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