1DND-2005

2DND-2005

Pengetahuan mengenai bintang sebagian besar diperoleh dari studi terhadap bintang yang paling dekat dengan kita yaitu Matahari

d = 1,50 x 1013 cm = 1 SAR = 6,96 x 1010 cm 109 R

M = 1,99 x 1033 gL = 3,96 x 1033 erg

m = - 26,8, mbol = -26,85Mv = 4,82, Mbol = 4,75

Teff = 5 800 oKP = 25,38 hari

Besaran fisik dan geometrik matahari

3DND-2005

Komposisi kimia Matahari terdiri dari :

Hidrogen dan Helium : 96 - 99 %Sisanya terdiri dari Oksigen, Carbon, Besi dan elemen lainnya

4DND-2005

Struktur Dalam Matahari Bagian terdalam Matahari

adalah inti (core) tempat berlangsungnya pembaka-ran nuklir. Inti ini menca-kup 10 % dari total massa Matahari dan radiusnya sekitar 174 000 km

Akibat tekanan yang sangat besar dari lapisan diatasnya, inti sangat panas dan padat. Temperaturnya mencapai 16 juta K dan kerapatannya mencapai 160 g/cm3

5DND-2005

Di atas inti terdapat daerah radiatif. Pada daerah ini energi dibawa oleh foton (radiasi) dari inti ke lapisan di atasnya yang lebih dingin

Daerah radiatif bersama inti mencakup hampir 85 % dari total radius Matahari dan ketebalan daerah radiatif ini mencapai sekitar 425 000 km

Di atas daerah radiatif terdapat daerah konvektif. Pada daerah ini energi diangkut secara konveksi. Ketebalan daerah konvektif ini mencapai sekitar 96 000 km

6DND-2005

Daerah Temp (106 K)

Kerapatan (g/cm3)

Pengangkut Energi

Inti 16 160 Konveksi

Radiatif 3 1 Radiasi

Konvektif 1 0,1 Konveksi

Ringkasan

7DND-2005

Bagian luar fotosfer lebih dingin dan kurang rapat dibandingkan dg bagian dalamnya

Permukaan Matahari Di atas daerah konveksi terdapat fotosfer yang

dianggap sebagai permukaan Matahari, karena di atas fotosfer ini foton sudah bisa bebas lepas ke ruang angkasa

Ketebalan fotosfer hanya 500 km

Spektrum kontinu Matahari berasal dari fotosfer ini

8DND-2005

Permukaan Matahari

9DND-2005

Dari berbagai pengukuran, baik menggunakan hukum Wien maupun dari fluks yang diterima di bumi diperoleh temperatur fotosfer Matahari sekitar 5 800 K

Dari Energi yg diterima di Bumi

L = 4 R2 ef

E

Teff =

d

R

1/4 1/2 4 d

2E =

L

10DND-2005

Dari hukum Wien

0 0,25 0,50 0,75 1,00 1,25 1,50 1,75 2,00

Panjang Gelombang

Inte

nsita

sSpektrum kontinu Matahari

maks = 0,2898

T

11DND-2005

Permukaan fotosfer Matahari tidak mulus, tetapi tampak seperti dipenuhi bulir-bulir yang disebut dengan granulasi. Diameter terbesar granulasi mencapai 1000 km, sedangkan terkecil 300 km

granulasi

sunspot

Selain permukaannya berbentuk granulasi, fotosfer Matahari juga ditaburi oleh noktah-noktah hitam yang disebut bintik matahari (sunspot)

12DND-2005

Bintik Matahari ini adalah daerah yang lebih dingin di fotosfer. Temperaturnya lebih dingin 1000 – 1500 K dari daerah fotosfer lainnya

Bintik Matahari terdiri dari dua bagian yaitu bagian terdalam dan yang paling gelap disebut umbra. Umbra ini dikelilingi oleh bagian yang kurang gelap yang disebut penumbra

sunspotUmbra

Penumbragranulasi

sunspot

13DND-2005

Besarnya bintik Matahari sangat bervariasi, banyak diantaranya yang berukuran melebihi Bumi dan ada pula yang diameternya mencapai 50 000 km

Pemunculan bintik Matahari biasanya berkelompok Dalam setiap kelompok bisa terdiri dari 2 - 20 atau bahkan ratusan bintik matahari. Secara individu, bintik matahari hanya berumur beberapa jam sampai beberapa bulan

sunspotUmbra

Penumbragranulasi

sunspot

14DND-2005

Jumlah bintik matahari bervariasi setiap waktu. Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa variasinya sekitar 11 tahun (Sunspot Cycle)

Disebabkan oleh medan magnet

15DND-2005

Pada saat jumlah bintik matahari minimum, sebagian besar bintik matahari berada di sekitar lintang 35o, sedangkan pada saat jumlahnya maksimum, yaitu 5,5 tahun kemudian, sebagian besar bintik matahari berada di sekitar lintang 5o.

16DND-2005

Bintik matahari merupakan daerah yang sangat kuat medan magnetnya. Akibatnya garis spektrum pada spektrum bintik matahari akan terpecah menjadi dua komponen atau lebih.

17DND-2005

Di luar sunspot

Daerah di dalam sunspot

Di luar sunspot

Efek Zeeman : medan magnet yang kuat memecah garis spektrum menjadi dua komponen atau lebih. Kekuatan medan magnet dapat diukur dari besarnya separasi komponen. Sunspot merupakan daerah yang medan magnetnya sangat kuat

18DND-2005

Karena Matahari terdiri dari gas, maka kecepatan rotasi setiap lintang akan berbeda

Daerah di ekuator berotasi setiap 25 hari

Daerah 30o di atas dan di bawah ekuator berotasi setiap 26,5 hari

Daerah di atas lintang 60o berotasi setiap 30 hari

rotasi diferensial

Rotasi Diferensial

19DND-2005

Prominan adalah awan gas yang terbentuk di atas bintik matahari yang mengikuti garis medan magnet

Prominan dan Flare

Ada dua macam prominan yaitu,

Prominan quiescent yang ketinggiannya hanya men-capai puluhan ribu kilo-meter dan umurnya bisa mencapai beberapa hari/ minggu

20DND-2005

Prominan eruptive yang ketinggiannya bisa mencapai ratusan ribu kilometer dan umurnya hanya beberapa jam

21DND-2005

Flare merupakan ledakan yang lebih dahsyat daripada prominen eruptive. Umurnya hanya beberapa menit/jam

Flare yang diamati dalam HNational Solar Observatory, Sacramento Peak)

22DND-2005

Material yang dilontarkan “flare” sebagian besar terdiri material yang terionisasi.

Tidak seperti material dalam prominan, material “flare” mempunyai energi yang besar untuk melepaskan dari dari gravitasi Matahari.

Apabila ion yang dilontarkan flare mencapai bumi, maka akan berinterferensi dengan gelombang radio, sehingga terjadi gangguan komunikasi di Bumi

23DND-2005

Atmosfer Matahari Atmosfer matahari terdiri dari kromosfer dan korona

Kromosfer berada di atas fotosfer dengan ketebalan sekitar 2000 – 3000 km

Kromosfer mengandung banyak pancaran gas yang menyerupai paku yang mengarah vertikal. Pan-caran gas ini disebut spikula.

Secara individu spekula ini hanya berumur sekitar sepuluh menit atau lebih

24DND-2005

Kromosfer yang tampak tipis pada saat gerhana matahari total

25DND-2005

Di atas kromosfer terdapat korona yang merupakan bagian terluar dari atmosfer Matahari

Temperatur di korona sangat tinggi bisa menca-pai satu sampai dua juta oK. Oleh karena itu di korona ini banyak atom-atom yang terionisasi

Walaupun temperatur di korona sangat tinggi, akan tetapi karena kerapatan-nya yang rendah, maka korona tidak begitu panas

Ketebalan korona bisa mencapai jutaan kilo-meter

26DND-2005

Cahaya kasat mata korona Matahari hanya 10-6 cahaya dari fotosfer. Cahaya korona ini dapat dibagi dalam tiga komponen Komponen pertama yang disebut korona F

merefleksikan cahaya matahari yang terdiri dari garis-garis gelap yang disebut garis Fraunhofer. Cahaya asal spektrum ini membentang dari permukaan matahari sampai ruang antar planet. Diyakini bahwa korona F berasal dari partikel debu

27DND-2005

Komponen kedua yang disebut korona K (K = Kontinuum) yang berimpitan dengan Korona F didominasi oleh cahaya dari bagian dalam korona yang lebih terang. Korona K merupakan cahaya dari fotosfer yang dipantulkan oleh elektron bebas

Komponen ketiga terdiri dari garis-garis emisi terang yang berimpit dengan cahaya yang berasal dari korona F dan K. Garis-garis emisi ini berasal dari garis terlarang kalsium, besi dan nickel

28DND-2005

Sebagian besar korona ditarik mendekat ke matahari oleh putaran garis-garis medan magnet. Dalam sinar X, daerah ini tampak terang, se-dangkan garis-garis medan magnet yang tidak kembali ke permukaan matahari tampak gelap. Daerah gelap ini dise-but lubang korona (Coronal holes).

29DND-2005

Detil korona tampak lebih jelas jika dilihat dalam sinar X dibandingkan jika dilihat di daerah visual. Gambar diambil oleh satelit SOHO

30DND-2005

Angin Matahari Ion-ion yang bergerak cepat dapat melepaskan diri

dari gravitasi matahari. Ion-ion bermuatan positif dan negatif yang berkecepatan ratusan kilometer per detik ini akan terus bergerak menjauhi matahari hingga mencapai tata surya. Pergerakan partikel-partikel bermuatan ini disebut Angin Matahari (Solar Wind)

Apabila partikel-partikel angin matahari ini menumbuk atmosfer planet, maka akan terbentuk partikel gas di atmosfer yang menghasilkan spektrum emisi.

31DND-2005

Di atmosfer Bumi, partikel gas ini akan tampak sebagai aurora borealis di bagian utara Bumi (> 50o LU) dan aurora australis di bagian selatan Bumi (> 50o LS)

http://solarviews.com/cap/aurora/solarwnd.htm

32DND-2005

The Day the Solar Wind Disappeared

http://solarviews.com/cap/aurora/solarwnd.htm

As the solar wind dissipates on May 11, 1999, the magnetosphere and bow shock around Earth expand to five times their normal size. The aurora, which usually forms ovals around Earth's poles, fills in over the northern polar cap.

33DND-2005

TugasDi Matahari terdapat neutrino

Apakah neutrino itu? Untuk apa neutrino Matahari dipelajari?

Masalah apa yang terdapat dalam mempelajari neutrino Matahari?