Struktur Matahari

Matahari adalah satu bintang yang bersaiz biasa. Ia mengandungi kira-kira 99% jisim keseluruhan sistem suria. Matahari adalah sfera hampir sempurna, dengan satu kebuntalan dianggarkan pada kira-kira 9 juta, yang bermaksud bahawa garis pusat kutubnya berbeza dari garis pusat khatulistiwanya oleh hanya 10 kilometer (6 mi). Adapun Matahari wujud dalam keadaan plasmatik dan tidak padat, ia menjalani pusingan yang berbeza di mana ia berputar pada paksinya (contohnya, ia berputar lebih cepat di khatulistiwa daripada di kutub-kutub).

Tempoh putaran sebenar ini merupakan lebih kurang 25 hari di khatulistiwa dan 35 hari di kutub-kutub. Bagaimanapun, disebabkan oleh titik kelebihan yang sentiasa berubah-ubah kita dari Bumi sebagai orbit Matahari, putaran jelas Matahari di khatulistiwanya adalah dalam 28 hari. Kesan emparan putaran perlahan ini adalah 18 juta kali lebih lemah daripada permukaan graviti di khatulistiwa Matahari. Juga, kesan pasang surut daripada planet-planet tidak nyata sekali menjejaskan bentuk Matahari.

Matahari tidak mempunyai sempadan yang pasti sepertimana planet-planet yang berbatu batan; dalam bahagian-bahagiannya yang luar ketumpatan gasnya jatuh kira-kira kepesatan dengan jarak penambahan daripada pusat Matahari. Bagaimanapun, Matahari mempunyai sebuah struktur dalaman yang jelas, diterangkan di bawah. Jejari Matahari adalah diukur daripada pusatnya ke tepi photosphere. Ini adalah hanya lapisan di atas yang mana gas adalah terlalu sejuk atau terlalu nipis untuk menyinarkan sejumlah cahaya yang penting; photosphere adalah permukaan paling mudah dilihat dengan mata telanjang/kasar. Teras solar mengandungi 10 peratus isi keseluruhannya, tetapi 40 peratus jisim keseluruhannya.

Teras

Teras Matahari adalah dianggap merentang dari pusat ke kira-kira 0.2 solar radii. Ia mempunyai satu ketumpatan sehingga 150,000 kilogram / sistem m³ (150 kali ketumpatan air di Bumi) dan satu suhu yang hampir pada 13,600,000 kelvins (berbeza dengan, permukaan Matahari adalah rapat pada 5,785 kelvins (1/2350 teras). Analisis mutakhir data misi SOHO persetujuan satu kadar pusingan yang lebih cepat dalam teras daripada yang lain pada zon radiasi. Melalui kebanyakan kehidupan Matahari, tenaga dihasilkan oleh pelakuran/pergabungan nuklear melalui satu siri langkah-langkah bernama rantaian p-p (proton-proton) , proses ini menukarkan Hidrogen kepada Helium.

Teras adalah satu-satunya lokasi dalam Matahari yang mengeluarkan satu kepanasan yang ketara melalui pelakuran: bintang lain dipanaskan oleh tenaga yang dipindahkan ke luar dari teras. Semua tenaga yang dihasilkan oleh pelakuran dalam teras mesti berjalan melalui banyak lapisan yang berterusan ke photosphere solar sebelum ia melarikan diri ke angkasa sebagai cahaya matahari atau tenaga kinetik zarah-zarah.

Kira-kira 3.4×10³⁸ protons (hidrogen nuclei) adalah ditukarkan kepada helium nuclei setiap saat (kira-kira ~8.9×10⁵⁶ jumlah keseluruhan proton bebas dalam Matahari), melepaskan tenaga di tenaga jisim dengan kadar pertukaran 4.26 juta tan per saat, 383 yottawatts (383×10²⁴ W) atau 9.15×10¹⁰ megatons TNT per saat.

Ini sebenarnya memberi respon kepada satu kadar yang rendah yang mengejutkan pengeluaran tenaga dalam teras Matahari - kira-kira 0.3 µW/cm³ (mikro watts setiap sentimeter padu), Atau kira-kira 6 µW/kg jisim. Untuk perbandingan, satu cahaya lilin (secara kasar satu batang lilin) mengeluarkan haba pada kadar 1 W/cm³, dan badan manusia kira-kira kadar 1.2 W/kg - beratus kali lebih pengeluaran haba.

Penggunaan plasma dengan parameter serupa untuk pengeluaran tenaga di Bumi akan menjadi sama sekali tidak praktikal, juga 1 GW loji kuasa pelakuran sederhana akan memerlukan kira-kira 170 bilion tan plasma menduduki hampir sebatu padu. Oleh itu, reaktor pelakuran daratan menggunakan suhu plasma yang jauh lebih tinggi daripada yang dalam pedalaman Matahari.

Kadar pelakuran nuklear bergantung dengan kuat pada ketumpatan dan suhu, maka kadar lakuran dalam teras berada dalam satu keseimbangan yang membetulkan-diri sendiri: kadar lakuran yang lebih tinggi akan menyebabkan teras menjadi hangat lebih lagi dan mengembangkan sedikit pada berat lapisan-lapisan luar, mengurang kadar lakuran dan membetulkan kerisauan; dan kadar yang rendah sedikit akan menyebabkan teras untuk menjadi sejuk dan mengecut sedikit, menambahkan kadar lakuran dan sekali lagi kembali semula ke paras semasa.

Zon Radiasi

Daripada kira-kira 0.2 ke kira-kira 0.7 radii solar, jisim solar adalah cukup panas dan tebal yang mana sinaran terma adalah memadai untuk memindahkan kepanasan teras ke luar. Dalam zon ini tidak terdapat perolakan termal; yang mana bahan ,menjadi lebih sejuk apabila altitud bertambah, kecerunan suhu ini adalah lebih lambat daripada kadar lelap adiabatik dan oleh itu tidak boleh membawa kepada perolakan.

Haba dipindahkan oleh radiasi, ion-ion hidrogen dan helium mengeluarkan foton, yang berjalan pada satu jarak yang ringkas sebelum diserapkan semula oleh ion-ion lain. Dalam cara ini, tenaga membuat caranya amat perlahan (lihat di atas) ke luar.

Zon Perolakan

Dalam lapisan luar Matahari (ke bawah untuk kira-kira hampir 70% jejari solar), plasma solar tidak cukup tebal atau panas untuk memindahkan tenaga haba pedalaman luar melalui radiasi. Hasilnya, perolakan terma berlaku apabila kolum-kolum termal membawa bahan panas ke permukaan (photosphere) Matahari.

Sekali bahan menjadi dingin di permukaan, ia terjunam kembali menurun ke dasar zon perolakan, untuk menerima lebih haba dari atas zon radiasi. Perolakan terlajak adalah difikirkan berlaku di pengkalan zon perolakan, membawa gelora arus ke dalam lapisan-lapisan luar zon radiasi.

Kolum-kolum termal dalam zon perolakan membentuk satu kesan atas permukaan Matahari, dalam bentuk penggranulan dan supergranulation solar. Perolakan bergelora bahagian luar pedalaman suria memberi peningkatan ke satu "skala kecil" penjana arus elektrik yang mengeluarkan magnetik kutub utara dan selatan di seluruh permukaan Matahari.

Photosphere

Permukaan nyata Matahari, photosphere, adalah lapisan di bawah yang mana Matahari menjadi legap kepada cahaya yang boleh dilihat. Di atas cahaya matahari dapat dilihat photosphere adalah bebas menyebar luaskan ke angkasa, dan tenaganya melepaskan diri dari Matahari seluruhnya. Perubahan dalam kelegapan adalah disebabkan oleh pengurangan jumlah H- ion-ion, yang menyerap cahaya yang kelihatan dengan mudah. Sebaliknya, cahaya kelihatan yang kita lihat adalah dihasilkan seperti elektron bertindak balas dengan atom hidrogen untuk mengeluarkan H- ion-ion.

Photosphere adalah sebenarnya puluhan ke ratusan tebal kilometer, ada sedikit kurang legap daripada udara di Bumi. Kerana bahagian atas photosphere adalah lebih sejuk daripada bahagian bawah, satu imej Matahari muncul lebih cerah di tengah daripada di pinggir atau anggota cakera solar, dalam satu fenomena terkenal sebagai anggota badan penggelapan. Cahaya matahari mempunyai kira-kira satu spektrum jasad hitam yang menunjukkan suhunya kira-kira 6,000 K, dari semasa ke semasa dengan garisan-garisan penyerapan atom daripada lapisan-lapisan halus di atas photosphere.

Photosphere mempunyai ketumpatan zarah kira-kira 10²³ m⁻³ (ini kira-kira 1% ketumpatan zarah atmosfera Bumi di paras laut). Sepanjang kajian awal tentang spektrum optikal photosphere, beberapa garisan penyerapan telah ditemui yang tidak secocok untuk mana-mana unsur kimia yang diketahui di Bumi. Dalam tahun 1868, Norman Lockyer telah membuat hipotesis yang garisan-garisan penyerapan ini adalah disebabkan oleh satu elemen baru yang dia gelarkan "helium", selepas nama tuhan orang Yunani, 'Helios'. Ia bukan sehingga 25 tahun kemudian helium menjadi terasing di Bumi.

Atmosfera

Bahagian-bahagian Matahari di atas photosphere adalah dirujuk secara terkumpulnya sebagai atmosfera matahari. Mereka boleh dilihat dengan teleskop-teleskop beroperasi merentasi spektrum elektromagnet, daripada radio ke cahaya nampak ke sinar gamma, dan terdiri dari lima zon utama: minima suhu, chromosphere, rantau peralihan, korona, dan heliosphere. Heliosphere, yang boleh dianggap atmosfera luar yang halus Matahari, melanjutkan ke luar melepasi orbit Pluto ke heliopause, di mana ia membentuk satu kejutan tajam di depan sempadan dengan interstellar sederhana. Chromosphere, rantau peralihan, dan korona adalah lebih panas daripada permukaan Matahari; mengapa sebabnya adalah belum dikenalpasti.

Lapisan paling sejuk Matahari adalah daerah paling minimum suhu kira-kira 500 kilometer (300 mi) di atas photosphere, dengan satu suhu kira-kira 4,000 K Bahagian Matahari ini adalah cukup sejuk menyokong molekul-molekul ringkas seperti karbon monoksida dan air, yang boleh dikesan oleh spektrum penyerapan mereka.

Di atas lapisan minima suhu adalah satu lapisan nipis kira-kira 2,000 kilometer (1,000 mi) tebal, didominasi oleh satu spektrum pemancaran dan garisan-garisan penyerapan. Ia dipanggil chromosphere daripada kata dasar bahasa Yunani iaitu 'chroma', yang bermakna 'warna', kerana chromosphere adalah dapat dilihat serupa satu kilat berwarna di permulaan dan hujung daripada gerhana Matahari penuh. Suhu dalam chromosphere bertambah beransur-ansur dengan altitud, menganjur sehingga lingkungan 100,000 K dekat bahagian atas.

Di atas chromosphere adalah satu rantau peralihan di mana suhu naik dengan pantas daripada sekitar 100,000 K ke suhu korona lebih rapat kepada satu juta K Peningkatan adalah disebabkan oleh suatu transisi fasa yang mana Helium dalam lingkungan rantau menjadi ter ion penuh pada suhu tinggi. Rantau peralihan tidak terdapat di satu altitud yang jelas.

Ia membentuk sejenis nimbus sekitar chromospheric berciri-ciri seperti spicules dan filamen, dan berada dalam keadaan berterusan, dengan pergerakan kelam-kabut. Rantau peralihan bukan dapat dilihat dengan mudah daripada permukaan Bumi, tetapi adalah mudah dapat dilihat daripada angkasalepas dengan alat-alat peka kepada sebahagian ultraungu yang jauh spektrum itu.

<- Semasa gerhana matahari penuh, korona solar boleh dilihat dengan mata kasar.











Korona adalah atmosfera luar dari Matahari, yang mana lebih besar lagi isipadu daripada Matahari sendiri. Korona menggabungkan dengan lancar dengan angin solar yang mengisi sistem solar dan heliosphere. Korona rendah, yang sangat dekat dengan permukaan Matahari, mempunyai satu ketumpatan zarah 10¹⁴ m⁻³–10¹⁶ m⁻³.

(Atmosfera Bumi dekat paras laut mempunyai satu ketumpatan zarah kira-kira 2×10²⁵ m⁻³.) Suhu korona adalah beberapa juta Kelvin. Manakala tiada teori yang lengkap wujud untuk menjelaskan suhu korona, sekurang-kurangnya beberapa habanya adalah diketahui terjadi daripada penyambungan semula magnetik.

Heliosphere diperpanjangkan dari kira-kira 20 solar radii (0.1 AU) ke luar pinggir-pinggir sistem solar. Sempadan dalamannya adalah ditakrifkan seperti lapisan di mana aliran angin solar menjadi superalfvénic yang adalah, di mana aliran menjadi lebih cepat daripada kelajuan gelombang Alfvén. Pergolakan dan tindakan dinamis di luar sempadan ini tidak boleh mempengaruhi bentuk korona solar dalaman, kerana maklumat hanya boleh berjalan pada kelajuan gelombang Alfvén.

Pengembaraan angin solar ke luar berterusan melalui heliosphere, membentuk medan magnet solar ke dalam satu bentuk lingkaran, sehingga ia memberi kesan kepada heliopause lebih daripada 50 AU daripada Matahari. Pada Disember 2004, Voyager 1 menyiasat merentasi satu kejutan hadapan yang adalah difikirkan menjadi sebahagian dari heliopause. Kedua-dua siasatan Voyager telah mencatatkan tahap-tahap lebih tinggi zarah-zarah bertenaga ketika mereka menghampiri sempadan.

Read More »»

Matahari

Matahari (Bahasa Latin: Sol , Bahasa Inggeris: Sun) adalah bintang di pusat Sistem Suria. Bumi dan jisim lain (termasuk planet-planet lain, asteroid-asteroid, meteor, komet dan debu) mengorbit/mengelilingi Matahari, yang menurut sendiri merupakan kira-kira 99.8% sistem suria besar-besaran. Tenaga daripada Matahari, dalam bentuk cahaya matahari, menyokong hampir semua kehidupan di Bumi melalui fotosintesis, dan memberi kesan kepada iklim dan cuaca Bumi.

Ia merupakan bintang terdekat dengan bumi dengan jarak purata 149,680,000 kilometer (93,026,724 batu). Matahari dan sembilan buah planet membentuk sistem suria. Matahari mempunyai diameter 1,391,980 kilometer dengan suhu permukaan 5,500 °C dan suhu teras 15 juta °C. Matahari dikelaskan sebagai bintang kerdil jenis G. Cahaya daripada matahari memakan masa 8 minit untuk sampai ke bumi dan cahaya yang terang ini boleh mengakibatkan sesiapa yang memandang terus kepada matahari, menjadi buta.

Matahari adalah terdiri daripada hidrogen (kira-kira 74% jisimnya, atau 92% isipadunya), helium (kira-kira 25% jisimnya, 7% isipadu), dan kuantiti kesan unsur-unsur lain. Matahari mempunyai satu kelas spektrum G2V. G2 menandakan yang ia mempunyai satu suhu permukaan kira-kira 5,780 K (atau kira-kira 5,515 darjah Celsius / 9,940 Fahrenheit), memberinya satu warna putih yang, lantaran penyerakan atmosfera, muncul kuning sebagai dilihat dari permukaan Bumi. Ini adalah satu kesan yang boleh berkurang, sebagai serakan keutamaan foton biru (yang menyebabkan warna langit) membuang cukup cahaya biru untuk meninggalkan satu sisa kemerahan yang diterima sebagai kuning. (Bila cukup rendah di langit, Matahari muncul jingga atau merah, disebabkan oleh serakan ini.)

Matahari merupakan satu bebola plasma dengan jisim sekitar 2 x 1030 kg. Untuk terus bersinar, matahari, yang terdiri daripada gas panas menukar unsur hidrogen kepada helium melalui tindak balas gabungan nuklear pada kadar 600 juta tan, dengan itu kehilangan empat juta tan jisim setiap saat. Matahari dipercayai terbentuk pada 5,000 juta tahun lalu. Kepadatan jisim matahari adalah 1.41 berbanding jisim air. Jumlah tenaga matahari yang sampai ke permukaan bumi dikenali sebagai pemalar solar menyamai 1.37 kilowatt semeter persegi setiap saat.

Matahari berputar 25.04 hari bumi setiap putaran dan mempunyai graviti 27.9 kali graviti bumi. Terdapat julangan gas teramat panas yang boleh mencecah sehingga 100,000 kilometer ke angkasa. Marakan matahari (sun flare) ini boleh mengganggu gelombang komunikasi seperti radio, tv dan radar di bumi dan mampu merosakkan satelit atau stesen angkasa yang tidak dilindung. Matahari juga menghasilkan gelombang radio, gelombang ultra-ungu, sinar infra-merah, sinar-X, dan angin suria yang merebak keseluruh sistem suria.

Bumi dilindungi daripada angin suria oleh medan magnet bumi, sementara lapisan ozon pula melindungi bumi daripada sinaran ultraungu dan inframerah. Terdapat tompokan hitam yang wujud dari masa ke semasa pada matahari yang disebabkan oleh perbezaan suhu di permukaan matahari. Tompokan hitam itu menandakan kawasan yang kurang panas berbanding kawasan lain dan mencecah keluasan melebihi saiz bumi. Kadang-kala peredaran bulan mengelilingi bumi menghalang sinaran matahari daripada sampai ke bumi, oleh itu mengakibatkan kejadian gerhana matahari berlaku.

Matahari mengorbit pusat Galaksi Bima Sakti pada jarak kira-kira 26,000 tahun cahaya daripada pusat bimasakti, menyiapkan satu putaran dalam kira-kira 225 ke 250 juta tahun. Kelajuan orbit adalah 217 kilometer / s (135 mi / s), bersamaan satu tahun cahaya setiap 1,400 tahun, dan satu AU setiap 8 hari.

Read More »»

Kromosfera dan Korona

Kromosfera

Dalam arah keluar Matahari dan meninggalkan fotosfera, kita masuki pula lapisan nipis dikenali sebagai kromosfera. Lapisan ini mempunyai ketebalam beberapa ribu km dan suhu yang berubah dari 4000 hingga 10 000 Kelvin. Disebabkan oleh ketumpatannya yang amat rendah, iaitu satu perjuta ketumpatan fotosfera, lapisan ini kelihatan hampir lutsinar dan tidak ketara di waktu siang. Walau macamana pun, ia dapat dicerapi semasa gerhana matahari dimana ia kelihatan seperti satu gegelang merah yang nipis mengelilingi Bulan.

Satu cara mengkaji kromosfera yang agak ringkas tanpa menunggu kedatangan gerhana matahari ialah dengan mencerap matahari dalam gelombang tertentu, iaitu berkaitan dengan hidrogen yang dipanggil "H alpha". Dalam gelombang ini, atom-atom hidrogen di lapisan kromosfera menyerap cahaya sinaran dari fotosfera and membebaskannya kearah keluar. Oleh yang demikian, dalam gelombang ni, fotosfera tidak nampak kelihatan, malahan kromosfera pula yang muncul dalam cerapan.

Satu prominen raksasa yang dicerapi oleh kapal-angkasa SOHO dalam tahun 2002. Kredit : SOHO/EIT (ESA/NASA)

Cara pencerapan ini menunjukkan bahawa lapisan kromosfera amat bergelora. Lapisan yang terluar sekali diliputi dengan berbagai puncak yang dipanggil "spicules", yang ujud dalam tempoh 10 minit sahaja. Ia adalah terdiri daripada gas yang dihembus keluar oleh kromosfera dengan kelajuan beberapa km se saat dan boleh mencapai ke tahap ketinggian beberapa ribu km.

Korona

Seterusnya kita sampai pula ke lapisan luar kromosfera yang berketebalan beberapa ribu km. Pada tahap ini suhu dengan cepatnya meningkat mencapai ketahap beberapa ratus ribu Kelvin. Lapisan ini dipanggil Korona. Lapisan ini mempunyai ketebalan yang selalu berubah, kadang kala mencapai ketahap satu juta km. Ia mempunyai ketumpatan lebih rendah dari kromosfera, iaitu satu per sepuluh billion ketumpatan fotosfera. Suhunya pula amat tinggi, mencapai ketahap beberapa juta Kelvin.

Satu daripada fenomena yang menakjubkan di lapisan korona ialah pembentukan prominen. Mereka berbentuk tiang raksasa, terdiri daripada gas yang kurang panas tetapi lebih tumpat dari korona yang terbentuk berdekatan dengan permukaan. Ia boleh menghembus mencapai ketahap ketinggian beberapa ribu km. Prominen yang lebih tenang pula menyerupai bentuk pintu gerbang raksasa dan boleh ujud dalam bentuk ini selama beberapa bulan. Yang lebih aktif pula kelihatan lebih menegak dan boleh bertukar rupa dalam tempoh beberapa minit sahaja. Prominen ini dapat dicerap melebihi sempadan cakera matahari, dalam bentuk hembusan api yang panjang. Dari pandangan hadapan, prominen di permukaan Matahari kelihatan seperti garisan membengkok yang lebih gelap dari persekitarannya. Dari pandangan ini pula ia dipanggil filamen.

Korona kadang-kadang digoncang dengan fenomena yang lebih ganas yang dipanggil nyala atau "solar flares". Dalam beberapa minit, satu kawasan kecil di bahagian dalaman korona menjadi panas sehingga mencapai ke tahap 5 juta Kelvin dan kekal dalam kedudukan ini sehingga 1 jam. Dalam tempoh ini, kawasan ini membebaskan tenaga yang amat kuat hampir serupa dengan jumlah tenaga matahari. Tambahan pula, letupan ini kadang-kadang ditemani dengan pecutan jisim korona. Beberapa billion tan bahan-bahan dibebaskan ke ruang antara planet dengan kelajuan beberapa ratus km se saat.

Kajian terperinci mengenai korona telah dapat dibuat dalam gelombang x-rays. Ini adalah disebabkan gas di lapisan korona mempunyai suhu yang mencapai ketahap beberapa juta Kelvin. Dalam gelombang inilah korona membebaskan banyak sinaran. Cerapan dalam gelombang ini cuma dapat dibuat dari angkasa lepas. Beberapa teleskop angkasa-lepas telah dilancarkan khas untuk tujuan ini, seperti Skylab Amerika dalam pertengahan tahun 1970an, satelit SMM dalam tahun 1980an dan kapal-angkasa SOHO Eropah dalam tahun 1995.

Pencerapan dalam gelombang x-ray menunjukkan bahawa sebaran gas dalam zon korona adalah tidak seragam. Mereka telah menentukan 2 jenis kawasan, iaitu kawasan aktif yang kelihatan cerah dalam gelombang x-ray yang juga menghadapi satu medan magnet yang kuat yang juga dijangka berkaitan dengan tompok-tompok matahari. Satu jenis kawasan yang lain dipanggil lubang korona yang tidak begitu cerah dimana suhu dan ketumpatannya juga kurang dari purata. Dari lubang korona inilah kebanyakan partikel-partikel dapat bebas meninggalkan matahari.

Angin Suria

Disebabkan suhu yang teramat tinggi di lapisan korona, kelajuan partikel-partikel amat tinggi sehingga sebahagiannya dapat bebas dari tarikan matahari. Dalam musim tenang pun, banyak elektron, proton dan partikel-partikel yang lain - lebih-kurang 2 juta ton partikel-partikel bebas dari matahari setiap saat dan masuk keruang antara planet. Dalam perjalanan keluar dari Matahari, korona menyerupai atmosfera yang menjadi semakin nipis dan berubah membentuk arus pergerakan partikel-partikel yang kita panggil angin suria. Disebabkan ketumpatan dan tekanan udara mengurang dengan meningkatnya kejauhan dari matahari, partikel-partikel ini bergerak semakin cepat sehingga melebihi kelajuan bunyi. Sesampai di Bumi, kelajuan ini mencapai ke tahap 500 km se saat, dengan ketumpatan 10 partikel se cm persegi.

Read More »»

Permukaan, tompok matahari dan magnetisma

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.

Satu kumpulan besar tompok-tompok matahari yang dicerapi oleh SOHO dalam tahun 2000. Kredit : SOHO/MDI (ESA/NASA)

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.

Read More »»

Matahari

Sehingga sampai ke kurun ke17 baru pakar-pakar astronomi dapat memahami bahawa matahari ialah sebenarnya bintang biasa seperti bintang-bintang lain di langit. Yang membezakannya cuma kedudukannya yang amat hampir dengan Bumi. Malah, Matahari ialah bintang yang cukup dekat dengan Bumi sehingga membolehkan penyelidikan berlaku dengan lebih teliti. Cuma Matahari sajalah bintang yang mempunyai permukaan yang dapat dicerap dengan kepersisan tinggi. Di samping itu, ia juga merupakan satu langkah asasi dalam usaha kita untuk mempelajari bintang-bintang.

Matahari merupakan satu objek yang agak ringkas, satu bebola gas raksasa bergaris-pusat 1.4 juta km, iaitu 110 kaliganda saiz Bumi. Jisimnya adalah 2000 billion billion billion kg, iaitu 330 000 kaliganda jisim Bumi. 75 peratus daripada jisimnya adalah terdiri daripada hidrogen, 25 peratus helium dan selebihnya terdiri daripada unsur-unsur yang lebih berat.

Struktur dalaman

Struktur dalaman Matahari legap dari pandangan, ini memjadikan penyelidikan teori amat penting untuk memahami fenomena yang berlalu didalamnya. Penyelidikan secara teori ini juga penting untuk menentukan struktur dalamannya. Penyelidikan ini menjelaskan bahawa bahagian dalaman Matahari yang legap dari pandangan adalah terdiri daripada 3 zon-zon: teras, zon radiatif dan zon convektif. Suhu dalaman didapati amat tinggi mencapai ke tahap 15 juta Kelvin. Bahagian ini merupakan 25 peratus daripada garis-pusat Matahari. Disebabkan ketumpatannya yang amat tinggi, ia juga menyumbangkan 60 peratus daripada jumlah jisim Matahari.

Satu imej mozek yang mempamirkan beberapa lapisan yang membentuk Matahari. Bahagian atas gambar menunjukkan bahagian dalaman Matahari yang terdiri daripada 3 lapisan : teras, zon radiatif dan zon convektif. Bahagian bawah gambar menunjukkan lapisan luar yang terdiri daripada fotosfera (bahagian yang dapat kelihatan dan sering menampilkan beberapa tompok matahari), kromosfera dan korona. Gambar ini juga menunjukkan lubang korona, nyala (solar flare) dan prominen. Kredit : SOHO (ESA/NASA)

Mengelilingi teras ialah zon radiatif yang mengeluarkan 55 peratus daripada jumlah tenaga sinaran Matahari. Dalam kawasan ini, tenaga yang dijanakan di dalam teras dibawa keluar oleh foton-foton. Cara pergerakan di sini didapati amat lambat sebab foton sentiasa diserap dan dibebaskan oleh partikel-partikel sekeliling. Dipercayai bahawa foton mengambil masa beberapa ratus ribu tahun untuk meninggalkan Matahari. Tanpa halangan, foton sepatutnya boleh bergerak dalam tempoh beberapa saat sahaja.

Akhirnya, kita sampai ke lapisan luar, iaitu zon konvektif, yang merupakan 30 peratus daripada garis-pusat Matahari. Di sini suhu menurun sehingga ke satu juta Kelvin. Di dalam lapisan ini, tenaga bergerak melalui proses konveksi, iaitu pergerakan melibatkan semua partikel-partikel sekeliling. Gas yang panas dari bahagian dalaman bergerak ke permukaan dan membebaskan tenaga menjadi sejuk dan turun semula ke bahagian dalaman dan seterusnya.

Read More »»