Data Warehouse of Science

  Gambar 1.  Citra bintik matahari AR (active region) 1029 dengan filter Ca II yang direkam dengan teleskop Coronado, diameter 66 mm pada 28 Oktober 2009 dari Teleskop Surya, Obs Bosscha .                     Selain pengamatan  lapisan fotosfer dalam panjang gelombang visual, monitoring aktivitas matahari di lapisan kromosfer secara  simultan  dalam berbagai panjang gelombang ( multi-wavelength ) juga sebaiknya dilakukan. Secara fisis, pengamatan simultan ini menggambarkan dinamika aktivitas matahari dengan perbedaan temperatur dan ketinggian dari citra yang diperoleh. Berbeda dengan pengamatan visual,  pengamatan lapisan kromosfer  biasanya menggunakan penapis dengan lebar pita yang sempit, yaitu panjang  gelombang H α  (6562.8 A) dan  Ca ll  (3933.7 A). Kedua penapis di atas banyak dipakai oleh astronom amatir ataupun profesional.                      Gambar penapis Ha terlihat dalam  Gambar 3  ( Pendahuluan Dinamika Matahari ) ,  Gambar 1  ( Ledakan Matahari/Flare )  dan  Gambar 1 

               Pengamatan visual matahari merepresentasikan lapisan fotosfer matahari. Fenomena permukaan matahari yang jelas terlihat adalah  bintik matahari  ( umbra dan penumbra ) dan  faculae  (umumnya di tepi piringan citra matahari).  Monitoring aktivitas matahari  di lapisan fotosfer sangat penting dilakukan, karena berguna untuk menentukan fase siklus matahari, menghitung bilangan bintik matahari, menentukan luas, pergerakan dan evolusi bintik matahari, rotasi diferensial, dll.  Akan tetapi  pengarnatan aktivitas matahari harus dilakukan secara hati-hati. Hal ini disebabkan oleh intensitas cahaya matahari yang sangat tinggi. Cahaya matahari yang sangat kuat akan terfokus oleh sistem teleskop, sehingga titik apinya akan sanggup membakar kertas atau menyebabkan kerusakan permanen mata (kebutaan) dalam waktu kurang dari satu detik.                Untuk mencegah hal yang fatal, maka diperlukan sebuah penapis. Oleh sebab itu teleskop tanpa dilengkapi dengan penapis yang sesuai dila

            Jatuhnya satelit raksasa  Skylab  tahun 1979 merupakan pelajaran berharga akibat ketidakmampuan prediksi siklus matahari dengan baik. Akibat gesekan dengan atmosfer bumi orbit satelit sedikit demi sedikit akan turun dan akhirnya jatuh ke bumi.  Orbit Skylab  pada awalnya cukup tinggi di lapisan termosfer, sehingga gangguan gesekan atmosfer dapat diabaikan. Jumlah bintik matahari yang tinggi berasosiasi dengan aktivitas lapisan korona yang semakin bergolak. Lapisan dengan temperatur jutaan derajat dapat dipandang sebagai sumber pemancar radiasi sinar-X. Radiasi energi tinggi ini akan memanaskan lapisan atas atmosfer bumi. Akibatnya atmosfer bumi akan mengembang dan menyentuh orbit Skylab. Siklus matahari minimum terjadi tahun 1976.                Saat itu sangatlah sedikit bintik matahari, bahkan selama beberapa bulan tdak tampak aktivitas bintik matahari. Jadi para ahli optimis saat maksimum pada tahun 1980, jumlah bintik matahari tidak setinggi siklus sebelumnya. Mereka ju

               Siklus matahari dapat diketahui dari perubahan jumlah bintik matahari dari waktu ke waktu. Selain itu digambarkan pula dalam diagram kupu-kupu ( gambar 1 dan 2  Siklus Matahari ). Diagram yang eksotis ini melukiskan variasi posisi bintik matahari dalam lintang utara dan selatan matahari terhadap waktu. Awal siklus ditandai dengan munculnya bintik matahari pada lintang 40° - 50°.                Tidak pernah ditemukan bintik matahari pada lintang tinggi. Seiring dengan perjalanan waktu, kelompok bintik matahari berikutnya muncul pada lintang yang lebih rendah. Pola kenampakan ini berlanjut sampai satu periode siklus 11 tahun. Saat itu bintik matahari tampak di dekat ekuator, sekitar 5°. Jarang bintik matahari yang bergerak melewati ekuator matahari. Variasi posisi bintik matahari dalam lintang sebagai fungsi waktu terlihat dalam  Gambar 1  ( SiklusMatahari ). Bentuknya yang mirip kepakan sayap kupu kupu menyebabkan lebih terkenal dengan nama diagram kupu-kupu. Seperti ha

               Tiap siklus terlihat  unik , tidak ada satu siklus yang mempunyai jumlah bintik yang sama. Demikian pula rentang waktu dan bentuknya, seperti terlihat dalam  Gambar 2  ( Lontaran Matahari Skala Kecil/Surge ). Antara tahun 1645 sampai 1715 terjadi keanehan karena hampir tidak ditemukan satupun bintik pada piringan matahari. Pada periode yang sama di bumi terjadi zaman es kecil selama tujuh siklus matahari atau lebih dari 70 tahun. Periode ini dikenal sebagai  periode minimum Maunder  ( Gambar 1 ). Gambar 1.  Rekonstruksi jumlah bintik matahari memperlihatkan kompleksitas fluktuasi kenampakan bintik                     Penelitian isotop  karbon dari cincin-cincin pohon di bumi menunjukkan anomali lain dari sangat rendahnya aktivitas matahari, yaitu periode 1450 sampai 1540 atau dikenal dengan  periode minimum Sporer . Diduga penurunan iradiansi matahari sebesar 0,4-1,4%, sanggup menjadikan zaman es di bumi. Dengan demikian Bumi pernah mengalami beberapa kali  zaman es . Te

               Aktivitas matahari mempunyai skala waktu yang sangat beragam, yaitu mulai rentang kurang dari satu detik sampai jutaan tahun.  Ledakan matahari , misalnya dalam waktu kurang dari satu detik sanggup mendidihkan plasma sampai temperatur beberapa puluh juta derajat Celcius. Skala waktu jutaan tahun diketahui dari proksi nisbah isotop Karbon cincin-cincin pohon maupun lapisan tanah atau es yang dalam.                Dari beberapa  aktivitas matahari , terlihat struktur dan interaksi medan magnetik. Berarti pula, pemahaman sepenuhnya arti fisis aktivitas matahari tidak terlepas dari interaksi medan magnetik dan non-magnetik (misalkan aliran konveksi) secara lokal maupun global. Secara sederhana siklus aktivitas matahari dengan perioda 11 tahun seperti terlihat dalam  Gambar 2  ( Lontaran Matahari Skala Kecil/Surge ) dan  Gambar 1  dengan indikator jumlah rata-rata bintik matahari, dengan sendirinya merupakan siklus magnetik yang digerakkan oleh interaksi medan magnetik. Perta

               Lontaran matahari skala kecil atau “ surge ” merupakan fenomena yang teramati di kromosfer. Sering diamati lontaran materi terjadi sesudah ledakan matahari dalam skala kecil. Kecepatan pelontaran mencapai 100 km/s selama beberapa menit. Lontarannya mengikuti garis gaya medan magnetik dengan arah tertentu secara linier, yang mengindikasikan topologi terbuka dari garis gaya medan magnetik. Untuk melakukan pengamatan lontaran materi diperlukan bantuan penapis monokromatik H-alpha  yang digeser ke bagian tepi profil relatif terhadap pusat serapan yang berpusat pada panjang gelombang 6563Å.                Proses terjadinya lontaran materi disebabkan  lahirnya bintik matahari kecil dengan polaritas berlawanan terhadap lingkungannya dengan medan magnetik yang stabil atau di sekitar bintik matahari besar. Munculnya bintik matahari tersebut menyebabkan terjadinya ledakan matahari , yang kemudian diikuti dengan lontaran materi. Tentu saja tidak semua ledakan matahari diikuti lon

              Lapisan atmosfer matahari ini tampak waktu terjadinya gerhana matahari total. Kenampakannya yang sangat mengagumkan hanya dapat dinikmati beberapa menit pada saat totalitas, sehingga banyak orang meluapkan emosinya dalam berbagai macam budaya. Struktur yang dinamis dengan garis-garis lengkung yang berbeda untuk - setiap gerhana mencapai ketinggian beberapa kali radius matahari. Sesuai dengan hukum-hukum fisika, pada awalnya orang menduga bahwa temperatur dalam korona kurang lebih sama dengan fotosfer. Gambar 1.  Matahari dilihat dalam riak panjang gelombang sinar-X oleh satelit Yohkoh.                Tetapi dari pengamatan gerhana matahari total pada tahun 1930 diperoleh garis-garis dalam spektrum dari unsur “ baru ” yang belum dikenal pada saat itu yang disebut Coronium.                Misteri unsur Coronium ini akhirnya terpecahkan pada tahun 1939 oleh Walter Grotrian , seorang warganegara Berlin, yang menunjukkan garisgaris spektrum Coronium tidak lain berasal dari un

               Prominensa merupakan fenomena magnetik yang teramati pada lapisan kromosfer dan korona. Penamaannya bergantung terhadap posisinya pada piringan matahari, jika terletak pada tepi piringan disebut prominensa, sedangkan jika terletak pada piringan itu sendiri disebut filamen . Gambar 3 ( Pendahuluan dan Dinamika ) menunjukkan filamen yang berada di sekitar bintik matahari dengan beberapa struktur yang berbeda. Pasangan suami-istri Lucien d'Azambuja dari Perancis pada tahun 1948 pertama kali melakukan penelitian tentang sifat-sifat filamen. Dari hasil studi mereka didapatkan kala hidupnya mencapai 5 bulan. Sepertiga dari filamen yang mereka amati lahir sekitar 3 minggu setelah kelompok bintik matahari terbentuk. Berlawanan dengan gerakan kelompok bintik matahari yang menuju ekuator, filamen justru bergerak menuju Kutub-kutubnya sampai mencapai garis lintang yang tinggi sekitar 65, sehingga sering dikenal dengan nama “ mahkota kutub ”. Dimensi filemen dapat mencapai le