ANGIN MATAHARI DAN INTERAKSINYA

DENGAN TATA SURYA

Oleh:

SaefulAkhyar

Gabriela KeziaHaans

FalahuddinArif

10309002

10309012

10309023

Program Studi Astronomi

Fakultas Matematika dan Ilmu Pengetahuan Alam

Institut Teknologi Bandung

Bandung

2010

1

ANGIN MATAHARI DAN INTERAKSINYA

DENGAN TATA SURYA

SaefulAkhyar

Gabriela KeziaHaans

FalahuddinArif

10309002

10309012

10309023

Bandung, 28 Oktober 2010

Dosen Pembimbing

2

ABSTRACT

This paper will be explaining the mechanism that caused the emission of solar

wind and its impact to the solar system. It will begin by giving a definition of solar

wind, followed by the explanation of corona, sunspots, and solar flares along with

its role in solar wind emission. The characteristic of solar wind and it range of

emission will also be explained. It will then proceed to describe the effects of solar

wind on the objects in solar system, starting from the sun itself, followed by a

picture of its effect it system-wide scale and a more detailed description on its

effects to comets and planets, including Earth.

Keynote : Sun, magnetic field, sunspot, solar wind, magnetosphere.

3

SARI

Makalah ini akan membahas mengenai mekanisme pemancaran angin matahari

dan dampaknya terhadap tata surya. Dimulai dengan memberikan definisi angin

matahari yang diikuti dengan pembahasan mengenai korona, bintik Matahari,

dan solar flare serta peranannya dalam pemancaran angin matahari.

Karakteristik angin dan jangkauan pemancarannya juga akan dibahas. Kemudian

akan dilanjutkan dengan mendeskripsikan efek angin matahari terhadap benda-

benda dalam tata surya, dimulai dari Matahari itu sendiri, diikuti dengan

gambaran efeknya dalam skala yang mencakup seluruh sistem dan penjelasan

yang lebih mendetail mengenai efeknya terhadap komet dan planet-planet,

termasuk Bumi.

Kata kunci:Matahari, medanmagnetik, sunspot,anginmatahari, magnetosfer

4

BAB I

PENDAHULUAN

1.1 LATARBELAKANG

5

BAB II

ANGIN MATAHARI

2.1 Definisi Angin Matahari

Angin matahari merupakan aliran partikel-partikel bermuatan yang

dilepaskan dari lapisan atas atmosfer matahari. Sebagian besar dari partikel-

partikel ini berwujud elektron dan proton.

Angin matahari memancar ke segala arah dari matahari ke seluruh tata surya,

dengan kecepatan, temperatur, dan kerapatan yang bervariasi, memenuhi

ruang antarplanet dengan aliran partikel-partikel bermuatan. Angin matahari

suatu bentuk seperti gelembung yang disebut dengan heliosphere, yaitu

ruang di sekitar matahari yang dipenuhi dengan aliran angin matahari. Aliran

partikel bermuatan ini menciptakan berbagai fenomena mulai dari

pembentukan ekor komet hingga badai geomagnetis di Bumi.

Keberadaan angin matahari telah diperkirakan sejak lebih dari seabad yang

lalu. Richard C. Carrinton di tahun 1859 mengamati terjadinya solar flare atau

letusan matahari yang disusul dengan badai geomagnetis di bumi keesokan

harinya dan Carrington menduga ada hubungan antara keuda peristiwa

tersebut. George Fitzgerald kemudian mengusulkan adanya akselerasi materi

dari matahari secara regular. Ide kemudian dikembangkan oleh Kristian

Birkeland dan Frederick Linemann yang menyimpulkan dari pengamtan

6

aurora bahwa terjadi aliran partikel bermuatan dari matahari secara terus

menerus. Di tahun 1950, Ludwig Biegermann mengusulkan bahwa aliran

partikel bermuatan inilah yang menyebabkan ekor komet.

2.2 Mekanisme Pemancaran Angin Matahari

2.2.1 Bintik Matahari dan Flare

Bintik matahari merupakan daerah yang terlihat gelap di permukaan

matahari dan memiliki medan magnetik yang sangat kuat. Medan magnetik

kuat di daerah bintik tersebut menghalangi arus konveksi dari bawah

fotosfer, menyebakan suhu yang lebih rendah, dan konswekensinya

kecerlangan yang lebih rendah. Hal inilah yang menyebabkan bintik matahari

terlihat gelap.

Seperti semua bagian struktur matahari, bintik matahari merupakan sesuatu

yang dinamis dan berubah-ubah, hilang dan timbul secara terus menerus.

Dalam siklus yang berulang setiap sekitar 11 tahun, bintik matahari

mengalami perubahan jumlah seiring dengan peningkatan dan penuruna

aktifitas matahari.

Medan magnet dari bintik matahari berpeeran penting dalam terjadinya

fenomena-fenomena lain di atmosfer matahari, seperti flare, prominensa,

perubahan bentuk korona dan lain-lain.

Bintik matahari membentuk kutub-kutub medan magnet di sekitar

permukaan tampak matahari. Prominesa merupakan filamen gas yang

terbawa dalam lengkungan medan magnet ini.

7

Flare, adalah peristiwa yang terjadi akibat magnetic reconnection dari medan

magnet bintik matahari. Terkadan medan-magnet magnet yang terbentuk

dapat mengalami penyususunan ulang menjadi medan magnet baru.

Penyusunan ulang ini disertai dengan pelepasan mendadak energi yang

mengakibatkan solar flare. Energi yang dilepaskan dapat mencapai 6 ×

1025joule. Flare mengakibatkan akselarasi sejumlah besar partikel dan

pancaran gelombang elektromagnetik di segala panjang gelomabang.

2.2.2 Korona

Korona merupakan bagian dari lapisan atas atmosfer matahari. Kerapatan

korona sangat tipis dan jauh lebih redup diandingkan fotosfer matahari,

sekitar 10-12 lebih renggang dan dan menghasilkan cahaya jutaan kali lebih

sedikit. Hal ini mengakibatkan korona hanya dapat diamati saat gerhana

matahari atau dengan menggunakan perlengkapan khusus yang

coronagraph. Suhu di korona sangat panas, jauh lebih panas daripada

fotosfer. Suhu tinggi ini diduga disebabkan oleh konversi energi magnetik.

Suhu panas ini menyebakan korona cenderung utuk mengembang jauh ke

luar angkasa. Di sekitar daerah equator matahari, korona membentuk apa

yang disebut streamers belt. Materi korona yang mengembang dari daerah

ini memancar menjauh dari matahari dan menjadi angin matahari.

Korona memiliki bentuk yang sangat dinamis yang dipengeruhi oleh medan

magnet matahari. Di sebagian tempat, korona membentuk menyerupai

simpul, mengikuti kontur medan magnet. Medan magnet yang kuat menjadi

seperti pipa, memerangkap gas yang panas di dalamnya. Di daerah-daerah

terutama sekitar kutub matahari, medam magnet cenderung lebih lemah dan

bersifat terbuka. Di sini, dibandingkan dengan daerah terbentuknya simpul,

korona cenderung lebih renggang dan kurang terang. Daerah ini disebut

8

coronal hole atau lubang korona. Medan magnet yang lemah dan terbuka

juga memungkinkan partikel-partikel gas untuk meloloskan diri ke luar

angkasa, dibandingkan gas dalam simpul, di mana tekanan medan magnet,

jauh melebihi tekanan gas akibat panas, sehingga materi korona tetap

terperangkap. Materi yang lolos ini juga merupakan salah satu sumber aliran

materi yang menjadi angin matahari.

Karena medan magnet matahari berubah-ubah sesuai siklus 11 tahunan,

bentuk korona juga mengalami perubahan sesuai dengan siklus aktivitas

matahari.

Terkadang dari korona terjadi pelepasan sejumlah besar materi dalam waktu

singkat. Fenomena ini diebut dengan coronal mass ejection (CME). CME

umumnya terjadi dari atas daerah aktif matahari, seperti daerah di mana

banyak terdapat bintik matahari. CME sering terjadi mengikuti aktivitas di

permukaan matahari, seperti flare, walaupun CME dapat juga terjadi dari

daerah di matahari yang tenang. Pelontaran materi ini dapat meningkatkan

intensitas angin matahari selama beberapa saat pada arah ejeksi. Untuk CME

yang terjadi mengikuti terjadinya flare, partikel yang dilepaskan akan

memeliki energi kinetik yang lebih besar karena terdorong oleh energi yang

ditimbulkan dari flare.

9

Gambar 2.1

Kecepatan angin surya yang dipancarkan dari

daerah-daerah berbeda di matahari

2.3 Karakteristik dan Jangkauan Angin Matahari

10

Angin matahari seperti disebutkan di atas merupakan aliran partikel-partikel

bermuatan (plasma). Sebagian besar penyusunnya berupa elektron dan

proton dengan sebagian kecil berupa ion-ion. Angin matahari bersuhu sangat

tinggi (1,4 -1,6 x 10^6 K) namun memiliki kerapatan yang sangat kecil (3-6

partikel/cm^3 di sekitar orbit bumi). Dari kecepatannya, secara garis besar

angin matahari dibagi menjadi dua, angin cepat dan angin lambat.

Angin matahari lambat memiliki kecepatan sekitar 300 km/sekon. Energi

untuk mencapai kecepatan ini berasal dari suhu korona yang tinggi. Sumber

angin matahari lambat adalah ekspansi korona dari streamers belt di sekitar

ekuator.

Angin matahari cepat berasal dari coronal hole di sekitar kutub. Kontur

medan magneti terbuka di daerah ini membentuk semacam jalur seperti

selang untuk mengalirnya partikel bermuatan. Jalur medan magnetik ini

mempercepat arus materi yang melaluinya, analog dengan arus air melalui

selang semakin cepat bila ujung selang dirapatkan. Kecepatan angin cepat

dapat mencapai 700-800 km/sekon. Menariknya, angin matahari cepat

memiliki kerapatan yang lebih kecil daripada angin matahari lambat,

sehingga total energi yang dibutuhkan untuk mengatasi gravitasi dan

mensuplai energi kinetik setara antara angin cepat dan lambat.

Angin matahari cepat dan lambat merupakan tipe angin matahari regular.

Terkadang dapat terjadi peningkatan intensitas dan kecepatan angin

matahari secara drastis yang disebabkan oleh Flare dan coronal mass

ejection.

Besaran-besaran yang diberikan di atas merupakan nilai rata-rata.

Temperatur, kerapatan, dan kecepatan angin matahari sangat bervariasi dari

waktu ke waktu. Perubahan ini mencerminkan perubahan aktivitas matahari

11

yang terus menerus dengan waktu siklus yang sama seperti siklus bintik

matahari dan korona.

Angin matahari memancar hingga jarak yang sangat jauh. Heliosphere,

seperti disebutkan di awal bab merupakan ruang sekitar matahari yang

dipenuhi dengan aliran angin matahari. Di dalam heliosphere, kondisi fisis

didominasi dan dipengaruhi terutama oleh matahari.

Gambar 2.2

Ilustrasi heliosphere

12

Semakin jauh dari matahari, angin matahari semakin renggang dan lemah.

Interaksi dengan materi antar bintang mengakibatkan angin matahari

semakin melambat hingga akhirnya berhenti. Daerah di mana angin matahari

mulai melambat disebut termination shock. Wilayah di mana tekanan angin

matahari dan materi antar bintang mencapai keseimbangan disebut

heliopause dan dianggap sebagai perbatasan dari tata surya. Di luar

heliopause, terdapat bow shock, yaitu wilayah di mana materi antar bintang

mulai melambat dan berubah arah karena pengaruh angin matahari.

Termination shock diperkirakan berada pada sekitar jarak 75 sampai dengan

90 AU dari matahari berubah-ubah sesuai intensitas angin surya. Di daerah

ini angin matahari mulai melambat hingga kecepatan subsonik akibat

pengaruh materi antar bintang. Interaksi ini mengakibatkan pemampatan,

pemanasan, dan perubahan medan magnetis. Gelombang kejut yang

dihasilkan terdeteksi melalui wahana Voyager 1 dan Voyager 2 sebagai noise

pada gelombang radio.

Heliosheath adalah wilayah antara heliopause dan termination shock.

Heliosheath memiliki bentuk menyerupai ekor komet seperti terlihat pada

gambar 2.2. Di daerah ini angin matahari semakin melambat dan mengalami

turbulensi. Heliopause sendiri diperkirakan berada pada jarak sekitar 100-160

AU dari matahari.

Bow shock adalah wilayah di mana angin matahari menyebabkan pergeseran

arus materi antar bintang. Bentuknya menyerupai gelombang pada

permukaan air saat dilalui oleh kapal.

Saat ini, para astronom berusaha melakukan pengamatan untuk menentukan

struktur heliopause dengan menggunakan wahana Interstellar Boundary

Explorer (IBEX). Sejauh data-data pengamatan paling signifikan mengenai

wilayah perbatasan tata surya ini berasal dari misi Voyager.

13

2.3InteraksiAnginmatahari

2.1.1 Interaksi dengan Komet, Bulan, Venus, Marsdan Jupiter

A. Komet

Bagian terpenting dari komet adalah inti, koma dan dan ekor. Inti komet

dinggap sebagai bagian padatan yang memiliki radius sekitar 1-10 km dan

diperkirakan memiliki masa yang tidak pasti berkisar antara 1016-1021 gram.

Postulat mengnai inti komet diterang kan oleh Whipple model icy-

conglomerate; relative kompleks dengan penyusun utama berupa H2O,

CH4,CO2, C2N2, dll.

Angin matahari berinteraksi dengan komet yang menyebabkan komponen

penyusunnya menyublim dalam vakum pada suhu ratusan Kelvin. Saat

komponen komet mengalami disosiasi, dihasilkan molekul-molekul yang bisa

diamati sebagai spektra.

Komet memiliki dua tipe ekor. Jenis ekor komet yang pertama adalah ekor

yang memanjang dan hampir lurus, memiliki struktur yang mirip serabut yang

terdiri dari gas yang ter-ionisasi. Tipe ini digolongkan sebagai ekor Tipe I.

Sedangkan tipe ekor komet lainnya yang tergolong sebagai Tipe II, atau "ekor

debu" berbentuk kelokan yangtajam dan lebih kabur. Tipe ini tersusun atas

debu yang diterpa oleh cahaya Matahari.

14

Tahun 1957 Hannes Alfvén mengusulkan bentuk dasar interaksi komet

dengan angin matahari. Berdasarkan penelitiannya, molekul netral dari

komet terionosasi oleh pertukaran muatan dengan proton dari angin

matahari atau dengan radiasi surya ultraviolet. Ion yang baru saja dihasilkan

terperangkap dalam medan magnetic angin matahari, dan bergerak dari

kepala komet membentuk garis medan magnetic yang menyelimuti komet

dan membentuk sumbu ekor komet. Ekor komet yang dihasilkan selalu

menjauhi matahri dengan panjang mencapai 1 AU

B. Bulan

Medan magnetic intrinsic Bulan sangat kecil bakan bisa dikatakan tidak

ada,sehingga partikel angin matahari sampai ke permukaan Bulan secara

langsung dan kemudian diabsoprsi. Absorpsi partikel proton dan alpha dari

angin matahari disebabkan oleh rendahnya nilai albedo Bulan (ikatan albedo

= 0.073). Absorpsi angin matahari pada permukaan Bulan menyebabkan

adanya rongga pada angin matahari namun tidak menimbulkan kejut pada

angin matahari.

15

Gambar Tipe ekor komet

C. Venus dan Mars

Berdasarkan hasil pengukuran oleh instrument luar angkasa menunjukan

bahwa medan magnetic Venus dan Mars sangat kecil. Sehingga angin

matahari akan berinteraksi langsung dengan atmosfer yang menyelimutinya.

Ionosfer Mars dan Venus akan mencegah angin matahari berinteraksi

langsung dengan planet. Angin matahari yang cukup kuat akan memberikan

tekanan terhadap ionosfer sehingga terdorong pada posisi yang lebih rendah

(dekat ke permukaan planet). Interaksi angin matahari dengan ionosfer

Venus dan Mars menghasilkan kejut pada angin matahari

D. Jupiter

Observasi radio pada Jupiter menunjukan adanya kumpulan partikel energy

pada Jovian magnetosfer. Dapat dipastikan bahwa angin matahari adalah

sumber utama dari energy tersebut. Energi tersebut kembali dipancarkan

dalam bentuk emisi radio.

2.1.2 Interaksi Dengan Bumi

Angin matahari berinteraksi dengan medan magnetik Bumi menghasilkan

berbagai fenomena, termasuk aktivitas geomagnetik dan aurora. Gelombang

kejut angin matahari atau selanjutnya kita sebut dengan shock bow terjadi

karena adanya aliran supersonik dari angin matahari yang terhalang oleh

medan magnetik Bumi. Ketebalan shock bow sekitar 100 km sampai dua kali

jari-jari Bumi. Ketika angin matahri melewatinya, gelombang ini akan

diperlambat, terkompresi dan dipanaskan. Daerah antara shock bow dan

magnetopause disebut magnetosheath.

16

Gambar 2.3

Interaksi angin matahari dan magnestosfer bumi

Ketika angin matahari melewati medan magnetik Bumi, arus listrik terinduksi

sehingga mengubah konfigurasi medan magnetik. Medan magnetik dari

Matahari terkompresi dan dialihkan menghindari daerah sekitar Bumi.Karena

adanya tekanan angin matahari, magnetosfer berbentuk menyerupai komet.

Magnetosfer bumi berguna untuk menangkal radiasi berbahaya dari partikel-

partikel yang dipancarkan Matahari, seperti partikel alpha, beta, dan CME

dengan cara membelokkan partikel-partikel yang tersebut ke arah kutub-

kutub magnet. Di sana partikel-parikel ini akan berinteraksi dengan lapisan

ionosfer sehingga menghasilkan pendaran cahaya yang kuat di langin inilah

disebut dengan Aurora. Fenomena ini terjadi di kutub Utara dan Selatan

magnetik Bumi. Aurora yang terjadi di kutub utara Bumi disebut dengan

aurora Borealis, sedangkan Aurora yng muncul di kutub selatn Bumi disebut

dengan Aurora Australis.

17

Gambar 2.4

Proses terjadinya Aurora

Angin matahari mengandung partikel-partikel bermuatan listrik yang dapat

mempengruhi dinamika medan magnet ruang antarplanet. Saat puncak

aktivitas Matahari, angin matahari berhembus dengan kecepatan lebih tinggi

dan membawa partikel yang lebih besar dari biasanya.

Saat terjadi di puncak siklus, matahari biasanya semakin sering menghasiilkan

CME dan flare yang menyebabkan peningkatan angin matahari. Jika ini terjadi

akan mempengaruhi kondisi atmosfer dan kemagnetan Bumi. Peristiwa ini

sering disebut khalayak umum sebagai badai Matahari. Badai Matahari dapat

membahayakan astronot dan satelit di luar angkasa, serta mengganggu

perangkat elektronika dan teknologi komunikasi landas Bumi yang kerjanya

terpengaruh oleh kelistrikan dan kemagnetan Bumi.

18

BAB III

PENUTUP

3.1 Kesimpulan

Angin Matahari merupakan suatu fenomena yang sangat berpengaruh

terhadap tata surya. Angin matahari sangat dinamis dan mencerminkan

perubahan dalam tingkat aktivitas matahari.

Dari atmosfer matahari hingga bow shock , angin matahari menimbulkan

berbagai fenomena melalui interaksinya dengan benda-benda lain di tata

surya. Seperti ekor komet dan bentuk magnestofer bumi.

Pengaruh angin matahari yang paling penting bagi masyarakat di Bumi adalah

potensi gangguan terhadap perangkat elektronik dan komunikasi yang dapat

terjadi saat peningkatan angin matahari

19

Daftar Pustaka:

Morisson, David & Tobias Owen.The Planetary System.1988.Addison Wesley

Publishing Company, Inc.

Henbest, Nigel. The Planets: Potraits of New Worlds.

20

Situs:

http://teknologitinggi.wordpress.com/2008/10/30/listrik-petir-ditemukan-di-

titan-Bulan-saturnus-menandakan-ada-kehidupan-disana/feed/

http://ias.dhani.org/2008/03/27/lautan-di-bawah-permukaan-titan/feed/

http://main.man3malang.com/backend.php

http://langitselatan.com

http://www.kompas.co.id/kompas-cetak/0402/04/humaniora/803112.htm

http://www.kompas.com/read/xml/2008/10/29/23361298/

ada.petir.di.atmosfer.titan.adakah.kehidupan.di.sana

http://langitselatan.com/2009/08/13/badai-di-titan/

www.nasa.gov/.../media/methane20060302_prt.htm

http://langitselatan.com/2009/08/08/permukaan-titan-tampak-seperti-Bumi/

www.titanexploration.com/Titannews2009.htm

http://www.gemini.edu/node/11305

www.sciencedaily.com/.../12/081215194108.htm

www.dlr.de/.../tabid-307/467_read-320/

http://scopeweb.mit.edu/?p=189

21

22