matahari/srengenge/sun.

selamat pagi sahabat mwb.

ini cuma copasan , 99,9 % editan dari wikipedia. wueeekkk..!!







Matahariadalah bintang di pusat Tata Surya. Bentuknya nyaris bulat dan terdiri dari plasma panas bercampur [12][13]medan magnet. Diameternya [5]sekitar 1.392.684 km, kira-kira 109 kali diameter Bumi, dan massanya 30(sekitar 2×10 kilogram, 330.000 kali massa Bumi) mewakili kurang lebih [14]99,86% massa total Tata Surya. Secara kimiawi, sekira tiga perempat massa Matahari terdiri dari hidrogen, sedangkan sisanya didominasi helium. Sisa massa tersebut (1,69%, setara dengan 5.629 kali massa Bumi) terdiri dari elemen-elemen berat seperti oksigen, karbon, neon, besi, dan lain- [15]lain. 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 dan akhirnya memulai fusi termonuklir di intinya. Diduga bahwa hampir semua bintang lain terbentuk dengan proses serupa. Klasifikasi bintang Matahari, berdasarkan kelas spektrumnya, adalah bintang deret utama G (G2V) dan sering digolongkan sebagai katai kuning karena radiasi tampaknya lebih intens dalam porsi spektrum kuning-merah. Meski warnanya putih, dari permukaan Bumi Matahari tampak kuning dikarenakan pembauran cahaya biru di atmosfer. [16]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. Dulu, Matahari dipandang para astronom sebagai bintang kecil dan tidak penting. Sekarang, Matahari dianggap lebih terang daripada sekitar 85% bintang di galaksi Bima Sakti yang [17][18]didominasi katai merah. Magnitudo absolut Matahari adalah +4,83. Akan tetapi, sebagai bintang yang paling dekat dengan Bumi, Matahari adalah benda tercerah di langit dengan magnitudo tampak [19][20]−26,74. Korona Matahari yang panas terus meluas di luar angkasa dan menciptakan angin matahari, yaitu arus partikel bermuatan yang bergerak hingga heliopause sekitar 100 AU. Gelembung di medium antarbintang yang terbentuk oleh angin matahari, heliosfer, adalah struktur bersambung [21][22]terbesar di Tata Surya. Matahari saat ini bergerak melalui Awan Antarbintang Lokal (dekat Awan G) di zona Gelembung Lokal, tepatnya di dalam lingkaran terdalam Lengan [23][24]Orion di galaksi Bima Sakti. Dari 50 sistem bintang terdekat dalam jarak 17 tahun cahaya dari Bumi (bitnang terdekat adalah katai merah bernama Proxima Centauri sekitar 4,2 tahun cahaya), Matahari memiliki massa [25]terbesar keempat. Matahari mengorbit pusat Bima Sati pada jarak kurang lebih 24.000–26.000 tahun cahaya dari pusat galaksi. Jika dilihat dari kutub utara galaksi, Matahari merampungkan satu orbit searah jarum jam dalam kurun 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. [26] Jarak rata-rata Matahari dari Bumi sekitar 149.6 juta kilometer (1 AU), meski jaraknya bervariasi seiring pergerakan Bumi menjauhi perihelion pada bulan Januari hingga aphelion [27]pada bulan Juli. Pada jarak rata- rata ini, cahaya bergerak dari Matahari ke Bumi selama 8 menit 19 detik. Energi sinar matahari ini membantu perkembangan nyaris semua bentuk kehidupan di Bumi melalui fotosintesis [28]dan mengubah iklim dan cuaca Bumi. Dampak luar biasa Matahari terhadap Bumi sudah diamati sejak zaman prasejarah. Matahari juga dianggap oleh sejumlah peradaban sebagai dewa. Pemahaman ilmiah yang akurat mengenai Matahari berkembang perlahan. Pada abad ke-19, beberapa ilmuwan ternama mulai sedikit tahu tentang komposisi fisik dan sumber tenaga Matahari. Pemahaman ini masih terus berkembang sampai sekarang. Ada sejumlah anomali perilaku Matahari yang belum dapat dijelaskan secara ilmiah.

Matahari adalah bintang deret utama tipe G yang kira-kira terdiri dari 99,85% massa total Tata Surya. Bentuknya nyaris bulat sempurna dengan kepepatan sebesar sembilan per satu [29]juta, artinya diameter kutubnya berbeda 10 km saja dengan diameter [30]khatulistiwanya. Karena Matahari terbuat dari plasma dan tidak padat, rotasinya lebih cepat di bagian khatulistiwa ketimbang kutubnya. Peristiwa ini disebut rotasi diferensial dan terjadi karena konveksi pada Matahari dan gerakan massa-nya, akibat gradasi suhu yang terlampau jauh dari inti ke permukaan. Massa tersebut 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. Tetapi akibat sudut pandang yang berubah-ubah dari Bumi saat mengorbit Matahari, rotasi tampak di khatulistiwa kira-kira 28 [31]hari. Efek sentrifugal rotasi lambat ini 18 juta kali lebih lemah dibandingkan gravitasi permukaan di khatulistiwa Matahari. Efek pasang planet lebih lemah lagi dan tidak begitu [32]memengaruhi bentuk Matahari. Matahari adalah bintang Populasi I [a][33]yang kaya elemen berat. Pembentukan Matahari diperkirakan diawali oleh gelombang kejut dari satu [34]supernova terdekat atau lebih. Teori ini didasarkan pada keberlimpahan elemen berat di Tata Surya, seperti emas dan uranium, dibandingkan bintang-bintang Populasi II yang elemen beratnya sedikit. Elemen-elemen ini sangat mungkin dihasilkan oleh reaksi nuklir endotermik selama supernova atau transmutasi melalui penyerapan neutron di dalam sebuah bintang raksasa generasi [33]kedua. Matahari tidak punya batas pasti seperti planet-planet berbatu, dan di kepadatan gas di bagian terluarnya menurun seiring bertambahnya jarak [35]dari pusat Matahari. Meski begitu, Matahari memiliki struktur interior yang jelas. Radius Matahari diukur dari pusatnya ke pinggir fotosfer. Fotosfer adalah lapisan terakhir yang tampak, karena lapisan-lapisan di atasnya terlalu dingin atau terlalu tipis untuk meradiasikan cahaya yang cukup agar [36]dapat terlihat mata telanjang di hadapan cahaya terang dari fotosfer. Selama gerhana matahari total, ketika fotosfer terhalang Bulan, korona Matahari terlihat di sekitarnya. Interior Matahari tidak bisa dilihat secara langsung dan Matahari sendiri tidak dapat ditembus radiasi elektromagnetik. Mengikuti seismologi yang memakai gelombang gempa untuk mengungkap struktur terdalam Bumi, disiplin helioseismologi memakai gelombang tekanan (suara infrasonik) yang melintasi interior Matahari untuk mengukur dan menggambar struktur [37]terdalam Matahari. Model komputer Matahari juga dimanfaatkan sebagai alat bantu teoretis untuk menyelidiki lapisan-lapisan terdalamnya.

Inti Matahari diperkirakan merentang dari pusatnya sampai 20–25% radius [38]Matahari. Kepadatannya mencapai 3[39][40]150 g/cm (sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu mendekati [40]15,7 juta kelvin (K). Sebaliknya, suhu permukaan Matahari kurang lebih 5.800 K. Analisis terkini terhadap data misi SOHO menunjukkan adanya tingkat rotasi yang lebih cepat di bagian inti ketimbang di seluruh zona radiatif. [38]Sepanjang masa hidup Matahari, energi dihasilkan oleh fusi nuklir melalui serangkaian tahap yang disebut rantai p–p (proton–proton); proses ini mengubah hidrogen menjadi helium. [41]Hanya 0,8% energi Matahari yang [42]berasal dari siklus CNO. Inti adalah satu-satunya wilayah Matahari yang menghasilkan energi termal yang cukup melalui fusi; 99% tenaganya tercipta di dalam 24% 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 [43][44]energi kinetik partikel. Rantai proton–proton terjadi sekitar 379,2 ×10 kali per detik di inti. Karena memakai empat proton bebas (nukleus hidrogen), reaksi ini kira-kira mengubah 383,7×10 proton menjadi partikel alpha (nukleus helium) setiap detiknya (dari 56total 8,9×10 proton bebas di 11Matahari), atau sekitar 6,2×10 kg per [44]detik. Karena memfusi hidrogen ke helium melepaskan kurang lebih 0,7% [45]massa terfusi dalam bentuk energi, Matahari melepaskan energi dengan tingkat konversi massa–energi sebesar 4,26 juta ton metrik per detik, 26 [1]384,6 yotta watt (3,846 ×10 W), 10atau 9,192×10 megaton TNT per detik. Massa ini tidak dihancurkan untuk menciptakan energi, melainkan diubah menjadi setara energi dan diangkut dalam energi yang diradiasikan, seperti yang dijelaskan oleh konsep kesetaraan massa–energi. Produksi tenaga oleh fusi di inti bervariasi sesuai jaraknya dari pusat Matahari. Di pusat Matahari, model teori memperkirakan besarnya 3 [46]mencapai 276.5 watt/m , kepadatan produksi tenaga yang kira- kira lebih mendekati metabolisme reptil daripada bom termonuklir. Puncak produksi tenaga di Matahari telah dibanding-bandingkan dengan panas volumetrik yang dihasilkan di dalam tumpukan kompos aktif. Keluaran tenaga Matahari yang luar biasa tidak diakibatkan oleh tenaga per volumenya yang tinggi, melainkan ukurannya yang besar. Tingkat fusi di bagian inti berada dalam kesetimbangan yang bisa membaik sendiri: tingkat fusi yang agak lebih tinggi mengakibatkan inti memanas dan sedikit memuai terhadap berat lapisan terluarnya, sehingga mengurangi tingkat fusi dan memperbaiki perturbasi; dan tingkat yang agak lebih rendah mengakibatkan inti mendingin dan sedikit menyusut, sehingga meningkatkan tingkat fusi dan [47]memperbaikinya ke tingkat saat ini. [48] 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 [49]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 [50]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 2neutrino kehilangan ⁄ jumlahnya3 karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.

Zona radiatif Kurang lebih di bawah 0,7 radius Matahari, material Matahari cukup panas dan padat sampai-sampai radiasi termal adalah cara utama untuk [52]mentransfer energi dari inti. Zona ini tidak diatur oleh konveksi termal; meski begitu suhunya turun dari kira-kira 7 juta ke 2 juta kelvin seiring [40]bertambahnya jarak dari inti. Gradien suhu ini kurang dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak [40]dapat menciptakan konveksi. Energi ditransfer oleh radiasi—ion hidrogen dan helium memancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion [52]lain. Kepadatannya turun seratus 3 3kali lipat (dari 20 g/cm ke 0,2 g/cm ) dari 0,25 radius Matahari di atas zona [52]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 [53]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 dalma lapisan ini menciptakan medan magnet Matahari [40](baca dinamo matahari). Zona konvektif Di 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 3turun hingga 0,2 g/m (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut). [40] 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 [40]permukaan Matahari. Kolom panas Matahari disebut sel Bénard dan [54]berbentuk prisma heksagon.

opak Permukaan Matahari yang tampak, fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya Matahari menjadi [55]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 [55]tampak. Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom −hidrogen untuk menghasilkan ion H . [56][57]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 [55]penggelapan lengan. Spektrum sinar matahari kurang lebih sama dengan spektrum benda hitam yang beradiasi sekitar 6.000 K, berbaur dengan jalur penyerapan atomik dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel sebesar 23 −310 m (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 [58]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 [59]diisolasi di Bumi. Atmosfer Lihat pula: Korona dan Lingkaran korona Saat gerhana matahari total, korona matahari dapat dilihat dengan mata telanjang selama periode totalitas yang singkat. Bagian Matahari di atas fotosfer disebut [55]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, [55]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, wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari. [55]Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang Alfvén memiliki energi yang [60]cukup untuk memanaskan korona. Lapisan terdingin Matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan [55]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 [61]spektrum penyerapan mereka. Di atas lapisan suhu rendah ada lapisan setebal 2.000 km yang didominasi spektrum emisi dan jalur [55]penyerapan. Lapisan ini bernama kromosfer yang diambil dari kata Yunani chroma, artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhir gerhana [52]matahari total. Suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai [55]20.000 K di dekat puncaknya. Di bagian teratas kromosfer, helium [62]terionisasikan separuhnya. Diambil oleh Hinode Solar Optical Telescope tanggal 12 Januari 2007, citra Matahari ini menunjukkan sifat filamen pada plasma yang menghubungkan wilayah-wilayah berpolaritas magnet berbeda. Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20.000 K di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona [63]sebesar 1.000.000 K. Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif [62]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 [52]gerakan tak teratur yang konstan. Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap [64]spektrum ultraviolet ekstrem. Korona adalah kepanjangan atmosfer telruar Matahari yang volumenya lebih besar daripada Matahari itu sendiri. Korona terus menyebar ke angkasa dan menjadi angin matahari yang [65]mengisi seluruh Tata Surya. Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 15 16 −3 [62][c]10 –10 m . Suhu rata-rata korona dan angin matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K; akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai [63]8.000.000–20.000.000 K. Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi [63][65]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 [66]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 [65]magnet matahari seperti spiral, sampai menyentuh heliopause lebih dari 50 AU dari Matahari. Pada Desember 2004, wahana Voyager 1 melintasi front kejut yang diduga sebagai bagian dari heliosfer. Kedua wahana Voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang tinggi saat mendekati batas tersebut.

sumber dari wikipedia





tags : matahari , sun , srengenge , matahari.

Tweet