Bergerak keluar dari teras kita sampai ke permukaan Matahari, iaitu satu sempadan yang tidak begitu ketara. Kawasan yang berketebalan beberapa ratus km ini dipanggil fotosfera. Di sini suhu menurun sedikit, dari 6000 hingga ke 4000 Kelvin manakala ketumpatannya pula menurun dengan kuatnya. Ini menyebabkan lapisan diatasnya nipis dan lutsinar. Ini menjadikan fotosfera satu lapisan yang terdalam yang dapat kita cerap, dimana lapisan dibawahnya pula kelihatan legap. Lapisan inilah yang kelihatan dalam cerapan Matahari. Ketumpatan di lapisan ini pula menurun dengan cepat, menghasilkan satu cakera yang jelas dan tidak kelihatan kabur.
Permukaan Matahari bersifat amat bergelora. Cerapan dengan kepersisan tinggi menunjukkan bahawa fotosfera menampilkan satu permukaan yang penuh dengan butiran-butiran. Setiap saat, muncul berjuta butiran dipermukaannya, setiap satu bergaris-pusat beberapa ribu km. Imej yang diambil secara berterusan menunjukkan satu rupa bentuk permukaan yang berubah dengan cepat dimana setiap butiran dapat dicerap dalam tempoh beberapa minit sahaja.
Dengan bantuan analisis spektral, pakar-pakar astronomi telah dapat menunjuk bahawa butiran-butiran ini berkaitan dengan proses konveksi lapisan-lapisan yang hampir dengan permukaan. Gas yang panas naik kepermukaan, di pusat butiran tersebut, kemudian menyebar keluar sambil menyejuk dan menjunam semula ke lapisan dalaman di pinggirannya. Oleh yang demikian, dipusat butiran tersebut suhu didapati 300 Kelvin lebih panas berbanding suhu pinggirannya. Perbezaan suhu dan kecerahan tersebutlah yang menghasilkan rupa bentuk butiran tersebut. Sila perhatikan juga, pergerakan gas juga berlaku dalam ukuran yang lebih besar. Pergerakan ini boleh menghasilkan sel bergaris-pusat yang mencapai ke tahap 30 000 km dan ujud dalam tempoh beberapa hari.
Tompok-tompok matahari
Fenomena-fenomena lain juga berlaku dipermukaan Matahari, tetapi terjadi mengikut musim. Contoh yang amat terkenal ialah tompok-tompok matahari yang telah dicerapi oleh pakar-pakar astronomi China lebih dari seribu tahun yang lepas. Tompok-tompok matahari kelihatan sebagai zon-zon gelap dipermukaan Matahari. Garis-pusatnya bertukar dari beberapa ribu km hingga seratus ribu km. Tempoh keujudannya juga berubah dari beberapa hari hingga beberapa bulan. Di sini kita juga dapati kawasan yang amat kuat sinarannya yang dipanggil "faculae" yang muncul kelihatan sebelum tompok-tompok matahari keluar. Ia kelihatan kembali beberapa minggu selepas tompok-tompok matahari hilang. Pencerapan secara terus mendedahkan bahawa bilangan tompok-tompok matahari tidak tetap malah berubah mengikut masa. Bilangan tersebut berayun dari 0 sehingga bilangan maksima dalam tempoh 11 tahun. Bilangan maksima tompok-tompok matahari yang terakhir telah dicerapi dalam tahun 2000 dan bilangan ini akan mencapai tahap maksima semula dalam tahun 2011.
Tompok-tompok matahari adalah suatu kawasan-kawasan di permukaan Matahari dimana suhunya didapati lebih rendah dari suhu purata, lebih-kurang 4000 Kelvin dan bukan 6000 K seperti suhu purata. Ia mengeluarkan kurang sinaran berbanding kawasan sekitarannya, menjadikannya kelihatan lebih gelap. Analisis spektral menjelaskan bahawa di sini terdapat medan magnet yang tinggi. Ini mungkin disebabkan oleh perbezaan suhu ini, namun demikian proses persis yang menghasilkan kesan ini tidak begitu jelas. Beberapa cadangan telah dikemukakan. Terutamanya, kehadiran medan magnet menghalang gas panas dari naik ke permukaan, tetapi ada juga kemungkinan bahawa gelombang magnet yang kuat dibebaskan pada tahap tompok-tompok tersebut yang mencadangkan kehilangan tenaga melalui proses penyejukan.
Kitaran Suria
Tempoh 11 tahun kitaran suria adalah berkaitan dengan kehadiran medan magnet yang juga berkaitan dengan dua fenomena yang lain: perbezaan putaran Matahari dan pergerakan konveksi berdekatan dengan permukaan. Perbezaan putaran ini bermaksud Matahari tidak berputar seperti bebola pejal. Malah ia bergerak dengan tempoh putaran yang berubah bergantung dengan latitudnya dari khatulistiwa. Sebagai contoh, satu putaran di khutub mengambil masa 35 hari, manakala, satu putaran di khatulistiwa pula mengambil masa 25 hari.
Untuk menerangkan kitaran 11 tahun ini, sila bayangkan konsep medan bergaris. Garisan ini adalah garisan bayangan yang menunjuk arah medan magnet yang amat berguna untuk memberi satu gambaran. Dalam tempoh aman, garisan ini menghubung kedua-dua khutub Matahari dengan garisan-garisan ringkas dan lebih-kurang selari mengikut paksinya.
Perubahan putaran inilah yang mempengaruhi persekitaran. Akibatnya, garisan di khatulistiwa bergerak lebih cepat dari garisan di khutub, Ini menyebabkan garisan ini bergolong antara satu sama lain. Selepas beberapa kali putaran penuh, garisan ini menyerupai lingkaran yang bergolong ketat dan amat kuat di kawasan khatulistiwa. Ini menghasilkan satu zon medan magnet yang tinggi.
Dalam masa ini, pergerakan konvektif berdekatan dengan permukaan juga mempengaruhi garisan tersebut yang sudah pun bergolong kuat, mengubahsuai dan memutarkan garisan tersebut. Ini membolehkan garisan yang bergolong ini keluar dari zon konvektif dan membentukkan gerbang keluar dari permukaan Matahari. Di tapak gerbang inilah terdapatnya tompok-tompok matahari. Sedikit demi sedikit bilangannya bertambah, dua demi dua, sehingga mencapai ke puncak bilangannya.
Akhirnya, di pertengahan kitaran ini, medan-medan magnetik ini berinteraksi antara satu sama lain menyebabkan kekuatannya menjadi lemah dengan garisan bertabur di antara tompok-tompok tersebut. Bila fasa ini berakhir, garisan-garisan ini bergolong balik membentuk lingkaran, tetapi mengikut arah bertentangan. Ini membolehkan perbezaan putaran untuk membuka golongan garisan ini dan mengembalikan garisan tersebut ke kedudukan asalnya. Matahari aman kembali lagi tanpa kehadiran tompok-tompok.
0 comments:
Catat Ulasan