Matahari

Matahariadalahbintangtunggal yang menjadi pusatTata Surya. Bentuknya nyaris bulat dan terdiri dari plasma panas bercampurmedan magnet.Diameternyasekitar 1.392.684 km,kira-kira 109 kali diameterBumi, dan massanya (sekitar 2×10kilogram, 330.000 kali massa Bumi) mewakili kurang lebih 99,86 % massa total Tata Surya. Matahari merupakan benda langit terbesar di galaksiBima Saktiyang besarnya bahkan 10 kali planet terbesar Tata Surya, yakniJupiter.
Secarakimiawi, sekitar tiga perempat massa matahari terdiri darihidrogen, sedangkan sisanya didominasihelium. Sisa massa tersebut (1,69%, setara dengan 5.629 kali massa Bumi) terdiri dari elemen-elemen berat sepertioksigen,karbon,neon, danbesi.Matahari terbentuk sekitar 4,6 miliar tahun yang lalu akibat peluruhan gravitasi suatu wilayah di dalam sebuahawan molekulbesar. Sebagian besar materi berkumpul di tengah, sementara sisanya memipih menjadicakramberedar yang kelakmenjadi Tata Surya. Massa pusatnya semakin panas dan padat dan akhirnya memulaifusi termonuklirdi intinya. Diduga bahwa hampir semuabintanglainterbentuk dengan proses serupa.Klasifikasi bintangmatahari, berdasarkan kelas spektrumnya, adalahbintang deret utama G(G2V) dan sering digolongkan sebagaikatai kuningkarena radiasi tampaknya lebih intens dalam porsispektrumkuning-merah. Meski warnanya putih, dari permukaan Bumi, matahari tampak kuning dikarenakanpembaurancahaya biru diatmosfer.Menurut label kelas spektrum,G2menandakansuhu permukaannyasekitar 5778 K (5505 °C) danVmenandakan bahwa matahari, layaknya bintang-bintang lain, merupakan bintangderet utama, sehingga energinya diciptakan olehfusi nuklirnukleushidrogen ke dalam helium. Dalam intinya, matahari memfusi 620 juta ton metrik hidrogen setiap detik. Berdasarkan perkiraan seluruh hidrogen yang ada di dalam matahari akan habis dalam sekitar 4,5 miliar tahun ke depan, dan matahari akan mati menjadikatai putih.
Dahulu, matahari dipandang para astronom sebagai bintang kecil dan tidak penting. Sekarang, matahari dianggap lebih terang daripada sekitar 85% bintang di galaksiBima Saktiyang didominasikatai merah.Magnitudo absolutmatahari adalah +4,83. Akan tetapi, sebagai bintang yang paling dekat dengan Bumi, matahari adalah benda tercerah di langit denganmagnitudo tampak−26,74.Koronamatahari yang panas terus meluas di luar angkasa dan menciptakanangin matahari, yaitu arus partikel bermuatan yang bergerak hinggaheliopausesekitar 100AU. Gelembung dimedium antarbintangyang terbentuk oleh angin matahari,heliosfer, adalah struktur bersambung terbesar di Tata Surya.
Matahari saat ini bergerak melaluiAwan Antarbintang Lokal(dekatAwan G) di zonaGelembung Lokal, tepatnya di dalam lingkaran terdalamLengan Oriondi galaksi Bima Sakti.Dari 50sistem bintang terdekatdalam jarak 17 tahun cahaya dari Bumi (bintang terdekat adalah katai merah bernamaProxima Centaurisekitar 4,2 tahun cahaya), matahari memiliki massa terbesar keempat.Matahari mengorbit pusat Bima Sakti pada jarak kurang lebih24.000–26.000tahun cahayadaripusat galaksi. Jika dilihat darikutub utara galaksi, matahari merampungkansatu orbit searah jarum jamdalam kurun sekitar 225–250 juta tahun. Karena Bima Sakti bergerak relatif terhadapradiasi latar belakang gelombang mikro kosmis(CMB) ke arahkonstelasi Hydradengan kecepatan 550 km/detik, kecepatan matahari relatif terhadap CMB sekitar 370 km/detik ke arahCrateratauLeo.
Jarak rata-rata matahari dari Bumi sekitar 149,6 juta kilometer (1AU), meski jaraknya bervariasi seiring pergerakan Bumi menjauhiperihelionpada bulan Januari hinggaaphelionpada bulan Juli.Pada jarak rata-rata ini,cahayabergerak dari matahari ke Bumi selama 8 menit 19 detik. Sehingga penampakan matahari yang kita lihat di bumi sekarang adalah penampakan aslinya 8 menit 19 detik yang lalu.Energisinar matahariini membantu perkembangan Celah hidrotermal (omunitas biologi) nyaris semua bentuk kehidupan di Bumi melaluifotosintesisdan mengubah iklim dan cuaca Bumi. Dampak luar biasa matahari terhadap Bumi sudah diamati sejakzaman prasejarah. Matahari juga dianggap oleh sejumlah peradaban sebagaidewa. Pemahaman ilmiah yang akurat mengenai matahari berkembang perlahan. Pada abad ke-19, beberapa ilmuwan ternama mulai sedikit tahu tentang komposisi fisik dan sumber tenaga matahari. Pemahaman ini masih terus berkembang sampai sekarang. Ada sejumlahanomaliperilaku matahari yang belum dapat dijelaskan secara ilmiah.
Matahari adalahbintang deret utama tipe Gyang kira-kira terdiri dari 99,85% massa total Tata Surya. Bentuknya nyaris bulat sempurna dengankepepatansebesar sembilan per satu juta,artinya diameter kutubnya berbeda 10 km saja dengan diameter khatulistiwanya.Karena matahari terbuat dariplasmadan tidak padat, rotasinya lebih cepat di bagiankhatulistiwaketimbangkutubnya. Peristiwa ini disebutrotasi diferensialdan terjadi karenakonveksipada matahari dan gerakan massa-nya akibatgradasi suhuyang terlampau jauh dari inti ke permukaan. Massa tersebut mendorong sebagianmomentum sudutmatahari yang berlawanan arah jarum jam jika dilihat dari kutub utaraekliptikasehingga kecepatan sudutnya didistribusikan kembali. Perioderotasi aktualini diperkirakan 25,6 hari di khatulistiwa dan 33,5 hari di kutub. Namun, akibat sudut pandang yang berubah-ubah dari Bumi saat mengorbit matahari,rotasi tampakdi khatulistiwa kira-kira 28 hari.Efek sentrifugal rotasi lambat ini 18 juta kali lebih lemah dibandingkan gravitasi permukaan di khatulistiwa matahari. Efek pasang planet lebih lemah lagi dan tidak begitu memengaruhi bentuk matahari.
Matahari adalah bintangpopulasi Iyang kaya elemen berat.Pembentukan matahari diperkirakan diawali oleh gelombang kejut dari satusupernovaterdekat atau lebih.Teori ini didasarkan padakeberlimpahanelemen beratdi Tata Surya, sepertiemasdanuranium, dibandingkan bintang-bintangpopulasi IIyang elemen beratnya sedikit. Elemen-elemen ini sangat mungkin dihasilkan oleh reaksi nuklirendotermikselama supernova atautransmutasimelaluipenyerapan neutrondi dalam sebuah bintang raksasa generasi kedua.
Matahari tidak punya batas pasti seperti planet-planet berbatu. Kepadatan gas di bagian terluarnya menurun seiring bertambahnya jarak dari pusat matahari.Meski begitu, matahari memiliki struktur interior yang jelas. Radius matahari diukur dari pusatnya ke pinggirfotosfer. Fotosfer adalah lapisan terakhir yang tampak karena lapisan-lapisan di atasnya terlalu dingin atau terlalu tipis untuk meradiasikan cahaya yang cukup agar dapat terlihatmata telanjangdi hadapan cahaya terang dari fotosfer. Selamagerhana mataharitotal, ketika fotosfer terhalang Bulan,koronamatahari terlihat di sekitarnya.
Interior matahari tidak bisa dilihat secara langsung dan matahari sendiri tidak dapat ditembusradiasi elektromagnetik. Dengan mengikutiseismologiyang memakai gelombang gempa untuk mengungkap struktur terdalam Bumi, disiplinhelioseismologimemakai gelombang tekanan (suara infrasonik) yang melintasi interior matahari untuk mengukur dan menggambar struktur terdalam matahari.Model komputermatahari juga dimanfaatkan sebagai alat bantu teoretis untuk menyelidiki lapisan-lapisan terdalamnya.
Intimatahari diperkirakan merentang dari pusatnya sampai 20–25% radius matahari.Kepadatannya mencapai150 g/cm(sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu mendekati 15,7 jutakelvin(K).Sebaliknya, suhu permukaan matahari kurang lebih 5.800 K. Analisis terkini terhadap data misiSOHOmenunjukkan keberadaan tingkat rotasi yang lebih cepat di bagian inti ketimbang di seluruh zona radiatif.Sepanjang masa hidup matahari, energi dihasilkan olehfusi nuklirmelalui serangkaian tahap yang disebutrantai p–p (proton–proton); proses ini mengubahhidrogenmenjadihelium.Hanya 0,8% energi matahari yang berasal darisiklus CNO.
Inti adalah satu-satunya wilayah matahari yang menghasilkan energi termal yang cukup melalui fusi; 99% tenaganya tercipta di dalam 24% radius matahari. Fusi hampir berhenti sepenuhnya pada tingkat 30% radius. Sisanya dipanaskan oleh energi yang ditransfer ke luar oleh radiasi dari inti ke zona konvektif di luarnya. Energi yang diproduksi melalui fusi di inti harus melintasi beberapa lapisan dalam perjalanan menuju fotosfer sebelum lepas ke angkasa dalam bentuk sinar matahari atauenergi kinetikpartikel.
Rantai proton–protonterjadi sekitar9,2×10kali per detik di inti. Karena memakai empatprotonbebas (nukleus hidrogen), reaksi ini kira-kira mengubah 3,7×10proton menjadipartikel alpha(nukleus helium) setiap detiknya (dari total ~8,9×10proton bebas di matahari) atau sekitar 6,2×10kg per detik.Karena memfusi hidrogen ke helium melepaskan kurang lebih 0,7% massa terfusi dalam bentuk energi,matahari melepaskan energi dengan tingkat konversi massa–energi sebesar 4,26 juta ton metrik per detik, 384,6yottawatt(3,846×10W),atau 9,192×10megatonTNTper detik. Massa ini tidak dihancurkan untuk menciptakan energi, tetapi diubah menjadi setara energi dan diangkutdalamenergi yang diradiasikan, seperti yang dijelaskan oleh konsepkesetaraan massa–energi.
Produksi tenaga oleh fusi di inti bervariasi sesuai jaraknya dari pusat matahari. Di pusat matahari, model teori memperkirakan besarnya mencapai 276.5 watt/m,kepadatan produksi tenaga yang kira-kira lebih mendekati metabolisme reptil daripada bom termonuklir.Puncak produksi tenaga di matahari telah dibanding-bandingkan dengan panas volumetrik yang dihasilkan di dalamtumpukan komposaktif. Keluaran tenaga matahari yang luar biasa tidak diakibatkan oleh tenaga per volumenya yang tinggi, melainkan ukurannya yang besar.
Tingkat fusi di bagian inti berada dalam kesetimbangan yang bisa membaik sendiri. Tingkat fusi yang agak lebih tinggi mengakibatkan inti memanas dan sedikitmemuaiterhadapberatlapisan terluarnya sehingga mengurangi tingkat fusi dan memperbaikiperturbasi; tingkat yang agak lebih rendah mengakibatkan inti mendingin dan sedikit menyusut sehingga meningkatkan tingkat fusi dan memperbaikinya ke tingkat saat ini.
Sinar gama(foton berenergi tinggi) yang dilepaskan dalam reaksi fusi hanya diserap oleh beberapa militer plasma matahari, kemudian dipancarkan kembali secara acak dalam bentuk energi yang lebih rendah. Karena itu, butuh waktu lama bagi radiasi untuk mencapai permukaan matahari. Perkiraan waktu tempuh foton berkisar antara 10–170 ribu tahun.Neutrino, yang mewakili sekitar 2% produksi energi total matahari, hanya butuh 2,3 detik untuk mencapai permukaan. Karena transprotasi energi di matahari adalah proses yang melibatkan foton dalam kesetimbangan termodinamik dengan zat, skala waktu transportasi energi di matahari lebih panjang dengan rentang 30 juta tahun. Ini adalah waktu yang diperlukan matahari untuk kembali ke keadaan stabil jika tingkat penciptaan energi di intinya tiba-tiba berubah.
Sepanjang bagian akhir perjalanan foton keluar matahari, di zona konvektif terluar, tabrakannya lebih sedikit dan energinya lebih rendah. Fotosfer adalah permukaan transparan matahari tempat foton terlepas dalam bentukcahaya tampak. Setiap sinar gama di inti matahari diubah menjadi beberapa juta foton cahaya tampak sebelum lepas ke luar angkasa.Neutrinojuga dilepaskan oleh reaksi fusi di inti, tetapi tidak seperti foton. Neutrino jarang berinteraksi dengan zat sampai-sampai semuanya bisa dengan mudah keluar dari matahari. Selama beberapa tahun, pengukuran jumlah neutrino yang diproduksi di mataharilebih rendah daripada yang diprediksiteori dengan faktor 3. Kesenjangan ini diselesaikan pada tahun 2001 melalui penemuan efekosilasi neutrino: matahari memancarkan beberapa neutrino sesuai prediksiteori, tetapi detektor neutrino kehilangan⅔jumlahnya karena neutrino sudah berubahrasasaat dideteksi.
Kurang lebih di bawah 0,7 radius matahari, material matahari cukup panas dan padat sampai-sampairadiasi termaladalah cara utama untuk mentransfer energi dari inti.Zona ini tidak diatur olehkonveksitermal. Meski begitu, suhunya turun dari kira-kira 7 juta ke 2 juta kelvin seiring bertambahnya jarak dari inti.Gradien suhuini kurang dari nilaitingkat selang adiabatiksehingga tidak dapat menciptakan konveksi.Energi ditransfer olehradiasiionhidrogendanheliumyang memancarkanfoton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain.Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20 g/cmke 0,2 g/cm) dari 0,25 radius matahari di atas zona radiasi.
Zona radiatif dan zona konvektif dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi,takoklin. Ini adalah wilayah ketika perubahan fenomena mencolok antara rotasi seragam di zona radiatif dan rotasi diferensial di zona konvektif menghasilkan celah besar—kondisi ketika lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah.Gerakan cair yang ditemukan di zona konvektif 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 dalam lapisan ini menciptakanmedan magnetmatahari (bacadinamo matahari).
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 takoklin memanas dan memuai sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkan material tersebut naik. Pengaruhnya, konveksi termal berkembang saatsel panasmengangkut 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 5.700 K dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m(sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).
Kolom panas di zona konvektif membentuk jejak di permukaan matahari yang disebutgranulasidansupergranulasi. 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 disebutsel Bénarddan berbentuk prisma heksagon.
Permukaan matahari yang tampak, fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya matahari menjadiopakterhadap cahaya tampak.Di atas fotosfer, sinar matahari yang tampak bebas berkelana ke angkasa dan energinya terlepas sepenuhnya dari matahari. Perubahan opasitas diakibatkan oleh berkurangnya jumlahion Hyang mudah menyerap cahaya tampak.Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atomhidrogenuntuk menghasilkan ion H.
Tebal fotosfer puluhan sampai ratusan kilometer, sedikit kurang opak daripadaudaradi Bumi. Karena bagian atas fotosfer lebih dingin daripada bagian bawahnya, citra matahari tampak lebih terang di tengah daripada pinggir ataulengancakram matahari; fenomena ini disebutpenggelapan lengan.Spektrum sinar matahari kurang lebih sama dengan spektrumbenda hitamyang beradiasi sekitar 6.000K, berbaur denganjalur penyerapanatomik dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel sekitar 10m(sekitar 0,37% jumlah partikel per volumeatmosfer Bumidi permukaan laut). Fotosfer tidak sepenuhnya terionisasikan—cakupan ionisasinya sekitar 3%—sehingga nyaris seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom.
Selama penelitian awal terhadapspektrum optikfotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak berkaitan denganelemen kimiaapa pun yang dikenal di Bumi saat itu. Pada tahun 1868,Norman Lockyerberhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang ia sebuthelium, diambil dari nama dewa matahari YunaniHelios. Dua puluh lima tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.
Bagian matahari di atas fotosfer disebut atmosfer matahari.Atmosfer dapat diamati menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruhspektrum elektromagnet, mulai dari radio hingga cahaya tampak sampaisinar gama, dan terdiri dari lima zona utama: suhu rendah,kromosfer,wilayah transisi,korona, danheliosfer.Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis matahari, membentang ke luar melewati orbitPlutohinggaheliopauseyang membentuk batas denganmedium antarbintang. Kromosfer, wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas daripada permukaan matahari.Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwagelombang Alfvénmemiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.
Lapisan terdingin matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar500 kmdi atas fotosfer dengan suhu kurang lebih4.100K.Bagian matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana sepertikarbon monoksidadan air, yang dapat dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka.
Di atas lapisan suhu rendah, ada lapisan setebal2.000 kmyang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan.Lapisan ini bernamakromosferyang diambil dari kata Yunanichroma, artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhirgerhana matahari total.Suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai20.000K di dekat puncaknya.Di bagian teratas kromosfer,heliumterionisasikanseparuhnya.
Di atas kromosfer, diwilayah transisitipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20 ribukelvindi atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar satu jutakelvin.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 semacamnimbusmengitari fitur-fitur kromosfer sepertispikuladanfilamendan memiliki gerakan tak teratur yang konstan.Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dariluar angkasamenggunakan instrumen yang sensitif terhadapspektrumultraviolet ekstrem.
Koronaadalah kepanjangan atmosfer terluar matahari yang volumenya lebih besar daripada matahari itu sendiri. Korona terus menyebar ke angkasa dan menjadiangin matahariyang mengisi seluruh Tata Surya.Korona rendah, dekat permukaan matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 10–10m.Suhu rata-rata korona dan angin matahari sekitar 1–2 juta kelvin. Akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8–20 juta kelvin.Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal darirekoneksi 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 arusangin mataharimenjadisuperalfvénik—artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatangelombang 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 sepertispiral,sampai menyentuhheliopauselebih dari 50audari matahari. Pada Desember 2004,wahana Voyager 1melintasi fron kejut yang diduga sebagai bagian dari heliosfer. Kedua wahana Voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang tinggi saat mendekati batas tersebut.
Matahari adalah bintang bermagnet aktif. Matahari memilikimedan magnetkuat yang berubah-ubah tiap tahun dan berbalik arah setiap sebelas tahun di sekitar maksimum matahari.Medan magnet matahari menjadi penyebab sejumlah dampak yang secara kolektif disebutaktivitas matahari, termasuktitik mataharidi permukaan matahari,semburan matahari, dan variasiangin matahariyang mengangkut material melintasi Tata Surya.Dampak aktivitas matahari terhadap Bumi meliputiauroradi lintang tengah sampai tinggi serta gangguan komunikasi radio dantenaga listrik. Aktivitas matahari diduga memainkan peran besar dalampembentukan dan evolusi Tata Surya. Aktivitas matahari mengubah strukturatmosfer terluarBumi.
Semua materi dalam matahari berbentukgasdan bersuhu tinggi yang disebutplasma. Ini membuat matahari bisa berotasi lebih cepat di khatulistiwa (sekitar 25 hari) daripada lintang yang lebih tinggi (sekitar 35 hari di dekat kutubnya).Rotasi diferensiallintang matahari menyebabkan jalurmedan magnetnyasaling terikat seiring waktu, menghasilkanlingkaran medan magnetdari permukaan matahari dan mencetus pembentukantitik mataharidanprominensa matahari(bacarekoneksi magnetik). Aksi ikat-ikatan ini menciptakandinamo mataharidansiklusaktivitas magnetik 11 tahun; medan magnet matahari berbalik arah setiap 11 tahun.
Medan magnet matahari membentang jauh melewati matahari itu sendiri. Plasma angin matahari yang termagnetkan membawa medan magnet matahari ke luar angkasa dan membentukmedan magnet antarplanet.Karena plasma hanya mampu bergerak di jalur medan magnet, medan magnet antarplanet awalnya tertarik secara radial menjauhi matahari. Karena medan di atas dan bawah khatulistiwa matahari memiliki polaritas berbeda yang mengarah ke dan menjauhi matahari, ada satu lembar arus tipis di bidang khatulistiwa matahari yang disebutlembar arus heliosfer.Pada jarak yang lebih jauh, rotasi matahari memelintir medan magnet dan lembar arus menjadi struktur miripspiral Archimedesyang disebutspiral Parker.Medan magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet matahari. Medan magnet dipol matahari sebesar 50–400μT(di fotosfer) berkurang seiring jaraknya menjadi sekitar 0,1 nT pada jarak Bumi. Meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa, bidang antarplanet di lokasi Bumi sekitar 5 nT, kurang lebih seratus kali lebih besar.Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi matahari.
Matahari mempunyai dua macam pergerakan, yaitu sebagai berikut:
Sistem bintang yang terdekat dengan matahari adalahAlpha Centauri.Bintang yang dalam kompleks tersebut yang memilkiki posisi terdekat dengan matahari adalahProxima Centauri, sebuah bintang berwarnamerahredup yang terdapat dalam rasi bintangSentaurus.Jarak matahari ke Proxima Centauri adalah 4,3 tahun cahaya (39.900 juta km atau 270 ribu unit astronomi), kurang lebih 270 ribu kali jarak matahari ke Bumi.Para ahli astronomi mengetahui bahwa benda-benda angkasa senantiasa bergerak dalam orbit masing-masing.Oleh karena itu, perhitungan jarak dilakukan berdasarkan pada perubahan posisi suatu bintang dalam kurun waktu tertentu dengan berpatokan pada posisinya terhadap bintang-bintang sekitar.Metode pengukuran ini disebutparalaks(parallax).
Berikut ini adalah beberapa ciri khas yang dimiliki oleh matahari.
Prominensa adalah salah satu ciri khas matahari, berupa bagian matahari menyerupai lidah api yang sangat besar dan terang yang mencuat keluar dari bagian permukaan serta sering kali berbentukloop(putaran).Prominensa disebut juga sebagai filamen matahari karena, meskipun julurannya sangat terang bila dilihat di angkasa yang gelap, prominensa tidak lebih terang daripada keseluruhan matahari itu sendiri.Prominensa hanya dapat dilihat dari Bumi dengan bantuanteleskopdan filter.Prominensa terbesar yang pernah ditangkap oleh SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) diperkirakan sepanjang 350 ribu km.
Sama seperti korona, prominensa terbentuk dariplasma, tetapi memiliki suhu yang lebih dingin.Prominensa berisi materi dengan massa mencapai 100 miliar kg.Prominensa terjadi di lapisan fotosfer matahari dan bergerak ke luar menuju korona matahari.Plasma prominensa bergerak di sepanjangmedan magnetmatahari.Erupsidapat terjadi ketika struktur prominesa menjadi tidak stabil sehingga akan pecah dan mengeluarkan plasmanya.Ketika terjadi erupsi, material yang dikeluarkan menjadi bagian dari struktur magnetik yang sangat besar disebut semburan massa korona (coronnal mass ejection/CME).Pergerakan semburan korona tersebut terjadi pada kecepatan yang sangat tinggi, yaitu antara 20 ribu m/s hingga 3,2 juta km/s.Pergerakan tersebut juga menyebabkan peningkatan suhu hingga puluhan juta derajat dalam waktu singkat.Bila erupsi semburan massa korona mengarah ke Bumi, akan terjadi interaksi dengan medan magnet Bumi dan mengakibatkan terjadinyabadai geomagnetikyang berpotensi mengganggu jaringan komunikasi danlistrik.
Suatu prominensa yang stabil dapat bertahan di korona hingga berbulan-bulan lamanya dan ukurannya terus membesar setiap hari.Para ahli masih terus meneliti bagaimana dan mengapa prominensa dapat terjadi.
Bintik matahari adalah granula-granula cembung kecil yang ditemukan di bagian fotosfer matahari dengan jumlah yang tak terhitung.Bintik matahari tercipta saat garis medan magnet matahari menembus bagian fotosfer.Ukuran bintik matahari dapat lebih besar daripada Bumi.Bintik matahari memiliki daerah yang gelap bernamaumbra, yang dikelilingi oleh daerah yang lebih terang disebutpenumbra.Warna bintik matahari terlihat lebih gelap karena suhunya yang jauh lebih rendah dari fotosfer.Suhu di daerah umbra adalah sekitar 2.200 °C sedangkan di daerah penumbra adalah 3.500 °C.Karena emisi cahaya juga dipengaruhi oleh suhu maka bagian bintik matahari umbra hanya mengemisikan 1/6 kali cahaya bila dibandingkan permukaan matahari pada ukuran yang sama.
Angin matahari terbentuk dari aliran konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atmosfer matahari yang bergerak ke seluruh Tata Surya.Partikel-partikel tersebut memiliki energi yang tinggi. Namun, proses pergerakan ke luar medan gravitasi matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna.Kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai 400 km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500 km/s.Kecepatan ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari matahari.Angin matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750 km/s dan berasal dari lubang korona di atmosfer matahari.
Beberapa bukti keberadaan angin surya yang dapat dirasakan atau dilihat dari Bumi adalah badai geomagnetik berenergi tinggi yang merusak satelit dan sistem listrik,auroradiKutub UtaraatauKutub Selatan, dan partikel menyerupai ekor panjang pada komet yang selalu menjauhi matahari akibat hembusan angin surya.Angin matahari dapat membahayakan kehidupan di Bumi bila tidak terdapat medan magnet Bumi yang melindungi dari radiasi.Pada kenyataannya, ukuran dan bentuk medan magnet Bumi juga ditentukan oleh kekuatan dan kecepatan angin surya yang melintas.
Badai matahari terjadi ketika ada pelepasan seketika energi magnetik yang terbentuk di atmosfer matahari.Plasma matahari yang meningkat suhunya hingga jutaan Kelvin beserta partikel-partikel lainnya berakselerasi mendekati kecepatan cahaya.Total energi yang dilepaskan setara dengan jutaan bom hidrogen berukuran 100 megaton.Jumlah dan kekuatan badai matahari bervariasi.Ketika matahari aktif dan memiliki banyak bintik, badai matahari lebih sering terjadi. Badai matahari sering kali terjadi bersamaan dengan luapan massa korona.Badai matahari memberikan risiko radiasi yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronaut, dan terutama sistem telekomunikasi Bumi.Badai matahari yang pertama kali tercatat dalam pustaka astronomi adalah pada tanggal 1 September 1859.Dua peneliti, Richard C. Carrington dan Richard Hodgson yang sedang mengobservasi bintik matahari melalui teleskop di tempat terpisah, mengamati badai matahari yang terlihat sebagai cahaya putih besar di sekeliling matahari.Kejadian ini disebut Carrington Event dan menyebabkan lumpuhnya jaringan telegraf transatlantik antara Amerika dan Eropa.
Wahana antariksayang pertama kali berhasil masuk ke orbit matahari adalah Pioneer 4.Pioneer 4, yang diluncurkan tanggal 3 Maret 1959 olehAmerika Serikat, menjadi pionir dalam sejarah eksplorasi matahari.Keberhasilan tersebut diikuti oleh peluncuran Pioneer 5–Pioneer 9 pada tahun 1959–1968 yang memang bertujuan untuk mempelajari tentang matahari.Pada 26 Mei 1973,stasiun luar angkasaAmerika Serikat bernama Skylab diluncurkan dengan membawa 3 awak.Skylab membawa Apollo Telescope Mount (ATM) yang digunakan untuk mengambil lebih dari 150 ribu gambar matahari.
Wahana antariksalainnya, Helios I, berhasil mengorbit hingga mencapai jarak 47 juta km dari matahari (memasuki orbit Merkurius).Helios I terus berputar untuk memastikan seluruh bagian pesawat mendapat jumlah panas yang sama dari matahari.Helios I bertugas mengumpulkan data-data mengenai matahari.Wahana antariksahasil kerja sama Amerika Serikat danJermanini beroperasi sejak 10 Desember 1974 hingga akhir 1982.Helios II diluncurkan pada 16 Januari 1976 dan berhasil mencapai jarak 43 juta km dari matahari.Misi Helios II selesai pada April 1976, tetapi dibiarkan tetap berada di orbit.
Solar Maximum Mission didesain untuk melakukan observasi aktivitas matahari terutama bintik dan api matahari saat matahari berada pada periode aktivitas maksimum.SMM diluncurkan oleh Amerika Serikat pada 14 Februari 1980.Selama perjalanannya, SMM pernah mengalami kerusakan, tetapi berhasil diperbaiki oleh awakpesawat ulang alik Challenger.SMM terus berada di orbit Bumi selama melakukan observasi.SMM mengumpulkan data hingga 24 November 1989 dan terbakar saat masuk kembali ke atmosfer Bumi pada 2 Desember 1989.
Wahana antariksa Ulysses adalah hasil proyek internasional untuk mempelajari kutub-kutub matahari, diluncurkan pada 6 Oktober 1990.Sedangkan Yohkoh adalah wahana antariksa yang diluncurkan untuk mempelajari radiasi energi tinggi dari matahari.Yohkoh merupakan hasil kerja sama Jepang, Amerika Serikat, dan Inggris yang diluncurkan pada 31 Agustus 1991.
Misi eksplorasi matahari yang paling terkenal adalah Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) yang dikembangkan oleh Badan Antariksa Amerika Serikat (NASA) yang bekerja sama dengan Agensi Luar Angkasa Eropa (ESA) dan diluncurkan pada 12 Desember 1995.SOHO bertugas mengumpulkan data struktur internal, proses fisik yang terjadi, serta pengambilan gambar dan diagnosis spektroskopis matahari.SOHO ditempatkan pada jarak 1,5 juta km dari Bumi dan masih beroperasi hingga sekarang.
Misi eksplorasi terbaru dari NASA adalah wahana antariksa kembar bernama STEREO yang diluncurkan pada 26 Oktober 2006.STEREO bertugas untuk menganalisis dan mengambil gambar matahari dalam bentuk 3 dimensi.Solar Dynamics Observatory Mission adalah misi eksplorasi NASA yang sedang dalam pengembangan dan telah dipublikasikan pada April 2008.Solar Dynamics Observatory Mission diperkirakan akan mengorbit untuk mempelajari dinamika matahari yang meliputi aktivitas matahari, evolusi atmosfer matahari, dan pengaruh radiasi matahari terhadap planet-planet lain.
Matahari telah menjadi simbol penting di banyak kebudayaan sepanjang peradaban manusia.Dalam mitologi yang dimiliki oleh berbagai bangsa di dunia, matahari memiliki peranan yang sangat penting di dalam kehidupan masyarakatnya.Matahari dikenal dengan nama yang berbeda-beda pada tiap kebudayaan dan sering kali disembah sebagai dewa.
Matahari adalah sumber energi bagi kehidupan.Matahari memiliki banyak manfaat dan peran yang sangat penting bagi kehidupan seperti:
Kesalahan pengutipan: Ditemukan tag<ref>untuk kelompok bernama "lower-alpha", tapi tidak ditemukan tag<references group="lower-alpha"/>yang berkaitan