Kenali 4 Lapisan Matahari Yang Luarbiasa


image

1. Zona radiatif

Kurang lebih di bawah 0,7 radius Matahari, material Matahari cukup panas dan padat sampai-sampai radiasi termal adalah cara utama untuk 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 bertambahnya jarak dari inti. Gradien suhu ini kurang dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak dapat menciptakan konveksi. Energi ditransfer oleh radiasi—ion hidrogen danhelium memancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain. Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20 g/cm3 ke 0,2 g/cm3) dari 0,25 radius Matahari di atas zona 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 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 magnetMatahari (baca dinamo Matahari).

2. 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 turun hingga 0,2 g/m3 (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).

Kolom panas di zona konveksi membentuk jejak di permukaan Matahari yang disebutgranulasi dan supergranulasi. Konveksi turbulen di bagian terluar interior Matahari ini menghasilkan dinamo “berskala kecil” yang menciptakan kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan Matahari. Kolom panas Matahari disebut sel Bénard dan berbentuk prisma heksagon.

3. Fotosfer

Suhu efektif, atau suhu benda hitam, Matahari (5777 K) adalah suhu yang harus dimiliki sebuah benda hitam berukuran sama agar menghasilkan total tenaga emisif yang sama.

Permukaan Matahari yang tampak, fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya Matahari menjadi opak 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 tampak. Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H−. Tebal fotosfer puluhan sampai ratusan kilometer, sedikit kurang opak daripada udaradi 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 penggelapan lengan. Spektrum sinar Matahari kurang lebih sama dengan spektrum benda hitamyang beradiasi sekitar 6.000 K, berbaur dengan jalur penyerapan atomik dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel sebesar ~1023 m−3 (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 atom.

Selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak ada kaitannya denganelemen kimia apapun yang saat itu dikenal di Bumi. Pada tahun 1868, Norman Lockyerberhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang ia sebuthelium, diambil dari nama dewa Matahari Yunani Helios. 25 tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.

4. Atmosfer

Bagian Matahari di atas fotosfer disebutatmosfer 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,korona, dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari, membentang ke luar melewati orbit Plutohingga heliopause yang membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari. Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang Alfvénmemiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.

Lapisan terdingin Matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan suhu kurang lebih4.100 K.[55] Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapt dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka.

Di atas lapisan suhu rendah ada lapisan setebal 2.000 km yang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan. Lapisan ini bernama kromosfer yang diambil dari kata Yunani chroma, artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhir gerhana Matahari total.[52]Suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai 20.000 K di dekat puncaknya. Di bagian teratas kromosfer, helium 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 sebesar 1.000.000 K. Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran. Wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamendan memiliki gerakan tak teratur yang konstan. Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dariluar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap 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 mengisi seluruh Tata Surya. Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 1015–1016 m−3.  Suhu rata-rata korona dan angin Matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K; akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8.000.000–20.000.000 K. Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi 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 menjadisuperalfvénik—artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan 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 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.

Iklan

Tinggalkan Balasan

Isikan data di bawah atau klik salah satu ikon untuk log in:

Logo WordPress.com

You are commenting using your WordPress.com account. Logout / Ubah )

Gambar Twitter

You are commenting using your Twitter account. Logout / Ubah )

Foto Facebook

You are commenting using your Facebook account. Logout / Ubah )

Foto Google+

You are commenting using your Google+ account. Logout / Ubah )

Connecting to %s