LONTARAN MATAHARI SKALA KECIL (SURGE)

Oleh

            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 lontaran materi. Kadangkala arah lontaran tidak linier, tetapi lebih kompleks karena berinteraksi dengan struktur medan magnetik di sekitarnya. Materi yang turun kembali sepanjang garis magnetik yang sama saat dilontarkan dapat menganggu kembali struktur medan magnetik, sehingga dapat terjadi ledakan matahari kecil dan lontaran materi beberapa kali di tempat yang relatif sama. Energi yang dilepaskan ledakan matahari dapat diubah menjadi energi kinetik untuk pelontaran. Kecepatan 100 km/s berasosiasi dengan energi termal 500.000 K.

            Gambar 1 memperlihatkan terjadinya lontaran materi akibat ledakan matahari pada tanggal 17 Februari 1999. Angka di kanan bawah setiap gambar menunjukkan waktu “Universal Time” atau waktu standar dengan acuan titik di Greenwich, Inggris. Untuk mengubah menjadi waktu Indonesia bagian barat (WIB) dengan menambahkan 7 jam. Panel (a) dan (f) diambil dengan penapis H-alpha dengan panjang gelombang digeser 0.8 Å relatif terhadap pusat serapan atau pada bagian sayapnya.

            Panel lainnya dilihat dari pusat serapan. Lontaran materi mudah terdeteksi pada bagian sayap, sedangkan ledakan matahari pada bagian pusat. Perbedaan kenampakan ini mengindikasikan perbedaan lapisan atmosfer. Bagian sayap mengindikasikan lapisan atmosfer lebih dalam menuju fotosfer dibandingkan bagian pusat yang menunjukkan lapisan atmosfer atas atau kromosfer. Tingkat kecerlangan ledakan matahari naik cepat yaitu sekitar 2 menit, seperti terekam pada panel (b) - (d). Lokasi ledakan matahari awal, pada panel (b), dapat dilihat dari panel (a). Daerah bintik rnatahari sebeiah kanan bawah dari bintik matahari induk merupakan daerah yang aktif dan tidak stabil. 0

  Gambar 1. Lontaran materi (surge) yang berasosiasi dengan ledakan matahari pada 17 Februari 1999

            Struktur lengkungan terang sebagai manifestasi medan magnetik pada panel (b) dengan cepat berkembang. Hal ini juga memberikan indikasi lahirnya bintik matanari kecil dengan polaritas berlawanan relatif terhadap lingkungannya, sehingga terjadi hubungan pendek. Munculnya bintik matahari baru, sebagai bintik matahari parasit, terlihat jika dibandingkan konfigurasi bintik matahari sebelum ledakan matahari pada panel (a), dan sesudahnya pada panel (f). Lokasi lontaran materi yang terjadi justru tidak bertepatan dengan lokasi terjadinya ledakan matahari, tetapi terletak di kelompok bintik matahari sebelah kiri bawah. Fenomena ini membuktikan saling keterkaitan yang erat konfigurasi medan magnetik dalam kelompok bintik matahari. Selain itu untuk memperoleh informasi lebih lengkap haruslah dilakukan pengamatan terhadap panjang gelombang yang berbeda. Dengan itu didapatkan fenomena dengan karakteristik yang berbeda. 


 Gambar 2. Siklus bintik matahari 11 tahun berdasarkan jumlah bintik matahari rata-rata (bilangan Wolf) dan lintang sebagai fungsi waktu (NOAA)


KLIK DISINI Baca Info Menarik Selanjutnya :)

KLIK DISINI Kembali ke menu ASTRONOMY J


Komentar

Posting Komentar

Postingan populer dari blog ini

GUGUS BINTANG

Oleh
Gambar
                 Sebagian besar bintang dalam galaksi bergerak bebas antara satu denyan lainnya. Namun ada yang terikat bersama (karena kedekatannya) membentuk kelompok yang disebut sebagai gugus bintang. Masing-masing bintang dalam gugus terikat satu dengan lainnya oleh gaya gravitasi sekutu. Gugus secara keseluruhan bergerak mengitari Galaksi, dengan bintang-bintang anggotanya bergerak mengitari pusat gugus. Suatu gugus terbentuk ketika bintang-bintang dalam jumlah banyak berkondensasi secara simultan dari sebuah awan materi yang besar. Semua bintang dalam gugus berkondensasi pada saat yang sama, sehingga semua bintang dalam sebuah gugus dianggap dilahirkan bersama-sama. Gugus beragam dari yang anggotanya ratusan ribu bahkan jutaan bintang sampai kumpulan yang agak lepas yang terdiri dari beberapa buah bintang saja. Gaya tarik bersama bintang-bintang dalam gugus yang besar akan mengikat mereka lebih permanen, sementara gugus yang kecil ikatannya begitu lemah sehingga secara berangsu
Baca selengkapnya

LUMINOSITAS, FLUKS & MAGNITUDO BINTANG

Oleh
Gambar
          Terang bintang yang terlihat bergantung pada kwantitas cahayanya yang sampai pada permukaan Bumi. Dengan menganggap bahwa bintang bentuknya bola yang meradiasikan jumlah enerji yang sama perdetik ke segala arah, saat-cahaya yang dipancarkan telah menempuh jarak r dari bintang, ia telah tersebar ke seluruh permukaan dari sebuah bola dengan radius r dan luas permukaan  4 π r 2 . Jumlah enerji per detik yang melewati satuan luas permukaan (1 m 2 ) dari bola ini secara tegak lurus disebut fluks ( F ). Fluks pada jarak r dari sebuah bintang dengan luminositas L sama dengan jumlah total enerji yang dipancarkan per detik ( L ) dibagi luas daerah pada mana enerji telah tersebar ( 4 π r 2 ).   F = L / (4 π r 2 )             Luminositas Matahari adalah 3,86 X 10 26 W, dan harga rata-rata fluks radiasi Matahari yang sampai di Bumi adalah 1,368 Wm -2 . Jika Matahari dipindahkan kejarak 10 parsek (3,09 X 10 17 m), ketika magnitudo bolometrik semunya menjadi 4,7 fluks Matahari di
Baca selengkapnya

Pengamatan PENAPIS Hα dan Ca II

Oleh
Gambar
  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 
Baca selengkapnya