MATAHARI DAN AKTIVITASNYA
1.
Pendahuluan
Sebagai pusat tata surya, matahari merupakan bintang yang paling dekat
dengan bumi. Oleh sebab itu matahari merupakan sumber panas dan cahaya di bumi,
sehingga perubahan-perubahan yang terjadi di matahari akan memberikan dampak
juga di bumi. Pengetahuan mengenai matahari sangat diperlukan karena sebagai
bintang yang paling dekat dengan bumi, matahari relatif lebih ’mudah’ diamati
dibandingkan bintang-bintang yang lain sehingga membuka jalan bagi manusia
untuk mempelajari alam semesta.
Matahari membangkitkan energinya dipusatnya,
dengan melakukan rekasi nuklir, merubah inti hidrogen menjadi helium dan
seterusnya, sehingga dapat dikatakan sebagai laboratorium fisika yang sangat
besar. Energi yang dibangkitkan ini kemudaian akan dipancarkan keluar. Energi ini juga akan sampai di bumi, dan akan
sangat mempenaruhi lingkungan bumi. Perubahan iklim dalam jangka panjang
ditengarai juga merupakan akibat aktivitas matahari ini.
Sejumlah partikel berenergi yang dilepaskan dari matahari,
baik itu berupa angin surya, lontaran massa korona (CME), maupun flare dapat
mempengaruhi lingkungan bumi, baik secara langsung maupun tidak langsung. Partikel
berenergi yang terlontar dapat mempengaruhi orbit dan operasional satelit, dan
dapat pula mempengaruhi umur (life time)
satelit. Komunikasi yang memanfaatkan lapisan ionosfer bumi, yaitu komunikasi
radio frekuensi tinggi dan navigasi berbasis satelit, juga akan terganggu.
Survey geomagnet yang seringkali digunakan untuk mencari sumber-sumber mineral
juga terpengaruh. Aurora yang
terjadi di kutub juga merupakan akibat dari aktivitas matahari.
Berdasarkan akibat-akibat yang ditimbulkannya,
maka sangat penting bagi manusia untuk mempelajari matahari, terutama untuk
mengantisipasi dampak-dampak buruk yang dapat diakibatkan oleh aktivitasnya.
2.
Bagian-Bagian Matahari
Matahari terdiri dari bagian-bagian penting yaitu sebagai berikut:
- Bagian dalam matahari (solar interior)
- Fotosfer (permukaan matahari)
- Kromosfer
- Korona
2.1. Bagian dalam matahari (solar
interior)
Bagian dalam matahari terdiri
dari inti matahari, daerah radiatif, lapisan antara (interface layer), dan
daerah konvektif. Di bagian inti terjadi
reaksi inti yang mengubah hidrogen menjadi helium. Reaksi ini menghasilkan
energi yang nantinya akan dilepaskan oleh matahari. Temperatur di inti mencapai
15.000.000 °C dengan kerapatan yang sangat besar, yaitu mencapai 150 g/cm3.
Energi yang dihasilkan di inti secara radiasi
dipancarkan melalui zona radiatif. Di akhir daerah ini kerapatan turun dengan
drastis hingga mencapai 0.2 g/cm3 dan temperaturnya menjasi
2.000.000 °C. Setelah zona radiatif ini terjadi perubahan kecepatan aliran
fluida yang akan memperkuat garis gaya medan magnetik. Penelitian
memperlihatkan bahwa pada lapisan ini dibentuk medanmagnet yang ada di
matahari. Lapisan ini disebut sebagai tachocline
(lapisan antara).
Bagian paling luar dari interior matahari adalah
zona konvektif. Di sini energi dibawa ke permukaan matahari secara konveksi. Di
permukaan matahari suhunya turun menjadi 5700°K dan kerapatannyapun menjadi
sangat rendah, yaitu 0,0000002 g/cm3. Profil kerapatan dan
temperatur di bagian dalam matahari diperlihatkan pada gambar 2.1.
Gambar 2.1. Profil kerapatan (kiri) dan temperatur (kanan) di
bagian dalam matahari (sumber: Marshall Space Flight Center)
2.2. Fotosfer
Permukaan matahari yang terlihat
disebut sebagai fotosfer (gambar 2.2). Fotosfer in berupa gas dan tebalnya
‘hanya’ 100 km. Matahari berotasi dengan kecepatan yang tidak sama antara
bagian kutub dan bagian ekuator, yang disebut dengan rotasi diferensial. Di
bagian ekuator, matahari berotasi lebih cepat, yaitu dalam 27 hari, sedangkan
di kutub periode rotasinya adalah sekitar 30 hari. Dengan menggunakan teleskop, fitur yang tampak di
permukaan matahari ini antara lain adalah bintik matahari, fakula, granula, dan
supergranula. Berikut in adalah beberapa fitur yang tampak di permukaan
matahari.
2.2.1. Bintikmatahari (sunspot)
Bintik matahari merupakan tampakan gelap di permukaan matahari, karena
temperaturnya yang lebih rendah dari sekelilingnya (sekitar 3600 K). Bintik
matahari merupakan daerah di fotosfer yang mempunyai medan magnetik yang kuat.
Bintik matahari dapat bertahan dengan kalahidup yang sangat bervariasi, dari
beberapa hari hingga beberapa minggu. Pada umumnya bintik matahari terbentuk
akibat puntiran medan magnet yang disebabkan oleh rotasi diferensial, dan
terbentuk dalam suatu kelompok yang disebut daerah aktif yang mempunyai dua
polaritas yang berlawanan. Bintik matahari terdiri dari bagian tengah yang
gelap yang disebut umbra dan tepi yang kurang gelap yang disebut penumbra
(gambar 2.3).
Gambar 2.2. Fotosfer (permukaan matahari) yang tampak
(sumber: Solar and Heliospheric Observatory)
Gambar 2.3. Struktur bintik
matahari
2.2.2. Fakula
Fakula tampak seperti benang-benang gelap di permukaan matahari, seperti
halnya bintik, fakula juga merupakan manifestasi medan magnetik, akan tetapi
lebih lemah dari pada medan magnetik di bintik matahari.
2.2.3. Granula dan Supergranula
Granula tampakseperti sel-sel yang menutupi seluruh permukaan matahari
(lihat gambar 2.4), kecuali di daerah bintik matahari. Granula merupakan akibat
dari proses konveksi. Fluida yang panas muncul ke matahari, kemudian mendingin
dan kembali lagi ke bawah. Granula berdiameter sekitar 1000 km. Sedangkan
supergranula mempunyai ukuran yang lebih besar, yaitu sekitar 35000 km, dan
mempunyai umur yang lebih panjang, yaitu sekitar 1 atau 2 hari, dibandingkan
dengan granula yang hanya sekitar 20 menit.
Gambar 2.4. Struktur granula di fotosfer matahari
(Sumber: Marshall Space Flight Center)
2.3. Kromosfer
Terletak di atas fotosfer,
lapisan ini mempunyai temperatur yang lebih tinggi, sekitar 20000°C. Kromosfer
umumnya diamati dalam panjang gelombang Hα. Pada kromosfer tampak adanya
chromospheric network, plage, fakula dan prominens. Plage tampak sebagai daerah
yang terang, sedangkan fakula tampak seperti benang-benang gelap di permukaan
matahari, dan bila terdapat di tepi disebut sebagai prominens.
2.4.
Korona
Lapisan terluar dari atmosfer matahari adalah korona. Temperatur dilapisan
ini mencapai lebih dari satu juta derajat. Perbedaan panas yang sedemikian
besar dengan kromosfer merupakan pertanyaan yang sampai sekarang belum terjawab
seluruhnya. Pada korona juga terdapat lubang korona (coronal hole) yang
merupakan tempat medan magnetik yang terbuka. Angin matahari yang berkecepatan
tinggi berasal dari lubang korona.
1.
Aktivitas Matahari
Matahari mempunyai aktivitas yang terus menerus. Aktivitasnya bervariasi
dari jam-an, hariaan, bahkan sampai bertahun-tahun. Aktivitas matahari yang
paling umum dikenal adalah yang mempunyai periode 11 tahun-an. Dari semua
aktivitasnya, yang tampaknya paling berperan adalah medan magnetik yang ada di
matahari.
3.1. Medan Magnetik di Matahari
Medan magnetik matahari dibangkitkan di bagian dalam matahari, di lapisan
tachocline. Medan
magnetik terbentuk akibat aliran ion dan elektron yang bermuatan. Medan magnetik ini dapat
digunakan untuk menjelaskan berbagai fenomena di matahari. Misalnya, bintik matahari merupakan tempat medan
magnetik yang kuat di permukaan matahari. Siklus bintik juga merupakan akibat
dari medan magnetik matahari yang berubah. Prominens muncul dari permukaan
matahari karena dibawa oleh medan magnetik. Fenomena di medium antar planet
juga berkaitan dengan medan magnetik dari matahari. Oleh karena itu pemahaman
tentang medan magnetik ini akan menjadi sangat penting.
3.2. Bintik Matahari
Bintikmatahari
merupakan daerah di permukaan matahari yang tampak lebih gelap dari pada
sekelilingnya. Banyaknya bintik bervariasi, tergantung pada tingkat aktivitas
matahari. Pada saat matahari tenang,
jumlah bintik sedikit, akan tetapi sebaliknya pada saat matahari aktivitasnya
tinggi, jumlah bintik juga makin banyak.
Jumlah bintik di permukaan matahari umumnya dinyatakan dengan bilangan
sunspot (sunspot number) yang
dihitung menggunakan persamaan
R=k(10g+f) (3.1)
dengan R : bilangan sunspot
k : konstanta; bergantung pada peralatan dan pengamat
g : banyaknya grup bintik
f : banyaknya bintik individu
Bintik
matahari mempunyai siklus yang periodenya berkisar antara 9 – 12 tahun (gambar 2.4
kiri). Bintik matahari terbentuk di daerah lintang tinggi, dankemudian dalam
perjalanannya akan makin mendekati ekuator. Gambaran ini terlihat jelas pada diagram kupu-kupu (butterfly
diagram) pada gambar 2.4 sebelah kanan.
 | ||||||||||
Gambar 2.4. Siklus bintik matahari sejak tahun 1700
(kiri) dan diagram kupu-kupu yang menunjukkan posisi bintik matahari dalam
siklusnya (kanan) (sumber : Marshall Space Flight Center)
3.3. Flare
Flare adalah ledakan besar di matahari yang memancarkan energi yang sangat
besar (contohnya pada gambar 2.5). Pada umumnya flare terjadi di daerah
aktif di matahari, yaitu di sekitar bintik matahari. Flare melepaskan energi
dalam berbagai panjang gelombang, mulai dari orde 10-10cm sampai
dengan orde 106 cm, dan dalam berbagai bentuk, elektromagnetik,
partikel energetik, dan aliran materi. Terjadinya flare sangat berkaitan dengan
medan magnetik
di matahari.
Flare
dikelompokkan dalam beberapa kelas. Secara optik flare dikelompokkan
berdasarkan luasnya dalam Hα, yang sering disebut dengan importansi. Kelasnya
adalah kelas S (subflare), 1, 2, 3, dan 4. Selain pengelompokan ini, flare juga
dikelompokkan berdasarkan energi maksimumnya dalam sinar X, yaitu kelas B, C,
M, dan X, dengan energi maksimumnya berturut-turut adalah 10-7, 10-6,
10-5, 10-4 Watt/m2.
Gambar 2.5. Flare (sumber: Marshall Space
Flight Center)
3.4. Lontaran Masa Korona (CME)
Lontaran massa korona (coronal mass
ejection) yang sering disingkat sebagi CME adalah lontaran materi dari
matahari dalam jumlah yang besar mengikuti garis-garis medan magnetik dan
berlangsung selama beberapa jam. CME mulai dikenal sejak tahun 1973
dengan pengamatan yang dilakukan oleh 7th Orbiting Solar Observatory
(OSO 7). Contoh CME dapat dilihat pada gambar 2.6.
CME
seringkali terjadi bersama-sama dengan flare atau prominens. Namun demikian ada
juga yang terjadi tanpa flare. Jumlah
kejadian CME sesuai dengan siklus sunspot. Pada saat matahari minimum kira-kira
hanya ada 1 CME per minggu. Akan tetapi saat matahari maksimum dalam satu hari
dapat terjadi rata-rata 2 sampai 3 CME per hari.
Gambar 2.6. CME pada tanggal 4 November 2003 (sumber:
Solar and Heliospheric Observatory)..
CME juga
memegang peranan penting dalam hubungan matahari-bumi, terutama untuk jangka
pendek. CME dapat mempengaruhi medan
magnetik bumi, yang mengakibatkna badai geomagnetik. CME juga dapat mengganggu
orbit dan opersional satelit. Di ionosfer, CME dapat menyebabkan terganggunya
bahkan putusnya komunikasi radio dan komunikasi satelit.
3.5. Angin Matahari
Matahari memancarkan aliran
partikel-partikel yang disebut sebagai angin matahari (solar wind). Partikel-partikelnya
terutama adalah proton dan elektron dengan kecepatan rata-rata sekitar 400
km/detik. Kecepatannya bahkan bisa mencapai 800 km/detik bila berasal dari
lubang korona. Sumber angin matahari
adalah korona. Di korona temperaturnya sangat tinggi sehingga gravitasi
matahari tidak dapat menahan partikel-partikel tersebut dan lepas bersama
garis-garis medan magnetik matahari.
Interaksi
antara medan
magnet bumi dengan angin matahari dapat menyebabkan timbulnya badai di
magnetosfer bumi. Aurora
yang tampak di kutub (aurora borealis dan aurora australis) adalah akibat dari
partikel-partikel angin matahari ini. Di ruang angkasa angin matahari ini akan
membentuk heliosfer.
1.
Penutup
Sebagai sumber energi dan
gangguan di lingkungan bumi, matahari memang tetap harus diteliti lebih dalam.
Variasi di matahari yang berlangsung dalam waktu singkatpun harus tetap
mendapat perhatian, karena perubahan apapun yang terjadi matahari pasti akan
mempengruhi lingkungan bumi.
Masih banyak
hal yang harus dipecahkan ataupun ditemukan jawabannya berkaitan dengan
aktivitas matahari. Perubahan suhu dari kromosfer ke korona yang begitu
drastis, proses terbentuknya flare, dan terjadinya siklus bintik matahari masih
menunggu untuk ditemukan jawabannya. Proses penelitian ilmiah dengan observasi
yang makin canggih diharapkan dapat menjawab permasalahan mengenai matahari
ini.
Pustaka
Friedmann, H., 1986, Sun and Earth, Scientific American Library
Giovanelli, R., 1984, Secrets of the Sun, Cambridge
University Press
Phillips, K.J.H., 1992, Guide to the Sun, Cambridge
University Press
Zirin, H., 1988, Astrophysics of the Sun, Cambridge
University Press
