Matahari adalah sebuah bintang karena memancarkan cahaya sendiri, matahari adalah pusat tata surya. Matahari memiliki bentuk mendekati bulat sempurna yang terdiri dari plasma panas bercampur medan magnet. Panjang diameter matahari sekitar km dan memiliki massa sekitar 2×1030 kilogram. Massa toal tata surya 99,86 % berasal dari matahari. Ditinjau berdasarkan unsur penyusun matahari, maka unsur-unsur tersebut yaitu Hidrogen 73,46% dan Helium 24,85%. Sisa massa 1,69% setara dengan kali massa Bumi terdiri dari unsur-unsur berat seperti oksigen, karbon, neon, dan besi. Temperatur di permukaan Matahari bernilai sekitar K, sedangkan temperaturdi bagian inti memiliki suhu hampir 15,7 juta K Basu dan Antia, 2008. Cahaya dan Warna Matahari Menurut Phillips 1995 cahaya Matahari yang sampai di permukaan bumi akan melewati atmosfer bumi lebih dahulu. Atmosfer akan menyerap energi Matahari. Sebagian energi yang diserap atmosfer menyebabkan daya yang sampai di permukaan berkurang ± W/m2 dalam kondisi cerah saat Matahari berada di dekat puncaknya. Cahaya matahari yang sampai di bagian atas atmosfer bumi sekitar 50% sinar infra merah, 40% cahaya tampak, dan 10% sinar ultraviolet. Atmosfer bumi menyaring lebih dari 70% sinar ultraviolet matahari, terutama UV yang memiliki panjang gelombang yang lebih pendek. Radiasi ultraviolet matahari mengionisasi atmosfer bumi bagian atas siang hari, menciptakan ionosfer yang terkonduksi secara elektrik. Warna Matahari adalah putih, dengan indeks ruang-warna CIE dekat 0,3, 0,3, jika dilihat dari luar angkasa atau waktu puncak Matahari saat siang hari. Ketika Matahari di posisi rendah secara relatif terhadap horizon bumi, cahaya tampak matahari yang masuk akan dihamburkan oleh atmosfer bumi. Cahaya yang menembus atmosfer dominan kuning, merah, oranye, atau magenta. Terlepas dari warna asli matahari yaitu putih, kebanyakan orang secara visual membayangkan Matahari berwarna kuning; alasan untuk ini adalah subjektif. Matahari adalah bintang G2V. Arti G2 menunjukkan suhu permukaan sekitar K. Arti V adalah bintang deret utama seperti kebanyakan bintang. Rata-rata luminansi Matahari adalah sekitar 1,88 giga candela per meter persegi, tetapi jika dilihat melalui atmosfer bumi nilai tersebutmenjadi sekitar 1,44 Gcd / m2. Namun, luminansi tidak konstan di seluruh cakram Matahari Limb darkening. The sun is the biggest and smoothest natural object in the solar system, perfect at the level because of its extremely strong gravity,” says study co-author Hugh Hudson of UC Berkeley. “Measuring its exact shape is no easy Phillips Credit ScienceNASA Unsur penyusun matahari Unsur penyusun utama Matahari sebagian besar terdiri dari unsur hidrogen dan helium. Pada circle hidup matahari saat ini, unsur-unsur tersebut masing-masing menyumbang 74,9% dan 23,8% dari total massa Matahari di fotosfer. Unsur yang lebih berat berupa unsur logam, menyumbang kurang dari 2% massa, dengan oksigen kira-kira 1% dari massa Matahari, karbon 0,3%, neon 0,2%, dan besi 0,2%. yang paling melimpah Hansen dkk, 2004. Komposisi kimiawi asli Matahari berasal dari medium antarbintang interstellar medium tempat matahari terbentuk. Awal terbentuk komposisi matahari sekitar 71,1% hidrogen, 27,4% helium, dan 1,5% unsur yang lebih berat. Hidrogen dan sebagian besar helium di Matahari dihasilkan oleh nukleosintesis Big Bang dalam 20 menit pertama alam semesta, dan unsur-unsur yang lebih berat dihasilkan oleh bintang-bintang generasi sebelum Matahari terbentuk, dan menyebar ke medium antarbintang. Penyebaran materi penyusun bintang yang baru terjadi pada tahap akhir kehidupan bintang dan peristiwa seperti supernova. Sejak Matahari terbentuk, proses fusi yaitu proses yang mengubah hidrogen menjadi helium. Selama 4,6 miliar tahun terakhir, jumlah dan lokasi helium di dalam Matahari berubah secara bertahap. Di dalam inti matahari, proporsi helium telah meningkat dari sekitar 24% menjadi sekitar 60% yang disebabakan proses fusi. Karena adanya gravitasi sebagian unsur helium dan unsur berat telah jatuh dari fotosfer ke inti matahari. Proporsi logam unsur yang lebih berat tidak berubah. Panas ditransfer keluar dari inti Matahari melalui radiasi. Radiasi menyebabkan unsur yang dihasilkan dari proses fusi tersebut tidak terangkat ke luar dari inti. Unsur-unsur hasil proses fusi tetap berada di inti dan bertambah secara bertahap. Helium yang terbentuk tidak berubah menjadi unsur lain, karena inti matahari saat ini tidak cukup panas dan padat untuk terjadinya proses fusi helium. Kandungan dalam fotosfer saat ini, fraksi helium berkurang, dan tingkat logamnya hanya 84% dari fase protostellar sebelum fusi nuklir di inti dimulai. Kedepan, helium akan terus terkumulasi di dalam inti, dan dalam waktu sekitar 5 miliar tahun, penumpukan yang bertahap ini akan menyebabkan matahari berubah dari deret bintang utama average star dan menjadi bintang raksasa merah red giant. Komposisi kimiawi fotosfer biasanya dianggap mewakili komposisi Tata Surya purba. Kelimpahan unsur-berat matahari yang dijelaskan di atas biasanya diukur menggunakan spektroskopi fotosfer Matahari dan dengan mengukur kelimpahan meteorit yang belum pernah terpanaskan sampai pada temperatur lebur. Meteorit ini diperkirakan mempertahankan komposisi Matahari protostellar dan oleh karena itu tidak terpengaruh oleh pengendapan unsur-unsur berat. Struktur dan Reaksi Fusi Matahari Matahari tidak punya batas pasti seperti planet-planet berbatu. Kepadatan gas penyusun matahari di bagian terluarnya menurun dikarenakan jarak dari pusat matahari semakin bertambah. Walaupun demikian, struktur interior matahari dapat diklasifikasikan dengan jelas. Jari-jari Matahari diukur dari pusatnya ke pinggir fotosfer. Pada saat gerhana matahari total, jika fotosfer dihalangi Bulan maka korona matahari terlihat di sekitarnya. Struktur dalam Matahari tidak bisa dilihat secara langsung. Matahari juga tidak dapat ditembus oleh radiasi elektromagnetik. Dengan menggunakan prinsip dasar seismologi yang memakai gelombang gempa untuk mengungkap struktur terdalam Bumi, untuk mengukur dan menggambar struktur terdalam matahari maka digunakan prinsip helioseismologi. Helioseismologi diperkenalakan oleh Douglas Gough. Heliosesmologi adalah studi tentang struktur dan dinamika Matahari dengan melihat osilasi matahari. Pada dasarnya osilasi matahari disebabkan oleh gelombang suara yang terus menerus didorong dan diredam oleh konveksi di dekat permukaan Matahari. Studi mirip dengan geoseismologi atau asteroseismologi. Masing-masing ilmu tersebut mempelajari Bumi atau bintang melalui fenomena osilasi. Pada awal 1960-an osilasi Matahari pertama kali terdeteksi. Para ilmuan dimungkinkan untuk mempelajari struktur dalam matahari pada pertengahan 1970-an. Hal tersebut disadari bahwa osilasi menyebar ke seluruh Matahari. Struktur matahari terdiri dari lapisan-lapisan berikut Sumber Gambar Wikipedia Inti Matahari Menurut García 2007, Inti matahari diperkirakan memiliki panjang 20-25% dari jari-jari Matahari. Inti matahari adalah tempat yang memenuhi kondisi untuk suhu energi dan tekanan cukup untuk terjadinya fusi nuklir. Hidrogen berfusi menjadi helium. Proses fusi melepaskan energi, dimana dari hasil reaksi fusi tersebut secara bertahap menambah jumlah helium di dalam inti. Energi yang dihasilkan melalui reaksi fusi di inti akan melewati beberapa lapisan saat bergerak sampai ke lapisan fotosfer. Setelah itu energi tersebut akan terlepas ke ruang angkasa dalam bentuk sinar matahari atau energi kinetik partikel. Zona radiatif Dari inti ke sekitar 0,7 jari-jari matahari, radiasi termal adalah cara utama transfer energi dari inti. Temperatur turun dari sekitar 7 juta menjadi 2 juta kelvin berbanding lurus dengan bertambahnya jarak dari inti. Gradien suhu ini lebih kecil dari nilai laju selang waktu adiabatik oleh karena itu tidak dapat mendorong perpindahan panas secara konveksi. Hal tersebutlah yang menjelaskan mengapa transfer energi melalui zona ini yaitu secara radiasi, bukan konveksi termal. Perpindahan energi secara radiasi disebabkan oleh transfer energi dari ion hidrogen dan helium. Ion hidrogen dan helium memancarkan foton, yang bergerak hanya dalam jarak singkat sebelum diserap kembali oleh ion lain. Kepadatannya turun seratus kali lipat dari 20 g / cm3 menjadi 0,2 g / cm3 dari 0,25 jari-jari matahari ke 0,7 jari-jari, bagian atas zona radiasi. Tachocline Daerah tacholine pertama kali ditemukan oleh Brown et al 1989 ketika melakukan analisa data pengamatan helioseismologi. Mereka mendapatkan bahwa dasar daerah konvektif matahari dasar daerah konvektif Matahari tidak langsung berbatasan dengan radiatif. Daerah konvektif dan radiatif dipisahkan dengan sebuah struktur tipis yang memiliki karakteristik kecepatan yang berbeda dengan daerah konvektif dan daerah radiatif. Pengamatan Helioseismologi menunjukan bahwa daerah konveksi dan daerah radiasi memiliki sifat rotasi yang berbeda satu sama lain. Daerah konveksi memiliki rotasi yang bersifat diferensial. Rotasi bersifat diferensial yaitu laju rotasi semakin rendah dengan semakin bertambahnya lintang. Di sisi lain, daerah radiasi memiliki rotasi seperti rotasi benda tegar. Pengamatan helioseismologi menunjukan bahwa daerah konveksi dan daerah radiasi memiliki sifat rotasi yang berbeda satu sama lain. Perbedaan sifat rotasi pada kedua daerah tersebut mengakibatkan munculnya sebuah daerah perbatasan antara daerah konveksi dengan daerah radiasi yang diberi nama daerah tachocline. Istilah tachocline dianalogikan dengan istilah thermocline dalam oseanografi. Thermocline menunjukan suatu lapisan transisi yang tipis di dalam laut yang memisahkan daerah yang masih didominasi cahaya Matahari dengan daerah yang sudah tidak mendapat pengaruh cahaya Matahari. Di daerah transisi ini perubahan temperatur terhadap kedalaman berlangsung drastis. Hal tersebut menyebabkan kurvanya menjadi sangat miring. Kalau thermocline berhubungan dengan perubahan temperatur, maka tachocline berhubungan dengan perubahan kecepatan. Tacho berasal dari kata tachos yang berarti kecepatan. Dalam hal ini daerah tachocline sangatlah tipis jika dibandingkan dengan daerah ketebalan zona radiasi dan konvektif. Zona konvektif Dari permukaan sampai dengan 0,7 jari-jari Matahari km adalah Zona konveksi Matahari. Pada lapisan tersebut, plasma Matahari tidak memiliki kepadatan serta energi panas yang cukup untuk mentransfer energi panas dari interior ke luar dengan cara radiasi. Pada zona konveksi, kerapatan plasma cukup rendah untuk memungkinkan arus konvektif terbentuk. Arus konveksi yang terbentuk mentransfer energi Matahari keluar menuju permukaan. Material yang melewati zona tachocline bertambah panas dan memuai. Proses tersebut menyebabkan massa jenis berkurang dan material di zona ini naik keatas. Hal tersebut menyebabkan gerakan massa yang teratur. Gerakan massa yang teratur perlahan menjadi sel termal yang membawa sebagian besar panas keluar dari fotosfer Matahari. Temperatur massa material yang bergerak secara konveksi temperaturnya menurun secara difusif dan radiatif. Penurunan temperatur terjadi tepat di bawah permukaan fotosfer. Penurunan temperatur menyebabkan kepadatan meningkat. Kepadatan yang meingkat menyebabkan material tenggelam kembali ke dasar zona konveksi. Material tersebut akan kembali mendapatkan panas dari atas zona radiasi. Begitulah siklus konvektif pada zona ini terjadi. Pada zona fotosfer, temperatur turun menjadi K dengan rapat massanya 0,2 g/m3 nilai tersebut sekitar 1/ dari rapat massa udara di permukaan laut. Kolom termal zona konveksi membentuk pola jejak di permukaan Matahari. Pola tersebut memberikan tampilan granular. Tampilan Granular tersebut dinamakan granulasi matahari jika berskala kecil dan supergranulasi pada skala yang lebih besar. Konveksi turbulen di bagian luar interior matahari ini membangkitkan dinamo Matahari “skala kecil” di atas volume dekat permukaan Matahari. Dinamo matahari menyebabkan terjadinya kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan matahari Mullan, 2000. Fotosfer Matahari Lapisan terakhir dari Matahari yang dapat dilihat dengan mata telanjang yaitu Fotosfer. Lapisan di atas fotosfer memiliki temperatur yang rendah atau terlalu tipis untuk meradiasikan cahaya yang cukup agar bisa diamati. Foton dari Matahari dihasilkan di lapisan ini. Foton akan melepaskan diri dari Matahari melalui atmosfer matahari yang transparan transparan. Foton yang terlepas menjadi radiasi matahari atau sinar matahari. Perubahan opacity disebabkan oleh penurunan jumlah ion H−. Ion H− menyerap cahaya tampak dengan mudah. ​​Sebaliknya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan saat elektron yang bereaksi dengan atom hidrogen dan menghasilkan ion H−. Fotosfer memiliki ketebalan puluhan hingga ratusan kilometer. Fotosfer sedikit lebih buram jika dibandingkan dengan atmosfer Bumi. Bagian atas fotosfer lebih dingin daripada bagian bawah fotosfer. Oleh sebab itu citra Matahari tampak lebih terang di bagian tengah daripada di tepi lengan cakram matahari. Fenomena ini dinamakan penggelapan ekstremitas. Spektrum sinar matahari hampir seperti spektrum benda hitam black body yang beradiasi pada 5777 K. Fotosfer memiliki kerapatan partikel sekitar ~1023 m−3. Nilai tersebut sekitar 0,37% dari jumlah partikel per volume atmosfer bumi di atas permukaan laut. Fotosfer tidak sepenuhnya ionisasi fotosfer sekitar 3%.Hampir semua hidrogen di fotosfer dalam bentuk atom netral. Pada awal studi mengenai spektrum optik fotosfer, ditemukan beberapa garis absorpsi yang tidak sesuai dengan unsur kimia manapun yang dikenal di Bumi. Norman Lockyer pada tahun 1868, memberikan hipotesa bahwa garis absorpsi ini disebabkan oleh unsur baru. Unsur baru tersebut dinamakan helium. Asal kata helium diambil dari nama dewa Matahari Yunani, Helios. Unsur helium dua puluh lima tahun kemudian, berhasil ditemukan di Bumi. Atmosfer Saat gerhana matahari total, jika piringan Matahari tertutup oleh Bulan maka bagian dari atmosfer sekitar Matahari dapat terlihat. Atmosfer matahari terdiri dari empat bagian berbeda kromosfer, wilayah transisi, korona, dan heliosfer. Atmosfer Matahari berada di atas fotosfer. Lapisan Mahatari yang memiliki temperatur terendah dari Matahari adalah lapisan yang berada pada ketinggian 500 km di atas fotosfer dan lapisan ini memiliki temperatur sekitar K. Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul lain. Molekul tersebut seperti molekul karbon monoksida dan air, yang dapat dideteksi melalui spektrum serapan molekul tersebut. Kromosfer Kata kromosfer berasal dari bahasa Yunani chroma yang berarti warna. Hal tersebut dikarenakan komosfer terlihat seperti cahaya berwarna saat di awal dan akhir gerhana matahari total. Temperatur kromosfer berbanding lurus dengan ketinggian kromosfer. Temperatur kromosfer diperkirakan sekitar K di dekat puncak. Di bagian paling atas kromosfer, jumlah helium terionisasi separuh. Alasan kenapa helium terionisasi belum dipahami dengan baik. Tetapi bukti menunjukkan bahwa gelombang Alfvén berpeluang memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona Hansteen, 1997. Wilayah Transisi Di atas kromosfer adalah wilayah transisi. Wilayah transisi memiliki ketebalan sekitar 200 km. Temperatur di daerah ini naik dengan sangat cepat. Kenaikan temperatur dari kelvin sampai mendekati suhu korona yaitu 2 juta kelvin. Di bagian atas kromosfer helium menjadi terionisasi sebagian. Ionisasi helium di wilayah transisi membantu peningkatan suhu di wilayah ini. Ionisasi helium mengurangi menurunan suhu radiatif plasma secara signifikan. Ketinggian wilayah transisi tidak terbentuk pada ketinggian yang tetap. Wilayah ini membentuk semacam fenomena optis nimbus yang mengitari fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamen. Jika diamati nimbus yang terbentuk terus menerus memiliki gerakan tak teratur. Korona Semenjak diperkenalkannya spektograf, penelitian mengenai gerhana Matahari membuka jalan pada penemuan-penemuan baru. Spektrograf digunakan sebagai alat pengurai informasi penting dalam astronomi dan astrofisika. Ditemukan adanya garis-garis emisi korona di pertengahan abad ke-19. Ketika itu, garis-garis emisi tersebut disebut sebagai unsur coronium. Pengamatan-pengamatan tersebut kemudian menemukan adanya garis absorpsi korona. Sekarang garis-garis tersebut dikenal sebagai garis korona E, F dan K. Korona adalah lapisan Matahari berikutnya. Korona yang berada di dekat permukaan Matahari, memiliki kerapatan partikel sekitar m−3 hingga m−3. Suhu rata-rata korona dan angin matahari adalah sekitar K. Temperatur daerah korona yang paling tinggia sebesar K. Belum ada teori lengkap yang menjelaskan mengenai temperatur korona. Sebagian panas korona diketahui berasal dari rekoneksi magnetik. Korona adalah perluasan dari atmosfer Matahari. Korona yang memiliki volume yang jauh lebih besar daripada volume matahari yakni volume dari fotosfer sampai inti Matahari. Korona adalah tempat aliran partikel bermuatan plasma keluar matahari ke ruang antarplanet. Fenomena tersebut disebut angin Matahari. Heliosfer Heliosfer adalah atmosfer terluar Matahari. Heliosfer berisi dengan plasma angin matahari. Lapisan terluar Matahari ini didefinisikan dimulai pada jarak di mana aliran angin matahari menjadi superalfvénic. Superalfvenic yaitu kejadian aliran menjadi lebih cepat daripada kecepatan gelombang Alfvén. Heliosfer pada sekitar 20 jari-jari matahari 0,1 AU sampai batas terluar tatasurya . Angin surya bergerak pada kecepatan sekitar satu juta kilometer per jam pada jarak sepuluh miliar kilometer yang pertama. Saat mulai bertumbukan dengan medium antarbintang, angin surya mengalami perlambatan sampai akhirnya berhenti bergerak. Posisi di mana angin surya mengalami perlambatan dinamai “termination shock“. Posisi di mana medium antarbintang dan tekanan angin surya adalah sama disebut heliopause. Posisi di mana medium antarbintang berbalik arah, dan mengalami perlambatan saat bertabrakan dengan heliosfer disebut bow shock. Turbulensi dan gaya dinamis di heliosfer tidak dapat mempengaruhi bentuk korona matahari. Angin matahari bergerak keluar secara terus menerus melalui heliosfer. Angin matahari membentuk medan magnet matahari menjadi bentuk spiral, Angin matahari akan terus bergerak hingga menabrak heliopause lebih dari 50 AU dari Matahari. Pada bulan Desember 2004, wahana Voyager 1 melewati shock front. Shock front yang dianggap sebagai bagian dari heliopause. Gerhana matahari merupakan peristiwa saat bulan melintas tepat diantara matahari dan bumi, mengakibatkan bayangan bulan akan jatuh dipermukaan bumi. Saat peristiwa ini terjadi ada banyak hal yang bisa diamati. Parameter-parameter yang bisa diamati yaitu keadaan atmosfer, diameter bulan, jarak bulan dan matahari, pengaruh terhadap kapasitansi sel surya, pengaruh percepatan gravitasi, sampai perilaku hewan. Gerhana matahari tidak terjadi di setiap fase Bulan terlihat penuh bulan baru. Hal tersebut diakibatkan karena orbit bulan memiliki kemiringan 5° terhadap bidang ekliptika. Bidang ekliptika adalah bidang orbit bumi mengelilingi Matahari. Hal tersebut mengakibatkan posisi Bulan tidak sejajar dengan bumi dan matahari. Gerhana hanya terjadi jika Bulan cukup dekat dengan bidang ekliptika dan pada saat yang sama dengan terjadinya Bulan baru. Kedua peristiwa ini terjadi pada periode yang berbeda. Bulan baru terjadi sekali setiap 29,53 hari. Bulan melintasi ekliptika dua kali setiap 27,21 hari. Hal tersebut mengakibatkan gerhana Matahari ataupun gerhana Bulan hanya akan terjadi pada saat kedua peristiwa ini terjadi bersamaan. Mengamati gerhana matahari secara langsung tanpa alat pelindung mata dapat merusak mata. Di luar fase gerhana total radiasi dari Matahari akan langsung masuk ke retina dan mengakibatkan kerusakan permanen. Cara mengamati gerhana matahari dengan aman yaitu dengan menggunakan filter tertentu untuk melindungi mata. Cara lain mengamati Gerhana Matahari yaitu dengan mengamati secara tidak langsung. Pengamatan secara tidak langsung dapat dilakukan dengan memproyeksikannya ke sebuah layar kertas menggunakan kamera lubang jarum, teropong, atau teleskop kecil. Jenis Gerhana Matahari Jarak Matahari sekitar 147 hingga 152 juta km dari bumi. Jarak tersebut sekitar 400 kali lebih jauh dari Bumi dibandingkan dengan Bulan. Jarak Bumi dan Bulan yaitu 362 km hingga 405 juta km. Perbandingan jari-jari Matahari juga sekitar 400 kali lebih besar dibanding jari-jari Bulan. Perbandingan jarak antara Bumi terhadap Matahari dan Bulan, serta perbandingan diameter Mahari dan Bulan hampir sama. Hal tersebut menyebabkan Bulan dan Matahari tampak hampir sama besar kalau dilihat dari permukaan Bumi. Kedua piringan Matahari dan Bulan memiliki diameter sudut sekitar 0,5°. Orbit Bulan mengitari Bumi dan orbit Bumi mengelilingi Matahari berbentuk elips, dengan kata lain bukan lingkaran sempurna. Orbit yang berbentuk elips menyebabkan jarak berubah-ubah. Oleh sebab itu ukuran tampak bundaran Matahari dan Bulan juga berubah-ubah. Jika posisi Bulan cukup jauh dari bumi maka Bulan akan terlihat sedikit lebih kecil. Oleh karena itu piringan Bulan tidak dapat menutupi seluruh piringan Matahari. Hal tersebut menyebabkan terjadinya gerhana Matahari cincin. Sebaliknya, jika jarak Bulan cukup dekat dengan bumi maka besar piringan bulan akan cukup menutupi seluruh matahari sehingga mengakibatkan gerhana matahari total. Jarak antara bumi dan matahari berubah-ubah yang diakibatkan oleh orbit bumi yang elips. Hal tersebut mengakibatkan besar piringan Matahari yang tampak dari permukaan Bumi juga berubah-ubah seperti halnya bulan. Variasi jarak Matahari dan Bumi tidak sebesar variasi jarak antara Bulan dan Bumi, akibatnya pengaruhnya terhadap kondisi gerhana pun lebih kecil. Saat aphelion, dimana Bumi berada di titik terjauhnya dari Matahari aphelion, yang terjadi setiap bulan Juli, peluang terjadinya gerhana matahari total sedikit membesar. Saat perihelion atau titik terdekat bumi dengan matahari terjadi setiap Januari, peluang gerhana cincin sedikit membesar. Berdasarkan cara tertutupnya Matahari oleh Bulan, jenis gerhana matahari dibagi empat gerhana matahari total, gerhana matahari cincin, gerhana matahari sebagian, dan gerhana matahari hibrida/campuran. Gerhana matahari total Gerhana Matahari total GMT terjadi ketika bulan menutupi seluruh matahari sehingga korona bisa terlihat dari bumi. Syarat terjadinya gerhana Matahari total yaitu ketika piringan Bulan menutupi seluruh piringan Matahari dan pengamat di permukaan Bumi berada dalam bayangan umbra Bulan. Gerhana matahari terjadi pada saat piringan Bulan memiliki ukuran yang sama dengan piringan Matahari atau terlihat lebih besar dari piringan Matahari. Perubahan ukuran piringan bulan disebabkan oleh variasi jarak Bumi – Bulan dan perbandingan diameter sudut Matahari terhadap diameter sudut Bulan yang juga bervariasi. Piringan Bulan akan tampak lebih besar daripada piringan Matahari ketika posisi Bulan dan Matahari berada di posisi terdekat dengan Bumi. Waktu maksimum terjadinya gerhana Matahari total atau gelap sempurna yaitu pada saat cahaya Matahari tertutup oleh Bulan adalah selama 7 menit 31 detik. Pada umumnya waktu maksimum gerhana Matahari total terjadi lebih pendek dari waktu tersebut. Di Indonesia gerhana Matahari total pernah terjadi pada tahun Maret 1988Maret 2016 Perkiraan terjadinya gerhana Matahari total berikutnya adalah tahan 20 April 202320 April 2042 Gerhana Matahari cincin Gerhana Matahari cincin GMC terjadi ketika bulan berada tepat di tengah-tengah matahari dan bumi tetapi ukuran ukurang piringan bulan lebih kecil dibandingkan dengan ukuran piringan matahari. Gerhana Matahari cincin terjadi ketika jarak Bulan lebih jauh dari Bumi ketika terjadi gerhana Matahari total. Hal tersebut menyebabkan pringan Bulan tidak sepenuhnya menutupi Matahari. Fenomena tersebut akan menghasilkan cahaya yang berbentuk menyerupai cincin di sekitar piringan Bulan yang gelap. Oleh karena itu, pinggiran matahari akan teramati seperti cincin yang sangat terang. Matahari yang seperti cincin terlihat mengelilingi bulan yang tampak sebagai bundaran gelap. Perbedaan Gerhana Matahari Total dan Cincin Sumber Jarak terdekat dan terjauh antara Bumi – Bulan merentang dari 356395 km – 406767 km. Jarak rata-rata Bumi-Bulan 384460 km. Kerucut umbra yang terbentuk saat gerhana Matahari memiliki ukuran 379322 km. Jika jarak Bumi-Bulan lebih besar dari 379322 km maka GMC yang terjadi. Dari penjelasan diatas, dapat disimpulan kerucut bayangan umbra yang terbentuk tidak mencapai permukaan Bumi. Kerucut lanjutan akan terbentuk yang disebut antumbra. Antumbra yang akan mencapai bumi. Pengamat yang berada dalam antumbra akan melihat cincin api Matahari terbentuk. Cincin api terbentuk ketika Bulan melintas di antara Bumi dan Matahari. Waktu maksimum Gerhana Matahari Cincin terjadi adalah 12 menit 30 detik. Gerhana matahari campuran atau hibrida Gerhana matahari campuran atau hibrida adalah gerhana yang terjadi dimana di sebagian permukaan bumi terlihat gerhana Matahari total, sedangan di tempat lain terlihat sebagai gerhana Matahari cincin. Gerhana campuran seperti ini cukup langka. Gerhana Matahari Hibrid juga disebut Gerhana Matahari Cincin-Total. Gerhana Matahari hibrid merupakan gerhana yang memiliki dua macam gerhana yang berbeda saat bersamaan. Gerhana tersebut yaitu Gerhana Matahari Cincin dan Gerhana Matahari Total. Gerhana Matahari total dan cincin terjadi dalam satu kali fenomena gerhana dan terjadi secara berurutan. Kejadian tersebut bisa terjadi karena bayangan umbra bulan harus melewati kelengkungan yang berbeda-beda pada daerah tertentu. Lengkungan yang berbeda-beda disebabkan karena bentuk bumi yang bulat. Karena bentuk bumi bulat, maka jarak antara permukaan Bumi dan Bulan berubah. Sehingga ada kalanya ujung kerucut bayangan umbra bulan tergantung di atas permukaan bumi, dengan kata lain tidak mencapai bumi. Oleh sebab itu lokasi pengamat di permukaan bumi melihat hal tersebut sebagai gerhana matahari cincin. Saat Bulan lewat antara Bumi dan Matahari, ada kalanya juga saat kerucut bayangan umbra bulan itu bergeser ke bagian lengkungan yang lebih tinggi. Menyebabkan jarak antara permukaan Bumi dan Bulan menjadi lebih dekat. Jika jarak antara Bumi-Bulan lebih kecil dari ukuran panjang kerucut bayangan umbra maka bayangan umbra bulan sampai ke permukaan bumi. Daerah yang dilewatinya melihat peristiwa ini sebagai gerhana matahari total. Proses terjadinya gerhana Matahari hibrid Sumber gambar Gerhana matahari sebagian Gerhana Matahari sebagian terjadi ketika bayangan penumbra sebagian melintas di permukaan bumi tempat pengamat berada. Pada saat terjadinya gerhana sebagian, hanya sebagian piringan Matahari yang tertutupi oleh piringan Bulan. Pengamat di permukaan Bumi yang mengalami gerhana sebagian akibatnya hanya akan melihat berkurangnya cahaya Matahari dan bukan gelap seperti halnya gerhana cincin dan total. Lokasi pengamatan akan menentukan besarnya cahaya Matahari yang berkurang saat Gerhana Matahari sebagian. Jika lokasi pengamatan semakin dekat dengan daerah jatuhnya bayangan umbra di permukaan Bumi, maka semakin banyak pula cahaya Matahari yang dihalangi oleh Bulan. Jika pengamatan berada tepat di luar daerah bayangan umbra atau di daerah perbatasan umbra dan penumbra, maka pengamat dapat melihat piringan Matahari tampak seperti sabit tipis yang terang di siang hari. Jika pengamat berada di bagian terjauh dari umbra atau di tepi luar penumbra, maka pengamat akan melihat tampak secara kasat mata hampir tidak ada perubahan berkurangnya cahaya Matahari. Gerhana sebagian biasanya tidak begitu mempengaruhi terang cahaya matahari. Permukaan bumi akan terasa gelap ketika lebih dari 90% matahari tertutup bulan. Pertanyaan yang sering diajuakan mengenai matahari Dari mana sumber energi Matahari?Energi matahari bersumber dari reaksi nuklir. Reaksi nuklir di matahari adalah reaksi fusi. Reaksi fusi menggabungkan dua atom hidrogen menjadi satu atom helium. Unsur pendukung reaksi fusi tersedia di Matahari, yaitu hidrogen. Hidrogen di Matahari terdapat dalam jumlah yang sangat besar. Reaksi fusi di Matahari tidak membutuhkan materi lain dari luar Matahari. Mengapa di Bumi tidak terjadi reaksi fusi seperti di Matahari, padahal di Bumi juga ada hidrogen?Jika dua inti 2 atom hidrogen didekatkan maka gaya tolak Coulomb antara proton-proton dalam inti hidrogen menghalangi proses tolak Coulomb dapat diatas dengan menggerakan inti hidrogen dengan kecepatan yang sangat tinggi. Kelajuan sangat tinggi memerlukan energi kinetic partikel yang sangat tinggi. Temperatur adalah energi kinetik rata-rate partikel, yang berarti energi kinetik yang sangat tinggi berarti suhu yang sangat tinggi energi kinetic partikel EK = 3/2 kT.Proses fusi dua inti 2H diperlukan temperatur dalam orde 109 Kelvin. Kondisi dengan suhu sebesar tersebut sangat sulit untuk diciptakan. Keadaan suhu tinggi seperti ini secara alamiah terjaidi pada bagian dalam matahari dan bintang-bintang yang menghasilkan energinya melalui reaksi-reaksi fusi. Berapa Usia atau Umur Matahari?Umumnya matahari diperkirakan berusia atau sudah terbentuk dari 4,603 miliar tahun lalu. Berapa volume Matahari?Fakta yang menarik lagi Matahari dapat Memuat lebih dari satu juta Bumi. Jika dimisalkan Matahari kosong di bagian dalam dan dapat dimasukkan dengan bumi maka diperlukan sekitar 1,3 juta bumi agar matahari penuh Universe Today – Space and astronomy news. Massa tata surya sebesar berasal dari Matahari. Bagaimana cara mengetahuinya umur Matahari kapan Matahari lahir/terbentuk?Cara memperoleh angka berapa usia matahari, para ilmuwan menggunakan objek-objek tertua yang terdapat di tata surya. Para ilmuwan dapat mengukur usia seluruh tata surya, karena memang matahari, planet-planet, serta benda luar angkasa lainnya dilahirkan secara para astronot misi Apollo NASA mengambil sampel batuan dari Bulan, para ilmuwan kemudian mempelajarinya untuk mengetahui usia sample batuan tidak bisa menghitung langsung usia Matahari dan mendapatkan angka pasti. Ilmu pengetahuan dapat membantu bagaimana cara menentukan usia Matahari. Berikut ini adalah cara menentukan usia MatahariPlanet Bumi adalah dimana manusia hidup. Cara pertama yaitu dengan mencari dan mempelajari bebatuan terdua yang ada di Bumi serta mencari tahu usianya. Teori bahwa Tata Surya awalnya dibentuk dalam satu kesatuan. Matahari, Bumi, planet-planet, asteroid, dan benda luar angkasa lain terbentuk pada saat yang sama di masa lampau. Fosil batuan tertua yang pernah ditemukan di Bumi yaitu berada Australia. Batuan tersebut berusia sekitar miliar tahun, artinya paling tidak Bumi sudah ada sejak miliar tahun yang lalu. Fakta tersebut memberikan petunjuk bahwa usia Matahari paling tidak sudah lebih daripada miliar tahun. Studi mengenai batuan yang diambil Apollo 16 dari bulan menunjukkan usia batuan tertua adalah 4,6 miliar tahun. jadi paling tidak ketika Bumi terbentuk, Matahari sudah ada dan batas ambang bawah umur Matahari adalah 4,6 miliar tahun. Seberapa jauhkah serta bagaimaan cara mengukur jarak antara Bumi dan Matahari?Dengan kemajuan teknologi saat ini. Kika kita ingin melakukan perhitungan jarak antara Bumi dan benda langit lainya, kita dapat menggunakan teknologi seperti satelit. Pengukuran dilakukan dengan mengirimkan satelit keluar angkasa sampai pada ketinggian orbit satelit. Setelah itu yang perlu kita lakukan adalah mengirimkan sinyal berupa gelombang elektromaknetik pada satelit tersebut. Jika diketahui waktu total signal terpantul dan kembali ke Bumimaka kita akan tahu berapa jaraks antara satelit dan bumi. Kita bisa menggunakan persamaan s=vt, kecepatan signal adalah kecepatan gelombang rumus trigonometer yang cukup sederhana serta pengetahuan untuk mengukur sudut, kita dapat mengukur berbagai hal seperti jarak dan diameter dari beragam benda ruang angkasa yang ada di alam antara Matahari dan Bumi yaitu sekitar 150 juta km. Sebagai gambaran dalam skala Tata Surya, jarak planet terdekat, yaitu Merkurius ke matahari sejauh 47 juta km. Sedangkan yang objek tatasurya terjauh, yaitu Awan Oort, sekitar 15 triliun angka ini masih terlalu besar, maka kita bisa mengubah satuannya menjadi AU astronomical unit. Nilai 1 AU sama dengan jarak matahari ke bumi. Neptunus adalah planet terjauh dari Matahari. Jarak dari Neptunus ke matahari adalah 30 jarak sudah sangat jauh, maka kita bisa gunakan lagi satuannya menjadi menit cahaya. Menit cahaya berarti jarak yang ditempu cahaya selama 1 menit yaitu 300ribu km/detik60 detik 18juta km/detik. Jaraknya Bumi ke Matahari adalah 8,33 menit cahaya. Berarti cahaya matahari yang kita nikmati adalah cahaya Matahari 8 menit yang lalu. Berapa lama Matahari akan terus bersinar, sisa usia Matahari?Jika saat ini Matahari sudah berusia 4,5 miliar tahun, maka berapa lama lagi Matahari akan terus bersinar?Seiring bertambahnya usia Matahari, proses fusi mengubah unsur ringan, terutama hidrogen, menjadi unsur yang lebih berat seperti helium. Asumsi bahwa proporsi unsur yang lebih berat yang sudah terkandung dalam nebula tempat Matahari terbetuk. Setelah itu, menghitung melihat berapa banyak hidrogen yang telah diubah dari awal Matahari terbentuk versus berapa banyak yang tersisa. Bintang yang bermassa seperti Matahari hidup sekitar 10 miliar waktu 5 miliar tahun yang akan datang, Matahari akan Berubah menjadi bintang raksasa merah. Ukuran volume Matahari akan lebih besar dan temperatur Matahari berkurang pada saat bersamaan. Hal tersebut terjadi karena Matahari kebahabisa bahan bakar. Bahan bakar hidrogen sudah berubah menjadi helium. Jika Matahari berubah menjadi raksasa merah, maka Matahari akan jauh berbeda dari yang kita kenal saat ini. Saat menjadi bintang raksasa merah, Matahari akan bersinar kali lipat lebih terang. Matahari tidak akan bersinar dengan cahaya kuning/oranye jika dilihat dari Bumi. Apakah massa Matahari berkurang massanya setiap hari?Ya. Massa matahari berkurang setiap ke mana? Ke luar bentuk apa? Dalam bentuk partikel bermuatan, seperti peristiwa angin Matahari. Permukaan matahari sangat panas menyebabkan sebagian materi-materi yang berupa proton dan elektron di permukaannya terlempar keluar sebagai angin matahari. Sebagian kecil dari partikel tersebut bisa teramati di Bumi. Partikel-partikel tersebut terjebak gravitasi bumi terperangkap karena medan magnetik bumi. Partikel-partikel tersebut ditarik oleh medan magnet ke arah kutub Bumi. Peristiwa berabrakannya partikel angin Matahari dengan atmosfer bumi akan tampak sebagai cahaya warna-warni yang disebut kedua massa Matahari berkurang yaitu karena reaksi nuklir fusi. Reaksi fusi nuklir di Matahari adalah reaksi penggabungan partikel hidrogen untuk menjadi partikel helium. Setiap detik Matahari melakukan fusi 564 juta ton Hidrogen menjadi 559,7 juta ton helium. Massa sebesar 4,3 juta ton yang hilang dari reaksi fusi yang terkonversi menjadi energi. Apa yang terjadi kalau manusia membuang sampah/materi lain berjuta juta ton ke matahari? Tidak ada reaksi signifikan, sampah hancur lalu partikel-partikelnya akan terombang-ambing terbawa aliran plasma di dalam matahari. Karena angka jutaan ton’ sampah/benda tidak signifikan dibandingkan dengan massa Matahari. Setiap detik Matahari kehilangan massa sekitar 4,3 juta ton. Hasil konversi dari 564 juta ton Hidrogen menjadi 559,7 juta ton helium. Massa sebesar 4,3 juta ton itu yang terkonversi menjadi energi. Sedangkan jika dibandingkan dengan ukuran gunung berapi sampah sebanyak itu volumenya cukup untuk menutupi bukaan kawah gunung. Apakah matahari mengelilingi sesuatu? Matahari berputar mengelilingi pusat galaksi Bima Sakti. Orbit Matahari mengelilingi pusat galaxi hampir’ berbentuk Matahari di galaksi Bima Sakti berada di Orion Arm. Posisi Matahari berjarak sekitar tahun cahaya dari pusat galaksi dan tahun cahaya juga dari tepian yang dibutuhkan Matahari sekitar 225–250 juta tahun untuk sekali mengorbit pusat waktu pembentukan sampai sekarang Matahari sudah mengorbit pusat galaksi sebanyak 20 kali. Matahari akan terus mengorbit pusat galaksi Bima Sakti sampai bahan bakar yang berupa hidrogen di intinya habis. Jika Matahari memancarkan cahaya, mengapa ruang antara Matahari dan Bumi tampak gelap? Ada dua alasan mengapa hal tersebut terjadi. Mari kita lihat alasan yang mudah dulu. Pertanyaan “Mengapa “langit” siang hari biru di Bumi?” Cahaya bisa ditangkap mata karena adanya pantulan dari benda yang terkena cahaya. Ruang angkasa adalah ruang hampa, artinya tidak ada meteri ataupun benda yang dapat memantulkan cahaya. Manusia tinggal di bumi tidak berarti hanya bumi yang mendapat cahaya matahari, bulan, benda-benda luar angkasa dan planet-planet dalam tata surya juga disinari matahari. Langit sebenarnya yang kita lihat adalah atmosfer Bumi. Atmosfer di siang hari berwarna biru karena cahaya dari matahari menabrak molekul-molekul udara di atmosfer bumi dan menyebar ke segala arah. Warna biru atmosfer adalah hasil dari proses pembiasan tersebut. Pada saat malam hari, ketika bagian Bumi membelakangi Matahari, ruang tampak hitam karena tidak ada sumber cahaya dari matahari yang dipantulkan oleh molekul-molekul udara di atmosfer. Bulan tidak memiliki atmosfer. Jika manusia berada di Bulan, “langit” akan menjadi hitam baik malam ataupun siang. Anda dapat lihat foto di bawah yang diambil selama pendaratan Apollo Moon. Sumber Gambar NASA Sekarang ke penjelasan yang lebih sulit .Jika alam semesta penuh dengan bintang-bintang, mengapa cahaya dari bintang-bintang tidak terakumulasi untuk membuat seluruh luar angkasa cerah setiap saat? Ternyata jika alam semesta itu sangat besar dan sangat tua, maka kita akan mengharapkan luar angkasa malam menjadi terang dari cahaya semua bintang tersebut. Kemanapun arah yang kita lihat di luar angkasa, kita akan melihat bintang. Akan tetapi kita tahu dari pengalaman bahwa luar angkasa itu “gelap”! Paradoks ini dikenal sebagai Paradox Olbers. Paradoks Olbers, juga dikenal dengan nama paradoks langit malam. Paradoks Olbers adalah paradoks yang menyatakan bahwa langit saat malam seharusnya tidak gelap. Keadaan langit yang tidak gelap dengan asumsi bahwa jagad raya tidak terbatas dan tidak berubah. Paradoks ini adalah sebuah paradoks karena kontradiksi yang tampak antara seharusnya langit saat malam hari menjadi cerah akan tetapi kenyataannya langit malam tampak gelap. Beberapa penjelasan berbeda telah dikemukakan astronom untuk menyelesaikan Paradox Olbers. Penjelasan terbaik saat ini yaitu bahwa alam semestai tidak berusia tua dan tanpa batas. Jagad raya berumur sekitar 15 miliar tahun. Hal ini berarti bahwa manusia hanya bisadapat melihat objek sejauh 15 miliar tahun cahaya. Cahaya dari bintang-bintang lebih jauh dari 15 miliar tahun cahaya belum sampai di Bumi. Hal tersebut menyebabkan langit malam tidak penuh dengan bintang. Alasan lain bahwa langit malam mungkin tidak terang dengan cahaya tampak dari semua bintang yaitu karena ketika sumber cahaya bergerak menjauh, panjang gelombang cahaya itu menjadi lebih besar cahaya berarti menjadi warna merah. Hal tersebut berarti bahwa cahaya dari bintang-bintang yang bergerak menjauh dari kita akan berubah menjadi merah. Jika terus menjauh maka panjang gelombangnya akan menjadi lebih besar sehingga tidak terlihat dengan mata telanjang sama sekali di bawah spektrum cahaya tampak. Sehingga gelombang EM yang tersisa hanya radiasi pada spektrum gelombang mikro. Kenapa matahari disebut dengan nama matahari’? Matahari disebut “matahari” karena masyarakat Indonesia setuju untuk menamakan benda tersebut disebut “matahari”. Gak ada alasan logis kenapa benda tersebut dinamakan “matahari”. Pada prinsipnya bahasa dibentuk bukan karena kelogisan. Bahasa dibentuk persetujuan masyarakat itu sendiri untuk menyebutkan suatu benda atau konsep sebagai apa. Sama halnya seperti kenapa kursi disebut “kursi”, atau kaos kita sebut dengan kata “kaos”. Semua itu terjadi karena persetujuan masyarakat untuk menyebutkan suatu benda konsep, hal-hal dengan kata-kata yang sekarang masyarakat tersebut kenal. Sebuah benda yang berbentuk bulat dan dipakai untuk olahraga sepakbola, orang-orang di Indonesia dengan bahasa Indonesia menyebutnya dengan kata “bola”. Orang-orang yang berbahasa Inggris setuju bahwa benda tersebut disebut “ball”. Begitu juga dengan halnya bintang di tata surya kita, orang Indonesia menamakannya “matahari”, sedangkan orang-orang yang berbahasa Inggris menyebutnya “sun”; dan masih banyak lagi contoh. Sumber Abhyankar, 1977. “A Survey of the Solar Atmospheric Models”. Bulletin of the Astronomical Society of India. 5 40–44. García, R.; et al. 2007. “Tracking solar gravity modes the dynamics of the solar core”. Science. 316 5831 1591–1593. Solanki, Livingston, W.; Ayres, T. 1994. “New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere” PDF. Science. 263 5143 64–66.

matahari memancarkan energi panas dengan cara