Post on 06-Feb-2018
5
Bab II Tinjauan Pustaka
II.1 Karakteristik Matahari
Interaksi bumi atmosfer tidak lepas dari peranan matahari sebagai
sumber energi dalam bentuk radiasi. Radiasi matahari terdistribusi melewati
atmosfer, ke permukaan tanah dan perairan, menimbulkan efek gerak berskala
lokal maupun global dalam skala waktu yang cepat (cuaca) bahkan berlangsung
dalam skala waktu yang lama (iklim).
Energi matahari dijalarkan ke permukaan dan diradiasikan ke dalam
ruang angkasa. Dalam perjalarannya ke permukaan, 30% energi matahari akan
direfleksikan dan disebar kembali ke angkasa, memberikan bumi dan atmosfer
albedo sekitar 30%, sementara itu sebanyak 19% diabsorbsi oleh atmosfer dan
awan serta 51% diabsorbsi oleh permukaan (Ahrens, 2003).
Di dalam inti matahari terjadi reaksi termonuklir atau reaksi rantai
proton-proton (reaksi p-p), yaitu pada empat proton terjadi fusi membentuk inti
baru yang mengandung dua proton dan dua neutron. Dari reaksi ini dapat
dihasilkan energi sebesar 25 MeV atau 0.4 x 10-4 erg. Energi akibat kehilangan
sejumlah massa tersebut dapat dinyatakan dalam :
E = m . c2 ... ( II.1)
Dengan c adalah cepat rambat cahaya dan m adalah jumlah massa yang hilang.
Dengan demikian kuantitas energi (E), jumlahnya akan semakin besar, sehingga
total energi yang dihasilkan dari tak berhingga reaksi fusi yang terjadi pada inti
matahari dalam tiap detiknya akan sangat besar.
II.2 Struktur Matahari
Berdasarkan materi gas penyusun, matahari didominasi oleh atom
hidrogen (70%), sebagian kecil atom helium (25%), dan unsur lainnya 5 %.
Bagian paling dalam disebut inti pusat (core) dengan suhu mencapai 15 juta
kelvin. Karena tekanan yang sangat kuat dari inti dalam, sekitar 300 juta kali
tekanan paras muka laut di atmosfer bumi, maka terjadi ekspansi arah radial
menuju permukaan lapisan matahari. Lapisan di atas inti disebut zona radiatif
(radiative zone), dimana energi yang berasal dari inti dipindahkan secara radiatif,
6
yaitu perpindahan energi tanpa disertai adanya perpindahan materi. Tebal zona
radiatif mencapai 71% dari jari-jari matahari. Lapisan di atas zona radiatif
adalah zona konvektif (convective zone), dimana energi pada daerah ini
diteruskan ke permukaan matahari dengan cara konveksi, zona in cenderung
labil dan memungkinkan terjadinya turbulensi karena proses perpindahan energi
terjadi secara konveksi. Fotosfer (photosphere) adalah lapisan di atas zona
konveksi dan merupakan permukaan dari matahari dengan suhu mencapai 5800
kelvin dan densitas 108 g cm-3. Lapisan di atas fotosfer adalah kromosfer
(chromosphere), dengan ketebalan sekitar 1.6 x 104 kilometer dan suhu
mencapai 106 kelvin pada ketebalan 2000 kilometer bagian bawah kromosfer.
Gambar II.1 Model struktur Matahari (Lang, 1995)
II.3 Aktivitas Matahari
Proses Dynamo magnetohydrodynamics (MHD) merupakan model yang
menjelaskan terjadinya proses aktif medan magnetik pada piringan matahari
yang sederhana dan penguatan medan magnetik berbanding lurus dengan medan
magnetik awal. Dinamo matahari bermigrasi seperti yang ditunjukkan gambar
II.2 yang disebut sebagai model dinamo Babcok, model ini memperlihatkan
terjadinya siklus aktivitas matahari.
7
Gambar II.2 Dinamo Babcok a) medan di kutub matahari dengan aktivitas
minimum matahari, b) terjadi perbedaan rotasi, c) pembentukan
bidang toroida, d) terjadi siklus, mengapung dipermukaan dan
meledak, e) membentuk daerah aktif bintik hitam dan f) masa
pemisahan regenerasi aktif kutub matahari yang dengan
pembalikan tanda (http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_variation).
Dengan melihat pengamatan dan pemrosesan data berdasarkan teori
dinamo akan memberikan pemahaman mengenai fluks magnetik matahari.
Penguatan bermula dari medan dikutub tumbuh atau meluruh menjadi siklus
aktivitas di matahari. Jika proses dinamo dianggap bersifat linier, maka akan ada
korelasi langsung antara jumlah daerah aktif pembentukan dan kuatnya medan
mangetik kutub matahari dekat minimum matahari.
Proses dinamo pada lapisan luar matahari atau daerah konveksi
menciptakan medan magnet yang menghasilkan antara lain : bintik matahari,
flare matahari, lontaran massa korona dan aktivitas magnet lainya. Siklus
matahari adalah variasi masa aktif dan tidaknya medan matahari yang mencakup
jangka waktu kelipatan 11 tahun. Pada suatu waktu matahari dapat
memancarkan radiasi yang sangat kuat dan disebut sebagai radiasi katastropik.
Radiasi katastropik berasal dari flare yang memancarkan radiasi dengan panjang
gelombang sinar-X sampai dengan panjang gelombang radio. Bentuk aktivitas
lain dari matahari adalah prominance atau filament. Ledakan filament
8
bersamaan dengan pelepasan massa oleh corona, dimana gelembung magnetik
raksasa memancar keluar dari matahari. Ledakan ini juga melepaskan berjuta-
juta ton materi berupa partikel-partikel kosmik ke luar angkasa dengan
kecepatan yang sangat tinggi. Flare, prominance dan pelepasan massa oleh
corona dalam skala besar terjadi dengan periode waktu rata-rata 11 tahun,
hampir bersamaan dengan sunspot maksimum. Radiasi yang dipancarkan
dengan sangat kuat dari flare dapat mencapai bumi hanya dalam tempo puluhan
menit, dan dianggap dapat merubah kondisi atmosfer bagian atas, mengacaukan
komunikasi radio serta mengganggu orbit satelit.
II.4 Sunspot
Sunspot merupakan fenomena yang terjadi pada matahari akibat adanya
aktivitas magnetik di dalam matahari itu sendiri. Sunspot muncul secara
berkelompok bervariasi dalam jumlah dan ukuran. Sunspot berukuran kecil
mempunyai waktu aktivitas sekitar satu hari, sedangkan untuk sunspot ukuran
besar dapat mencapai lebih dari satu bulan.
Sunspot akan muncul pada ukuran maksimal jika posisinya berada di
sekitar ekuator matahari. Daerah pusat sunspot memiliki warna lebih gelap yang
disebut umbra dengan ukuran diameter kurang lebih setengah diameter sunspot
total serta mempunyai suhu mencapai 4500 kelvin. Daerah yang melingkari
umbra dan memancarkan cahaya sedikit lebih terang disebut penumbra. Ukuran
sunspot bervariasi antara 300 km sampai 100.000 km, relatif terjadi di lintang
rendah antara 40o LU dan 40o LS.
Bilangan sunspot dihitung berdasarkan perhitungan empiris dengan
rumus :
R = K(10g + f) ... (II.2)
Dimana R adalah bilangan Sunspot, f merupakan total bilangan sunspot yang
tampak pada matahari, g adalah jumlah group atau kelompok sunspot, dan K
merupakan faktor reduksi yang tergantung pada metode pengamatan dan
teleskop yang digunakan, untuk perhitungan digunakan K = 1.
Fenomena sunspot merupakan salah satu komponen pembangkit hujan
jangka panjang yang sangat signifikan. Bukti bahwa sinyal periodik sunspot
9
hadir pada data curah hujan dapat ditinjau dari spektrum data curah hujan
berbasis tahunan.
Radiasi matahari adalah faktor utama penentu iklim bumi, karena itu
diduga perubahan aktivitas matahari juga berpengaruh terhadap perubahan
cuaca dan iklim di bumi. Salah satu indikator aktivitas matahari adalah sunspot,
yang merupakan bercak-bercak gelap di fotosfer matahari, bintik-bintik ini
adalah petunjuk aktivitas matahari yang pada saat aktif biasanya banyak bintik
tampak di fotosfer (Chatief et.al, 2001).
Gambar II.3 Sunspot matahari (Giovanelli, 1984)
Siklus sunspot terjadi dalam kurun waktu kira-kira 11 tahunan namun
bervariasi antara 7 dan 17 tahun dalam jumlah dan area sunspot sebagaimana
yang diberikan oleh bilangan sunspot. Bilangan tersebut terdiri dari suatu
ukuran minimum antara 0 sampai 10 dan menjadi maksimum antara 50 sampai
140 sekitar 4 tahun berikutnya serta perlahan menjadi turun (Sulman, 2000).
Gambar II.4 Siklus Sunspot
10
Sunspot tidak hanya periodik pada bilangannya, akan tetapi juga
memperlihatkan perubahan yang periodik pada posisi lintang. Awal siklus baru,
gejala sunspot mulai muncul pada sabuk 300 LU dan 300 LS lintang permukaan
matahari. Sabuk tersebut kemudian bergerak menuju ekuator dimana sunspot
mulai tumbuh dan tampak jelas serta mencapai ukuran maksimum disekitar
sabuk 160 LU dan 160 LS. Kemudian sabuk tersebut terus bergerak menuju
ekuator matahari, akan tetapi aktivitas sunspot mulai menurun kemudian
menghilang disekitar 80 LU dan 80 LS. Dua atau tiga tahun sebelum aktivitas
sunspot benar-benar menghilang, gangguan baru mulai muncul kembali di
daerah 300 LU dan 300 LS.
Sinar kosmik terbentuk dari partikel subatom antara lain elektron, proton
dan neutron. Sebuah proton dan elektron membuat sebuah atom hidrogen dan
atom ini paling banyak di ruang angkasa. Sinar kosmik terdiri dari 90 persen
proton yang berasal dari inti hidrogen, sisanya 10 persen neutron dari inti
elemen berat seperti helium, proton memiliki energi sekitar 1018eV. Sinar
kosmik memiliki energi dan kecepatan yang tinggi mendekati kecepatan cahaya.
Sinar kosmik tidak diperoleh pada atmosfer bumi sebelum bertumbukan dengan
molekul udara nitrogen dan oksigen di atas ketinggian 20 km (atmosfer atas)
disebut sebagai lapisan