beberapa jenis prominensa, yaitu diam (tenang), lonjakan lebih aktif, letusan (ledakan) dan (yang paling aktif). Prominensa tenang mencuat ke puluhan kilometer dari permukaan matahari, dan dapat bertahan hingga beberapa hari. Ledakan Prominensa bisa mencapai ketinggian 1 juta mil dari permukaan fotosfer dan melemparkan partikel dengan kecepatan mencapai 700 km / detik. Surge lebih mengerikan karena kecepatan partikel yang dilemparkan mencapai 1.300 km / detik. Prominensa sebenarnya aktivitas petunjuk magnetik matahari di wilayah udara. Hal ini dibuktikan dengan jumlah dengan jumlah kejadian yang diinterpretasikan sebagai bahan kelengkungan prominensa terkungkungnya dilemparkan ke angkasa dalam medan magnet matahari untuk akhirnya kembali ke permukaan fotosfer. Prominensa tempat yang tenang dalam intensitas medan magnet adalah tetap, sedangkan prominensa letusan timbul sebagai akibat dari perubahan mendadak di medan magnet.

[Continue reading...]