bab 4. matahari
TRANSCRIPT
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?