Customized Solar Spectra

The following links allow you to see the solar spectrum for selected regions near the Balmer transitions, or to construct your own spectrum for an arbitrary wavelength region in the range 3000 - 54,000 Å.

• The Solar Spectrum (Custom, 3000 - 54,000 Å)

• Balmer H-alpha (6563 Å) region of the solar spectrum

• Balmer H-beta (4861 Å) region of the solar spectrum

• Balmer H-gamma (4340 Å) region of the solar spectrum

The Sun at other Wavelengths

The Sun emits light primarily in the visible spectrum, but it also emits at other wavelengths, as illustrated in the following figure.

(Recall that the visible part of the spectrum extends from about 4000 Å up to about 7500 Å in wavelength.) The following false-color images show the Sun at X-Ray and UV wavelengths.

The Sun at X-Ray wavelengths	The Sun at UV wavelengths

The X-Ray image was taken in 1992 with the Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT). Since X-Rays are normally emitted from objects having temperatures of millions of degrees, this indicates that such hot spots occur in the Sun's upper atmosphere and corona. It is not completely understood why the Sun is producing the broad diffuse X-Ray glow seen in this image (more info). Here is the most recent Yohkoh image, and here is an MPEG movie (about 100 kB) of SXT observations for the last month.

The UV image was taken by the Solar and Heliospheric Observatory (

Bagian-Bagian Matahari

Inti Matahari

Merupakan bagian yang memiliki kerapatan paling tinggi yaitu 15.000kg/m³, atau 150 kali lebih rapat dibanding kerapatan air di Bumi. Temperaturnya kurang lebih 15,000,000 Kelvin dengan perputaran rotasi lebih cepat dibanding rotasi di bagian luar.

Inti Matahari merupakan tempat diproduksinya seluruh energi dengan reaksi fusi nuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium. Sebanyak kurang lebih 3.6×10⁸ inti hidrogen diubah menjadi inti helium tiap detik, yang menghasilkan energi sekitar 4.3 juta ton per detik. Hal ini berarti sebanding dengan 3.8×10²⁶ watt atau 9.1×10¹⁰ megaton TNT tiap detik.

Seluruh energi ini nantinya harus menempuh perjalanan panjang menembus lapisan demi lapisan Matahari. Perkiraan perjalanannya antara 17,000 hingga 50 juta tahun. Hingga akhrinya sampai di permukaan dan lepas di angkasa sebagai bentuk cahaya atau energi kinetik partikel Matahari.

Fotosfer

Permukaan Matahari yang biasa kita lihat dari Bumi adalah bagian fotosfer. Memiliki temperatur antara 4000K to 6400K. Banyak fenomena yang terjadi di fotosfer seperti sunspot, prominensa dan flare.

Matahari memiliki medan magnet yang tidak merata di setiap bagiannya. Berbeda dengan Bumi yang padat sehingga medan magnetnya konstan. Meski Matahari tetap memiliki kutub utara dan selatan, namun akibat rotasi serta medan magnet yang ada dimana-mana dan tidak stabil, mengakibatkan terjadinya sunspot. Bila terdapat sunspot, berarti ada medan magnet Matahari yang masuk atau atau keluar dengan membawa plasma. Karena terbentuknya di beberapa tempat, mengakibatkan terjadinya tabrakan dan jadilah prominensa. Saat prominensa ini putus atau saling bertabrakan lagi, akan terbentuk flare.

Sunspot atau lebih dikenal dengan bintik hitam Matahari, memiliki diameter sekitar 50,000 km, yang artinya lebih besar daripada diameter Bumi. Suhu pada sunspot lebih dingin dibandingkan yang bagian lain yaitu kurang lebih 3800 K. Hal itu yang menyebabkan sunspot berwarna gelap. Jumlah sunspot pada Matahari tidak konstan setiap saat. Kenampakan sunspot pada umumnya dalam orde minggu atau bahkan kurang.

Bentuknya yang mirip loop atau pita yang dikibaskan, membuat prominensa lebih dikenal dengan nama lidah api Matahari. Meski berada di fotosfer, namun panjangnya bisa melewati korona. Prominensa terpanjang yang pernah teramati oleh SOHO pada tahun 1997 mencapai 350,000 km, atau sebanding dengan 28 kali diameter Bumi. Kala hidup prominensa ini bisa mencapai 5 bulan. Dari hasil pengamatan, sepertiga dari prominensa muncul 3 minggu setelah terbentuknya sunspot. Berbeda dengan sunspot yang bergerak menuju ekuator, prominensa bergerak menuju kutub.

Ledakan Matahari yang terjadi akibat energi yang tersimpan dalam medan magnetik dilepaskan secara tiba-tiba dalam waktu singkat, dinamakan flare. Energi yang dilepaskan ini setara dengan jutaan kali bom atom Hiroshima. Bahkan pengaruhnya sampai ke atmosfer dan medan magnetik Bumi.

Kromosfer

Atmosfer yang terletak di atas fotosfer dengan ketebalan kurang lebih 10,000 km dan suhu berkisar antara 4500K hingga 20,000K. Hal yang masih menjadi perdebatan adalah mengapa fotosfer yang lebih dekat dengan inti Matahari, suhunya justru lebih rendah daripada kromosfer. Ada sebuah teori yang menyatakan bahwa suhu kromosfer yang lebih tinggi disebabkan oleh turbulensi.

Pada kromosfer sering terjadi surge atau lontaran Matahari. Berdasarkan pengamatan, lontaran materi ini terjadi sesudah ledakan Matahari dalam skala kecil. Kecepatanya mencapai 100 km/s selama beberapa menit.

Korona

Bagian terluar Matahari yang hanya dapat dilihat saat terjadinya gerhana. Merupakan perpanjangan dari atmosfer di bawahnya yaitu fotosfer dan kromosfer yang penuh dengan aktivitas medan magnetik. Secara keseluruhan, kira-kira 10% pancaran radiasi Matahari keluar menuju angkasa, sedangkan 90% lainnya tetap tersimpan dalam busur-busur magnetik.

Meski berada di lapisan terluar, namun temperaturnya mencapai 2 juta Kelvin. Penyebanya diperkirakan oleh shock wave angin matahari yang menabrak materi-materi di korona hingga menimbukan panas. Namun bila kita “jalan-jalan” di korona, kita tidak akan merasakan panas tersebut karena kerapatannya yang renggang.

Siklus Matahari

Aktivitas Matahari memiliki skala waktu yang sangat beragam. Mulai rentang kurang dari satu detik sampai jutaan tahun. Misalnya ledakan Matahari yang dalam waktu kurang dari satu detik sanggup mendidihkan plasma sampai temperatur puluhan juta derajat celcius. Secara sederhana, siklus Matahari akibat interaksi medan magnetik terjadi dengan periode 11 tahun. Dengan indikatornya adalah jumlah rata-rata bintik Matahari.

Angin Matahari

Penampakan angin Matahari dapat terlihat saat melintasnya komet. Semakin dekat dengan Matahari, ekor komet semakin memanjang. Hal ini membuktikan akan adanya aliran yang berkesinambungan dari Matahari. Keberadaan angin Matahari ini pertama kali dibuktikan dengan pengamatan satelit Mariner 2 yang sedang berada dalam misi menuju planet Venus.

Aliran yang terdapat pada angin Matahari adalah aliran ion yang dipengaruhi oleh medan magnetik. Peranan medan magnetik sendiri adalah sebagai media penyearah penjalaran energi. Konduksi panas akan tersalurkan di sepanjang garis gaya magnetik. Kecepatan aliran yang menjalar dalam garis gaya medan magnetik ini disebut kecepatan Alven, yang dapat mencapai 500-1000 km/s.

Komposisi angin Matahari secara umum terdiri dari proton dan elektron. Ketika partikel dengan kecepatan tinggi dari Matahari terjebak dalam medan magnetik Bumi (magnetosfer) dan bergerak ke bawah menuju lapisan ionosfer, akan menimbulkan warna-warni indah yaitu aurora. Warna-warna yang biasa muncul adalah merah dan hijau hasil dari eksitasi atom Oksigen.

Selain terjadinya aurora, angin Matahari juga dapat berpengaruh pada sistem elektromagnetik di Bumi. Seperti terganggunya sistem komunikasi. Selain itu, jika makhluk hidup terkena angin Matahari secara langsung, dapat mengakibatkan mutasi gen.

Matahari dan Bumi

Sebagai bintang yang jaraknya paling dekat, Matahari adalah sumber energi utama kehidupan makhluk di Bumi. Cahaya Matahari sangat dibutuhkan untuk fotosintesis tumbuhan. Matahari sebagai penunjuk waktu dan musim. Dan yang terpenting adalah, dengan gravitasinya yang sangat besar, Matahari menjaga stabilitas orbit planet-planet di tata surya.

Penampakan Matahari di Bumi seringkali terlihat berbeda. Seperti pada saat siang hari berwarna putih, sedangkan pagi atau sore hari berwarna kekuningan. Hal ini disebabkan oleh refraksi atmosfer Bumi. Atau jika siang hari tampak lebih kecil dibanding sore dan pagi hari, disebabkan oleh perbedaan sudut pandang pengamat.