MATAHARI

Matahari merupakan pusat tata surya, dan merupakan bintang yang paling dekat dengan bumi. Jarak bumi dan matahari rata – rata 149.600.000 km. jarak tersebut dinamai dengan “satu satuan astronomi”(SA atau Astronomical Unit = SU). Jarak bumi dan matahari bervariasi seiring pergerakan Bumi menjauhi perihelion pada bulan Januari hingga aphelion pada bulan Juli. Matahari memiliki diameter kurang lebih 150 juta kilometer, dan apabila dibandingkan dengan bumi, dimater matahari 100 kali lebih besar dari pada bumi. Matahari berupa gas dan tidak terdapat benda padat sama sekali. Karena adanya gerak rotasi, Matahari juga mempunyai ekuator dan kubus .

Meskipun matahari berupa bola gas, namun bentuk matahari tidak bulat secara sempurna, hal ini dikarenakan oleh adanya rotasi matahari. Secara kimiawi, tiga perempat massa Matahari terdiri dari hidrogen, sementara sisanya didominasi helium. Sisa massa tersebut terdiri atas elemen-elemen yang cukup berat seperti oksigen, karbon, neon, besi, dan lain-lain.[15]

Matahari terbentuk sekitar 4,6 miliar tahun yang lalu akibat peluruhan gravitasi suatu wilayah di dalam sebuah awan molekul besar. Sebagian besar materi berkumpul di tengah, sementara sisanya memimpih menjadi cakram beredar yang kelak menjadi Tata Surya. Massa pusatnya semakin panas dan padat yang mana pada akhirnya memulai fusi termonuklir di intinya. Klasifikasi bintang Matahari, didasarkan kelas spektrumnya, adalah bintang deret utama G (G2V) dan sering digolongkan sebagai katai kuning karena radiasi tampaknya lebih intens dalam porsi spektrum kuning-merah. Walaupun dari bumi cahaya matahari warnanya putih, dari permukaan Bumi Matahari tampak kuning dikarenakan terdapat pembauran cahaya biru di atmosfer. Menurut label kelas spektrum,G2 menandakan suhu permukaannya sekitar 5778 K (5505 °C) dan V menandakan bahwa Matahari, layaknya bintang-bintang lain, merupakan bintang deret utama, sehingga energinya diciptakan oleh fusi nuklir nukleus hidrogen ke dalam helium. Di intinya, Matahari memfusi 620 juta ton metrik hidrogen setiap detik.

Pada awalnya, Matahari dipandang sebagai bintang kecil. Namun sekarang, Matahari dianggap lebih terang daripada sekitar 85% bintang yang terdapat pada galaksi Bima Sakti yang didominasi katai merah. Magnitudo absolut Matahari adalah +4,83. namun karena matahari merupakan bintang yang paling dekat dengan Bumi, maka magnitudo yang tampak adalah −26,74. Korona Matahari yang panas terus meluas di luar angkasa menciptakan angin matahari, dimana angin matahari merupakan arus partikel bermuatan yang bergerak hingga heliopause sekitar 100 AU.

Gelembung di medium antarbintang yang terbentuk oleh angin matahari, heliosfer, adalah struktur bersambung terbesar di Tata Surya.

Matahari saat ini bergerak melalui Awan Antarbintang Lokal (dekat Awan G) pada zona Gelembung Lokal, tepatnya di dalam lingkaran terdalam Lengan Orion di galaksi Bima Sakti. Matahari mengorbit pusat Bima Sakti pada jarak kurang lebih 24.000–26.000 tahun cahaya dari pusat galaksi. Apabila dilihat dari kutub utara galaksi, Matahari menyeleseikan satu orbit searah jarum jam membutuhkan waktu sekitar 225–250 juta tahun. Karena Bima Sakti bergerak relatif terhadap radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis (CMB) ke arah konstelasi Hydra dengan kecepatan 550 km/detik, kecepatan Matahari relatif terhadap CMB sekitar 370 km/detik ke arah Crater atau Leo.

A. Karakteristik Matahari

Matahari merupakan bintang deret utama tipe G yang kira – kira memiliki 99,85% massa total Tata Surya. Karena Matahari terbuat dari plasma yang tidak padat, bagian khatulistiwa berotasi lebih cepat dibandingkan dengan kutubnya. Peristiwa ini disebut dengan rotasi diferensial dan dapat terjadi disebabkan oleh konveksi pada Matahari dan gerakan massa-nya, akibat gradasi suhu yang terlampau jauh dari inti ke permukaan. Massa itu mendorong sebagian momentum sudut Matahari yang berlawanan arah jarum jam jika dilihat dari kutub utara ekliptika, sehingga kecepatan sudutnya didistribusikan kembali. Periode rotasi aktual ini diperkirakan 25,6 hari di khatulistiwa dan 33,5 hari di kutub. Akan tetapi akibat sudut pandang yang berubah-ubah dari Bumi saat mengorbit Matahari, rotasi tampak di khatulistiwa kira-kira 28 hari. Efek sentrifugal rotasi lambat ini 18 juta kali lebih lemah dibandingkan gravitasi permukaan di khatulistiwa Matahari.

Matahari tidak memiliki batas yang pasti seperti planet-planet berbatu, dan di kepadatan gas di bagian terluarnya menurun seiring dengan bertambahnya jarak dari pusat Matahari. Walaupun begitu, Matahari memiliki struktur interior yang jelas. Radius Matahari diukur dari pusatnya ke pinggir fotosfer. Fotosfer merupakan lapisan terakhir yang tampak, karena lapisan-lapisan di atasnya terlalu dingin atau terlalu tipis untuk meradiasikan cahaya yang cukup agar dapat terlihat mata telanjang di hadapan cahaya terang dari fotosfer. Pada saat gerhana matahari total, ketika fotosfer terhalang Bulan, korona Matahari terlihat di sekitarnya. Sementara interior Matahari tidak bisa dilihat secara langsung dan Matahari sendiri tidak dapat ditembus radiasi elektromagnetik.

Matahari memiliki enam lapisan yang masing-masing memiliki karakteristik tertentu. Keenam lapisan tersebut meliputi inti matahari, zona radioaktif, dan zona

konvektif yang membentuk lapisan dalam (interior); fotosfer; kromosfer; dan korona sebagai daerah terluar dari matahari, dan medan magnet matahari.

Inti

Inti Matahari diperkirakan merentang dari pusatnya hingga 20–25% radius Matahari. Kepadatannya mencapai 150 g/cm3 dan suhunya mendekati 15,7 juta kelvin (K).Sebaliknya, suhu permukaan Matahari kurang lebih 5.800 K. Sepanjang masa hidup Matahari, energy matahari dihasilkan oleh fusi nuklir melalui serangkaian tahap yang disebut rantai p–p (proton–proton) dimana pada proses ini gas hydrogen diubah menjadi helium. Hanya 0,8% energi Matahari yang berasal dari siklus CNO.

Inti adalah satu-satunya wilayah Matahari yang menghasilkan energi termal yang cukup melalui fusi dimana 99% tenaganya tercipta di dalam, 24% tercipta di radius Matahari, dan fusi hampir berhenti sepenuhnya pada tingkat 30% radius. Sisanya dipanaskan oleh energi yang ditransfer ke luar oleh radiasi dari inti ke layar konvektif di luarnya. Energi yang diproduksi melalui fusi di inti harus melintasi beberapa lapisan dalam perjalanan menuju fotosfer sebelum lepas ke angkasa dalam bentuk sinar matahari atau energi kinetik partikel.

Produksi tenaga oleh fusi di inti bervariasi sesuai jaraknya dari pusat Matahari. Di pusat Matahari, model teori memperkirakan besarnya mencapai 276.5 watt/m3, kepadatan produksi tenaga yang kira-kira lebih mendekati metabolisme reptil daripada bom termonuklir. Keluaran tenaga Matahari yang luar biasa tidak diakibatkan oleh tenaga per volumenya yang tinggi, melainkan ukurannya yang besar.

Sinar gamma (foton berenergi tinggi) yang dilepaskan dalam reaksi fusi hanya diserap oleh beberapa militer plasma Matahari, kemudian dipancarkan kembali secara acak dalam bentuk energi yang lebih rendah. Karena itu, butuh waktu lama bagi radiasi untuk mencapai permukaan Matahari. Perkiraan waktu tempuh foton berkisar antara 10.000 sampai 170.000 tahun. Neutrino, yang mewakili sekitar 2% produksi energi total Matahari, hanya butuh 2,3 detik untuk mencapai permukaan. Karena transprotasi energi di Matahari adalah proses yang melibatkan foton dalam kesetimbangan termodinamik dengan zat, skala waktu transportasi energi di Matahari lebih panjang dengan rentang 30.000.000 tahun. Ini adalah waktu yang diperlukan Matahari untuk kembali ke keadaan stabil jika tingkat penciptaan energi di intinya tiba-tiba berubah.

Sepanjang bagian akhir perjalanan foton keluar Matahari, di lapisan konvektif terluar, tabrakannya lebih sedikit dan jauh dan energinya lebih

rendah. Fotosfer adalah permukaan transparan Matahari tempat foton terlepas dalam bentuk cahaya tampak. Setiap sinar gamma di inti Matahari diubah menjadi beberapa juta foton cahaya tampak sebelum lepas ke luar angkasa. Neutrino juga dilepaskan oleh reaksi fusi di inti, namun tidak seperti foton, neutrino jarang berinteraksi dengan zat sampai-sampai semuanya bisa dengan mudah keluar dari Matahari. Selama beberapa tahun, pengukuran jumlah neutrino yang diproduksi di Matahari lebih rendah daripada yang diprediksi teori dengan faktor 3. Kesenjangan ini diselesaikan pada tahun 2001 melalui penemuan efek osilasi neutrino: Matahari memancarkan beberapa neutrino sesuai prediksi teori, tetapi detektor neutrino kehilangan 2⁄3 jumlahnya karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.

Zona radiatif

Zona ini merupakan Zona yang berada kurang lebih di bawah 0,7 radius Matahari. Radiasi termal adalah cara utama untuk mentransfer energi dari inti, hal ini dikarenakan material Matahari yang cukup padat dan panas. Zona ini tidak diatur oleh konveksi termal, meski begitu suhunya turun dari kira-kira 7 juta ke 2 juta kelvin seiring bertambahnya jarak dari inti. Gradien suhu ini kurang dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak dapat menciptakan konveksi. Energi ditransfer oleh radiasi—ion hidrogen dan helium yang memancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain. Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20 g/cm3 ke 0,2 g/cm3) dari 0,25 radius Matahari di atas zona radiasi.

Zona radiatif dan zona konvektif dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi, takhoklin. Ini adalah wilayah ketika perubahan fenomena mencolok antara rotasi seragam di zona radiatif dan rotasi diferensial di zona konveksi menghasilkan celah besar—kondisi ketika lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah.Gerakan cair yang ditemukan di zona konveksi di atasnya perlahan menghilang dari atas sampai bawah lapisan ini, sama seperti karakteristik tenang zona radiatif di bawah. Saat ini, diperkirakan bahwa sebuah dinamo magnetik di pada lapisan ini menciptakan medan magnet Matahari (baca dinamo matahari).

Zona konvektif

Pada lapisan terluar Matahari, dari permukaannya sampai kira-kira 200.000 km di bawahnya (70% radius Matahari dari pusat), suhunya lebih rendah daripada di zona radiatif dan atom yang lebih berat tidak sepenuhnya terionisasikan. Akibatnya, transportasi panas radiatif kurang efektif. Kepadatan gas-gas ini sangat rendah untuk memungkinkan arus konvektif terbentuk. Material yang dipanaskan di takhoklin memanas dan memuai,

sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkan material tersebut naik. Pengaruhnya, konveksi termal berkembang saat sel panas mengangkut mayoritas panas ke luar hingga fotosfer Matahari. Setelah material tersebut mendingin di fotosfer, kepadatannya meningkat, lalu tenggelam ke dasar zona konveksi. Di sana material memanfaatkan panas dari atas zona radiatif dan siklus ini berlanjut. Di fotosfer, suhu menurun hingga 5.7000 K dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m3 (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).

Kolom panas di zona konveksi membentuk jejak di permukaan Matahari yang disebut granulasi dan supergranulasi. Konveksi turbulen di bagian terluar interior Matahari ini menghasilkan dinamo "berskala kecil" yang menciptakan kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan Matahari.

Fotosfer

Fotosfer, merupakan lapisan yang di bawahnya Matahari menjadi opak terhadap cahaya tampak. Di atas fotosfer, sinar matahari yang tampak bebas berkelana ke angkasa dan energinya terlepas sepenuhnya dari Matahari. Perubahan opasitas diakibatkan oleh berkurangnya jumlah ion H − yang mudah menyerap cahaya tampak. Sebaliknya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H−. Tebal fotosfer puluhan sampai ratusan kilometer, sedikit kurang opak daripada udara di Bumi. Karena bagian atas fotosfer lebih dingin daripada bagian bawahnya, citra Matahari tampak lebih terang di tengah daripada pinggir atau lengan cakram matahari; fenomena ini disebut penggelapan lengan.

Spektrum sinar matahari kurang lebih sama dengan spektrum benda hitam yang beradiasi yaitu sekitar 6.000 K, yang berbaur dengan jalur penyerapan atomik dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel sebesar ~1023 m−3 (sekitar 0,37% jumlah partikel per volume atmosfer Bumi di permukaan laut). Fotosfer tidak sepenuhnya terionisasikan—cakupan ionisasinya sekitar 3%, sehingga nyaris seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom.

Selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak ada kaitannya dengan elemen kimia apapun yang saat itu dikenal di Bumi. Pada tahun 1868, Norman Lockyer berhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang

ia sebut helium, diambil dari nama dewa matahari Yunani Helios. 25 tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.

Atmosfer

Bagian Matahari yang berada di atas fotosfer disebut atmosfer matahari. Atmosfer dapat diamati menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet, mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona, dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari, membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, pada wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari.

Lapisan terdingin Matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan suhu kurang lebih 4.100 K. Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapt dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka.

Di atas lapisan suhu rendah ada lapisan setebal 2.000 km yang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan. Lapisan ini bernama kromosfer yang diambil dari kata Yunani chroma, artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhir gerhana matahari total. Suhu pada kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai 20.000 K di dekat puncaknya. Di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya.

Di atas kromosfer, pada wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20.000 K di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1.000.000 K. Peningkatan suhu ini disebabkan oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran.Wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur yang konstan. Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap spektrum ultraviolet ekstrem.

Korona merupakan kepanjangan dari atmosfer terluar Matahari yang volumenya lebih besar daripada Matahari itu sendiri. Korona terus menyebar

ke angkasa dan menjadi angin matahari yang mengisi seluruh Tata Surya. Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 1015–1016 m−3. Suhu rata-rata korona dan angin matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K, akan tetapi, suhu pada titik terpanasnya mencapai 8.000.000–20.000.000 K. Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik.

Heliosfer, yaitu volume di sekitar Matahari yang diisi plasma angin matahari, merentang dari kurang lebih 20 radius matahari (0.1 AU) sampai batas terluar Tata Surya. Batas terdalamnya ditetapkan sebagai lapisan tempat arus angin matahari menjadi superalfvénik—artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan gelombang Alfvén. Turbulensi dan dorongan dinamis di heliosfer tidak dapat memengaruhi bentuk korona matahari di dalamnya, karena informasi hanya dapat bergerak pada kecepatan gelombang Alfvén. Angin matahari terus bergerak ke luar melintasi heliosfer, membentuk medan magnet matahari seperti spiral, sampai menyentuh heliopause lebih dari 50 AU dari Matahari.

Medan magnet

Matahari merupakan bintang yang magnetnya aktif. Matahari memiliki medan magnet kuat dan berubah-ubah tiap tahun dan berbalik arah setiap sebelas tahun di sekitar maksimum matahari. Medan magnet Matahari menjadi penyebab sejumlah dampak yang secara kolektif disebut aktivitas matahari, termasuk titik matahari di permukaan Matahari, semburan matahari, dan variasi angin matahari yang mengangkut material melintasi Tata Surya. Dampak aktivitas matahari terhadap Bumi meliputi aurora di lintang tengah sampai tinggi dan gangguan komunikasi radio dan tenaga listrik. Aktivitas

matahari diduga memainkan peran besar dalam pembentukan dan evolusi Tata Surya. Aktivitas matahari mengubah struktur atmosfer terluar Bumi.

Semua materi di Matahari berbentuk gas dan bersuhu tinggi, disebut plasma. Ini membuat Matahari bisa berotasi lebih cepat di khatulistiwa (sekitar 25 hari) daripada lintang yang lebih tinggi (sekitar 35 hari di dekat kutubnya). Rotasi diferensial lintang Matahari menyebabkan jalur medan magnetnya saling terikat seiring waktu, menghasilkan lingkaran medan magnet dari permukaan Matahari dan mencetus pembentukan titik matahari dan prominensa matahari (baca rekoneksi magnetik). Aksi ikat-ikatan ini menciptakan dinamo matahari dan siklus aktivitas magnetik 11 tahun dimana medan magnet Matahari berbalik arah setiap 11 tahun.

Medan magnet matahari membentang jauh melewati Matahari itu sendiri. Plasma angin matahari yang termagnetkan membawa medan magnet Mathari ke luar angkasa dan membentuk medan magnet antarplanet. Karena plasma hanya mampu bergerak di jalur medan magnet, medan magnet antarplanet awalnya tertarik secara radial menjauhi Matahari. Karena medan di atas dan bawah khatulistiwa matahari memiliki polaritas berbeda yang mengarah ke dan menjauhi Matahari, ada satu lembar arus tipis di bidang khatulistiwa matahari yang disebut lembar arus heliosfer. Pada jarak yang lebih jauh, rotasi Matahari memelintir medan magnet dan lembar arus menjadi struktur mirip spiral Archimedes yang disebut spiral Parker. Medan magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet matahari. Medan magnet dipol Matahari sebesar 50–400 μT (di fotosfer) berkurang seiring jaraknya menjadi sekitar 0,1 nT pada jarak Bumi. Meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa, bidang antarplanet di lokasi Bumi sekitar 5 nT, kurang lebih seratus kali lebih besar.[74] Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi Matahari.

B. Ciri khas Matahari

Berikut ini adalah beberapa ciri khas yang dimiliki oleh Matahari:

Prominesa

Prominensa merupakan salah satu ciri khas Matahari, yang berupa bagian Matahari menyerupai lidah api yang sangat besar dan terang yang mencuat keluar dari bagian permukaan serta seringkali berbentuk loop (putaran). Prominensa dapat disebut juga sebagai filamen Matahari karena meskipun julurannya sangat terang bila dilihat di angkasa yang gelap, namun tidak lebih terang dari keseluruhan Matahari itu sendiri. Prominensa hanya dapat dilihat dari Bumi dengan bantuan teleskop dan filter.

Sama seperti korona, prominensa terbentuk dari plasma namun memiliki suhu yang lebih dingin. Prominensa berisi materi dengan massa mencapai 100 miliar kg. Prominensa terjadi di lapisan fotosfer Matahari dan bergerak keluar menuju korona Matahari. Plasma prominensa bergerak di sepanjang medan magnet Matahari. Erupsi dapat terjadi ketika struktur prominesa menjadi tidak stabil sehingga akan pecah dan mengeluarkan plasmanya. Ketika terjadi erupsi, material yang dikeluarkan menjadi bagian dari struktur magnetik yang sangat besar disebut semburan massa korona (coronnal mass ejection/ CME). Pergerakan semburan korona tersebut terjadi pada kecepatan yang sangat tinggi, yaitu antara 20 ribu m/s hingga 3,2 juta km/s. Pergerakan tersebut juga menyebabkan peningkatan suhu hingga puluhan juta derajat dalam waktu singkat. Bila erupsi semburan massa korona mengarah ke Bumi, akan terjadi interaksi dengan medan magnet Bumi dan mengakibatkan terjadinya badai geomagnetik yang berpotensi mengganggu jaringan komunikasi dan listrik.

Suatu prominensa yang stabil dapat bertahan di korona hingga berbulan-bulan lamanya dan ukurannya terus membesar setiap hari. Para ahli masih terus meneliti bagaimana dan mengapa prominensa dapat terjadi.

Bintik Matahari

Bintik Matahari merupakan granula-granula cembung kecil yang dapat ditemukan di bagian fotosfer Matahari dengan jumlah yang tak terhitung. Bintik Matahari tercipta saat garis medan magnet Matahari menembus bagian fotosfer. Ukuran bintik Matahari dapat lebih besar daripada Bumi. Bintik Matahari memiliki daerah yang gelap bernama umbra, yang dikelilingi oleh daerah yang lebih terang disebut penumbra. Warna bintik Matahari terlihat lebih gelap karena suhunya yang jauh lebih rendah dari fotosfer. Suhu di daerah umbra adalah sekitar 2.200 °C sementara di daerah penumbra adalah 3.500 °C. Oleh karena emisi cahaya juga dipengaruhi oleh suhu maka bagian bintik Matahari umbra hanya mengemisikan 1/6 kali cahaya bila dibandingkan permukaan Matahari pada ukuran yang sama.

Angin Matahari

Angin Matahari terbentuk dari aliran konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atomosfer Matahari, yang bergerak ke seluruh tata surya. Partikel-partikel tersebut memiliki energi yang tinggi, namun proses pergerakannya keluar medan gravitasi Matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna. Kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai 400 km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500 km/s. Kecepatan ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari Matahari. Angin Matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750 km/s dan berasal dari lubang korona di atmosfer Matahari.

Beberapa bukti adanya angin surya yang bisa dirasakan atau dilihat dari Bumi adalah badai geomagnetik berenergi tinggi yang merusak satelit dan sistem listrik, aurora di Kutub Utara atau Kutub Selatan, dan partikel menyerupai ekor panjang pada komet yang selalu menjauhi Matahari akibat hembusan angin surya. Angin Matahari dapat membahayakan kehidupan di Bumi bila tidak terdapat medan magnet Bumi yang melindungi dari radiasi. Pada kenyataannya, ukuran dan bentuk medan magnet Bumi juga ditentukan oleh kekuatan dan kecepatan angin surya yang melintas.

Badai Matahari

Badai Matahari terjadi apabila ada pelepasan seketika energi magnetik yang terbentuk di atmosfer Matahari. Plasma Matahari yang meningkat suhunya hingga jutaan Kelvin beserta partikel-partikel lainnya dapat berakselerasi hingga mendekati kecepatan cahaya. Total energi yang dilepaskan setara dengan jutaan bom hidrogen berukuran 100 megaton. Jumlah dan kekuatan badai Matahari bervariasi. Ketika Matahari aktif dan

memiliki banyak bintik, badai Matahari lebih sering terjadi. Badai Matahari seringkali terjadi bersamaan dengan luapan massa korona. Badai Matahari memberikan risiko radiasi yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronot, dan terutama sistem telekomunikasi Bumi. Badai Matahari yang pertama kali tercatat dalam pustaka astronomi adalah pada tanggal 1 September 1859. Dua peneliti, Richard C. Carrington dan Richard Hodgson yang sedang mengobservasi bintik Matahari melalui teleskop di tempat terpisah, mengamati badai Matahari yang terlihat sebagai cahaya putih besar di sekeliling Matahari. Kejadian ini disebut Carrington Event dan menyebabkan lumpuhnya jaringan telegraf transatlantik antara Amerika dan Eropa.

Pergerakan Matahari

Matahari mempunyai dua macam pergerakan, yaitu sebagai berikut :

Matahari berotasi selama sekitar 27 hari untuk mencapai satu kali putaran. Gerakan rotasi ini pertama kali diketahui melalui pengamatan terhadap perubahan posisi bintik Matahari. Sumbu rotasi Matahari miring sejauh 7,25° dari sumbu orbit Bumi sehingga kutub utara Matahari akan lebih terlihat di bulan September sementara kutub selatan Matahari lebih terlihat di bulan Maret. Matahari bukanlah bola padat, melainkan bola gas, sehingga Matahari tidak berotasi dengan kecepatan yang seragam. Ahli astronomi mengemukakan bahwa rotasi bagian interior Matahari tidak sama dengan bagian permukaannya. Bagian inti dan zona radiatif berotasi bersamaan, sedangkan zona konvektif dan fotosfer juga berotasi bersama namun dengan kecepatan yang berbeda. Bagian ekuatorial (tengah) memakan waktu rotasi sekitar 24 hari sedangkan bagian kutubnya berotasi selama sekitar 31 hari. Sumber perbedaan waktu rotasi Matahari tersebut masih diteliti.

Matahari dan keseluruhan isi tata surya bergerak di orbitnya mengelilingi galaksi Bimasakti. Matahari terletak sejauh 28.000 tahun cahaya dari pusat galaksi Bimasakti. Kecepatan rata-rata pergerakan ini adalah 828.000 km/jam sehingga diperkirakan akan membutuhkan waktu 230 juta tahun untuk mencapai satu putaran sempurna mengelilingi galaksi.

Daftar Pustaka

Anonimous.Matahari.2014.http://id.wikipedia.org/wiki/Matahari.17 Febuari 2014

Miftakhudin.Struktur Matahari.2011.http://miftakhuddin---fisip09.web.unair.ac.id/artikel_detail-37769-astronomi-Struktur%20Matahari.html.17 Februari 2014

Anonimous.Definisi dan Struktur Matahari.2012.http://pustaka-virtual.blogspot.com/2012/11/definisi-struktur-lapisan-matahari.html.17 Februari 2014