Matahari Materi Astronomi OSN SMP Bidang Studi IPS - Direktorat Jenderal Pendidikan Dasar dan Menengah 1 Pendahuluan

sekitar 5.800 K, tempat asal energi dipancarkan ke ruang antariksa. Lapisan kedua adalah kromosfer chromosphere, dari bahasa Yunani ya g erarti bola warna , adalah lapisan tipis yang merentang sekitar 10.000 km diatas fotosfer. Ia biasanya tampak dari Bumi hanya saat Gerhana Matahari Total. Semakin ke arah luar temperatur bertambah tinggi dan mencapai rata-rata 15.000 K. Terakhir adalah corona, dari bahasa Latin ya g erarti mahkota , adalah atmosfer yang paling luar tepat di atas kromosfer adalah bagian interior Matahari. Temperatur dan kerapatan menaik semakin ke dalam dari permukaan. Jauh di dalam temperatur naik menjadi 15 juta K, tekanannya sekitar 200 milyar atmosfer, kerapatannya lebih dari 100 kali air. Intinya adalah pembangkit tenaga tempat reaksi fusi nuklir menghasilkan energi Matahari. Di dalam sini, hidrogen berfusi menjadi helium. Bintik Matahari sunspot adalah daerah kecil pada fotosfer Matahari yang terang, yang tampak agak gelap dan relatif dingin. Mereka biasanya muncul dalam kelompok dua atau lebih. Bintik Matahari berlangsung antara beberapa jam sampai beberapa bulan. Mereka tampak gelap karena temperaturnya yang relatif dingin dibanding sekitarnya, yaitu sekitar 4.200 K. Pada suatu saat lebih dari 300 bintik Matahari tampak pada piringan Matahari. Jumlah bintik Matahari secara teratur meningkat ke jumlah maksimum dan turun ke minimum dalam siklus 11 tahunan, yang disebut sebagai siklus bintik Matahari sunspot cycle. Aktivitas Matahari yang lain adalah letupan Matahari solar flare, yaitu letupan material atau kilatan cahaya yang dahsyat yang terjadi tiba-tiba di permukaan Matahari. Flare usianya singkat, mungkin hanya beberapa menit. Yang paling besar mungkin berlangsung beberapa jam. Mereka terjadi dekat bintik Matahari, terutama dalam perioda bintik Matahari maksimum. Flare tampaknya ditenagai oleh medan magnetik lokal yang kuat. Flare yang besar dapat melontarkan radiasi energi tinggi dan partikel bermuatan listrik ke dalam Tata Surya. Peristiwa ini dapat menghancurkan semua kehidupan di Bumi jika saja planet Bumi kita tidak dilindungi oleh medan magnet dan atmosfer. Ketika partikel energi tinggi dari Matahari menghantam atmosfer Bumi, mereka bisa menstimulir atom dan ion di atmosfer meradiasikan cahaya, yang menghasilkan aurora. Aurora borealis, atau aurora di belahan langit Utara, dan aurora australis, atau aurora di belahan langit Selatan, merupakan pita cahaya yang spektakuler yang kadang-kadang bersinar di langit malam, utamanya di daerah Artika dan Antartika, tetapi pada saat-saat tertentu bisa juga terjadi di lintang menengah. Aktivitas aurora maksimum terjadi sekitar kutub magnetik Bumi. Aurora tampak 2 hari setelah solar flare. Mereka mencapai puncaknya sekitar 2 tahun setelah bintik Matahari maksimum. Ledakan kuat dari partikel flare yang berinteraksi dengan medan magnetik Bumi dapat menyebabkan badai magnetik yang mengakibatkan kompas tidak bisa bekerja dengan normal. Flare juga menyebabkan badai atmosfer, melumpuhkan saluran telepon dan memadamkan semua instalasi listrik blackout. Dari Matahari dikenal juga angin Matahari solar wind, yaitu plasma atau partikel bermuatan listrik yang kuat yang keluar dari Matahari sepanjang waktu. Ia lebih cepat, lebih halus, dan lebih panas daripada angin mana pun di Bumi. Gambar VII.1 memperlihatkan Matahari. Gambar VII.1 Matahari

Bab VIII Spektrum Elektromagnetik

VIII.1. Daerah Gelombang Elektromagnetik Cahaya tampak hanyalah satu bagian kecil saja dari semua radiasi elektromagnetik di dalam ruang jagat raya. Energi juga ditransmisikan dalam bentuk sinar gamma, sinar X, radiasi ultraviolet, dan gelombang radio. Semua bentuk radiasi ini sesungguhnya energi dengan basis yang sama seperti cahaya tampak. Mereka memiliki sifat yang berbeda karena mereka memiliki panjang gelombang yang berbeda. Gelombang yang paling pendek mempunyai energi paling besar, sementara gelombang yang paling panjang mempunyai energi yang paling kecil. Seluruh keluarga gelombang magnetik ini yang diatur berdasar pada panjang gelombang, disebut spektrum elektromagnetik. Gelombang elektromagnetik dari semua panjang gelombang sangat penting bagi astronom karena semua gelombang membawa kunci informasi dari sumbernya. Gambar VIII.1 Spektrum Gelombang Elektromagnetik VIII.2. Tipe Spektrum Kendati dipisahkan jarak yang sangat jauh antara kita dengan bintang-bintang, kita mengtahui banyak tentang bintang-bintang. Astronom bisa mengekstrak jumlah informasi yang sangat banyak dari cahaya bintang. Jika cahaya bintang dipisahkan ke dalam panjang gelombangnya, spektrum yang tampak memasok banyak kunci informasi tentang bintang tersebut. Spektrum mempunyai tiga tipe dasar, yaitu spektrum kontinu continuous yang mengandung semua daerah panjang gelombang, spektrum bergaris emisiterang yaitu spektrum kontinu yang diseling garis emisiterang, dan spektrum absorpsi yaitu spektrum kontinu yang diseling garis absorpsigelap. Spektrum bintang umumnya didominasi oleh pola garis gelap yang muncul pada pita spektrum kontinu. Cahaya dari permukaan bintang, disebut fotosfer, disebar ke dalam spektrum warna kontinu. Karena cahaya melewati atmosfer luar bintang, beberapa warna dari panjang gelombang tertentu diserap, dan menghasilkan garis absorpsi yang gelap. Garis absorpsi ini mengidentifikasi elemen kimia yang membentuk atmosfer bintang. Matahari kita adalah bintang pertama yang spektrum absorpsinya dianalisa. Dalam tahun 1814, fisikawan dari Bavaria, Joseph von Fraunhofer 1787 – 1826 merekam garis gelap yang paling kuat, yang sekarang disebut garis Fraunhofer. Sejak saat itu astronom telah mengkatalogkan ribuan garis gelap dalam spektrum Matahari. Dengan membandingkan garis-garis ini dengan garis spektrum yang dihasilkan elemen kimia yang berbeda di Bumi, mereka telah menemukan lebih dari 70 elemen kimia yang berbeda di Matahari. VIII.3. Kelas Spektrum Jika kita membandingkan spektrum bintang seperti Polaris atau Vega dengan spektrum Matahari kita akan melihat bahwa beberapa ada yang mirip sementara yang lainnya kelihatannya sangat berbeda. Spektrum absorpsi digunakan untuk mengklasifikasi bintang- bintang ke dalam tujuh kelas spektrum utama, yang disebut sebagai kelas spektrum. Garis- garis hidrogen lebih kuat dalam beberapa spektrum bintang daripada dalam spektrum Matahari. Awalnya astronom keliru menyimpulkan bahwa bintang-bintang ini mengandung lebih banyak hidrogen daripada bintang-bintang lain. Mereka mengklasifikasi bintang bedasar kuat garis hidrogen dalam spektrum mereka dalam urutan alfabetis, dari yang paling kuat disebut kelas A ke yang paling lemah kelas O. Astronom berkebangsaan Amerika Serikat, Annie J. Cannon 1863 – 1941, yang memeriksa dan mengklasifikasi spektrum 225.300 bintang memodifikasi sistem klasifikasi ini menjadi ke dalam bentuk sekarang yaitu O B A F G K M. Sekarang kita mengetahui bahwa semua bintang yang tampak memiliki komposisi yang secara garis besar sama. Semua terbentuk sebagian besar oleh hidrogen dan helium. Astronom berkebangsaan Amerika Serikat, Cecilia Payne-Gaposhkin 1900 – 1979 menunjukkan bahwa perbedaan dalam pola garis gelap dari bintang-bintang adalah dikarenakan terutama oleh perbedaan yang besar dalam temperatur permukaan bintang. Sekarang deret dari kelas