Matahari

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
(Dialihkan dari Mentari)
Langsung ke: navigasi, cari
Matahari Sun symbol.svg
The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg
Data pengamatan
Jarak rata-rata
dari Bumi
1,496×108 km
8 menit 19 detik (kecepatan cahaya)
Kecerahan visual (V) −26,74[1]
Magnitudo absolut 4,83[1]
Klasifikasi spektrum G2V
Metalisitas Z = 0,0122[2]
Diameter sudut 31,6′ – 32,7′[3]
Kata sifat Surya
Ciri-ciri orbit
Jarak rata-rata
dari inti Bima Sakti
~2,5×1017 km
26.000 tahun cahaya
Periode galaksi (2,25–2,50)×108 a
Kecepatan ~220 km/detik (orbit mengitari pusat galaksi)
~20 km/detik (relatif terhadap kecepatan rata-rata bintang lain dalam grup bintang)
~370 km/detik[4] (relatif terhadap latar gelombang mikro kosmis)
Ciri-ciri fisik
Diameter rata-rata 1,392684×106 km[5]
Radius khatulistiwa 6,96342×105 km[5]
109 × Bumi[6]
Keliling khatulistiwa 4,379×106 km[6]
109 × Bumi[6]
Kepepatan 9×10−6
Luas permukaan 6,0877×1012 km2[6]
11.990 × Bumi[6]
Volume 1,412×1018 km3[6]
1.300.000 × Bumi
Massa 1,9891×1030 kg[1]
333.000 × Bumi[1]
Kepadatan rata-rata 1,408×103 kg/m3[1][6][7]
Kepadatan Pusat (model): 1,622×105 kg/m3[1]
Fotosfer bawah: 2×10−4 kg/m3
Kromosfer bawah: 5×10−6 kg/m3
Korona (rt): 1×10−12 kg/m3[8]
Gravitasi permukaan khatulistiwa 274,0 m/s2[1]
27,94 g
27.542,29 cgs
28 × Bumi[6]
Kecepatan lepas
(dari permukaan)
617,7 km/detik[6]
55 × Bumi[6]
Suhu Pusat (model): ~1,57×107 K[1]
Fotosfer (efektif): 5.778 K[1]
Korona: ~5×106 K
Luminositas (Lsol) 3,846×1026 W[1]
~3,75×1028 lm
~98 lm/W daya
Intensitas rata-rata (Isol) 2,009×107 W·m−2·sr−1
Usia 4,57 miliar tahun[9]
Ciri-ciri rotasi
Kemiringan 7,25°[1]
(terhadap ekliptika)
67,23°
(terhadap bidang galaksi)
Asensio rekta
dari kutub utara[10]
286,13°
19 jam 4 menit 30 detik
Deklinasi
dari kutub utara
+63,87°
63° 52' Utara
Rotasi sidereal
(di khatulistiwa)
25,05 hari[1]
(di lintang 16°) 25,38 hari[1]
25 hari 9 jam 7 menit 12 detik[10]
(di kutub) 34,4 hari[1]
Kecepatan rotasi
(di khatulistiwa)
7,189×103 km/j[6]
Komposisi fotosfer (menurut massa)
Hidrogen 73.46%[11]
Helium 24,85%
Oksigen 0,77%
Karbon 0,29%
Besi 0,16%
Neon 0,12%
Nitrogen 0,09%
Silikon 0,07%
Magnesium 0,05%
Belerang 0,04%

Matahari adalah bintang di pusat Tata Surya. Bentuknya nyaris bulat dan terdiri dari plasma panas bercampur medan magnet.[12][13] Diameternya sekitar 1.392.684 km,[5] kira-kira 109 kali diameter Bumi, dan massanya (sekitar 2×1030 kilogram, 330.000 kali massa Bumi) mewakili kurang lebih 99,86% massa total Tata Surya.[14] Secara kimiawi, sekira tiga perempat massa Matahari terdiri dari hidrogen, sedangkan sisanya didominasi helium. Sisa massa tersebut (1,69%, setara dengan 5.629 kali massa Bumi) terdiri dari elemen-elemen berat seperti oksigen, karbon, neon, besi, dan lain-lain.[15]

Matahari terbentuk sekitar 4,6 miliar tahun yang lalu akibat peluruhan gravitasi suatu wilayah di dalam sebuah awan molekul besar. Sebagian besar materi berkumpul di tengah, sementara sisanya memimpih menjadi cakram beredar yang kelak menjadi Tata Surya. Massa pusatnya semakin panas dan padat dan akhirnya memulai fusi termonuklir di intinya. Diduga bahwa hampir semua bintang lain terbentuk dengan proses serupa. Klasifikasi bintang Matahari, berdasarkan kelas spektrumnya, adalah bintang deret utama G (G2V) dan sering digolongkan sebagai katai kuning karena radiasi tampaknya lebih intens dalam porsi spektrum kuning-merah. Meski warnanya putih, dari permukaan Bumi Matahari tampak kuning dikarenakan pembauran cahaya biru di atmosfer.[16] Menurut label kelas spektrum,G2 menandakan suhu permukaannya sekitar 5778 K (5505 °C) dan V menandakan bahwa Matahari, layaknya bintang-bintang lain, merupakan bintang deret utama, sehingga energinya diciptakan oleh fusi nuklir nukleus hidrogen ke dalam helium. Di intinya, Matahari memfusi 620 juta ton metrik hidrogen setiap detik.

Dulu, Matahari dipandang para astronom sebagai bintang kecil dan tidak penting. Sekarang, Matahari dianggap lebih terang daripada sekitar 85% bintang di galaksi Bima Sakti yang didominasi katai merah.[17][18] Magnitudo absolut Matahari adalah +4,83. Akan tetapi, sebagai bintang yang paling dekat dengan Bumi, Matahari adalah benda tercerah di langit dengan magnitudo tampak −26,74.[19][20] Korona Matahari yang panas terus meluas di luar angkasa dan menciptakan angin matahari, yaitu arus partikel bermuatan yang bergerak hingga heliopause sekitar 100 AU. Gelembung di medium antarbintang yang terbentuk oleh angin matahari, heliosfer, adalah struktur bersambung terbesar di Tata Surya.[21][22]

Matahari saat ini bergerak melalui Awan Antarbintang Lokal (dekat Awan G) di zona Gelembung Lokal, tepatnya di dalam lingkaran terdalam Lengan Orion di galaksi Bima Sakti.[23][24] Dari 50 sistem bintang terdekat dalam jarak 17 tahun cahaya dari Bumi (bitnang terdekat adalah katai merah bernama Proxima Centauri sekitar 4,2 tahun cahaya), Matahari memiliki massa terbesar keempat.[25] Matahari mengorbit pusat Bima Sati pada jarak kurang lebih 24.00026.000 tahun cahaya dari pusat galaksi. Jika dilihat dari kutub utara galaksi, Matahari merampungkan satu orbit searah jarum jam dalam kurun sekitar 225–250 juta tahun. Karena Bima Sakti bergerak relatif terhadap radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis (CMB) ke arah konstelasi Hydra dengan kecepatan 550 km/detik, kecepatan Matahari relatif terhadap CMB sekitar 370 km/detik ke arah Crater atau Leo.[26]

Jarak rata-rata Matahari dari Bumi sekitar 149.6 juta kilometer (1 AU), meski jaraknya bervariasi seiring pergerakan Bumi menjauhi perihelion pada bulan Januari hingga aphelion pada bulan Juli.[27] Pada jarak rata-rata ini, cahaya bergerak dari Matahari ke Bumi selama 8 menit 19 detik. Energi sinar matahari ini membantu perkembangan nyaris semua bentuk kehidupan di Bumi melalui fotosintesis[28] dan mengubah iklim dan cuaca Bumi. Dampak luar biasa Matahari terhadap Bumi sudah diamati sejak zaman prasejarah. Matahari juga dianggap oleh sejumlah peradaban sebagai dewa. 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 sejumlah anomali perilaku Matahari yang belum dapat dijelaskan secara ilmiah.

Karakteristik[sunting | sunting sumber]

Video ini memanfaatkan citra Solar Dynamics Observatory dan menerapkan pemrosesan tambahan untuk memperjelas struktur yang tampak. Peristiwa di video ini mewakili aktivitas 24 jam pada 25 September 2011.

Matahari adalah bintang deret utama tipe G yang kira-kira terdiri dari 99,85% massa total Tata Surya. Bentuknya nyaris bulat sempurna dengan kepepatan sebesar sembilan per satu juta,[29] artinya diameter kutubnya berbeda 10 km saja dengan diameter khatulistiwanya.[30] Karena Matahari terbuat dari plasma dan tidak padat, rotasinya lebih cepat di bagian khatulistiwa ketimbang kutubnya. Peristiwa ini disebut rotasi diferensial dan terjadi karena konveksi pada Matahari dan gerakan massa-nya, akibat gradasi suhu yang terlampau jauh dari inti ke permukaan. Massa tersebut mendorong sebagian momentum sudut Matahari yang berlawanan arah jarum jam jika dilihat dari kutub utara ekliptika, sehingga kecepatan sudutnya didistribusikan kembali. Periode rotasi aktual ini diperkirakan 25,6 hari di khatulistiwa dan 33,5 hari di kutub. Tetapi akibat sudut pandang yang berubah-ubah dari Bumi saat mengorbit Matahari, rotasi tampak di khatulistiwa kira-kira 28 hari.[31] 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.[32]

Matahari adalah bintang Populasi I yang kaya elemen berat.[a][33] Pembentukan Matahari diperkirakan diawali oleh gelombang kejut dari satu supernova terdekat atau lebih.[34] Teori ini didasarkan pada keberlimpahan elemen berat di Tata Surya, seperti emas dan uranium, dibandingkan bintang-bintang Populasi II yang elemen beratnya sedikit. Elemen-elemen ini sangat mungkin dihasilkan oleh reaksi nuklir endotermik selama supernova atau transmutasi melalui penyerapan neutron di dalam sebuah bintang raksasa generasi kedua.[33]

Matahari tidak punya batas pasti seperti planet-planet berbatu, dan di kepadatan gas di bagian terluarnya menurun seiring bertambahnya jarak dari pusat Matahari.[35] Meski begitu, Matahari memiliki struktur interior yang jelas. Radius Matahari diukur dari pusatnya ke pinggir fotosfer. Fotosfer adalah lapisan terakhir yang tampak, karena lapisan-lapisan di atasnya terlalu dingin atau terlalu tipis untuk meradiasikan cahaya yang cukup agar dapat terlihat mata telanjang[36] di hadapan cahaya terang dari fotosfer. Selama gerhana matahari total, ketika fotosfer terhalang Bulan, korona Matahari terlihat di sekitarnya.

Interior Matahari tidak bisa dilihat secara langsung dan Matahari sendiri tidak dapat ditembus radiasi elektromagnetik. Mengikuti seismologi yang memakai gelombang gempa untuk mengungkap struktur terdalam Bumi, disiplin helioseismologi memakai gelombang tekanan (suara infrasonik) yang melintasi interior Matahari untuk mengukur dan menggambar struktur terdalam Matahari.[37] Model komputer Matahari juga dimanfaatkan sebagai alat bantu teoretis untuk menyelidiki lapisan-lapisan terdalamnya.

Inti[sunting | sunting sumber]

Inti Matahari diperkirakan merentang dari pusatnya sampai 20–25% radius Matahari.[38] Kepadatannya mencapai 150 g/cm3[39][40] (sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu mendekati 15,7 juta kelvin (K).[40] Sebaliknya, suhu permukaan Matahari kurang lebih 5.800 K. Analisis terkini terhadap data misi SOHO menunjukkan adanya tingkat rotasi yang lebih cepat di bagian inti ketimbang di seluruh zona radiatif.[38] Sepanjang masa hidup Matahari, energi dihasilkan oleh fusi nuklir melalui serangkaian tahap yang disebut rantai p–p (proton–proton); proses ini mengubah hidrogen menjadi helium.[41] Hanya 0,8% energi Matahari yang berasal dari siklus CNO.[42]

Inti adalah satu-satunya wilayah Matahari yang menghasilkan energi termal yang cukup melalui fusi; 99% tenaganya tercipta di dalam 24% radius Matahari, dan fusi hampir berhenti sepenuhnya pada tingkat 30% radius. Sisanya dipanaskan oleh energi yang ditransfer ke luar oleh radiasi dari inti ke layar 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 atau energi kinetik partikel.[43][44]

Rantai proton–proton terjadi sekitar 9,2×1037 kali per detik di inti. Karena memakai empat proton bebas (nukleus hidrogen), reaksi ini kira-kira mengubah 3,7×1038 proton menjadi partikel alpha (nukleus helium) setiap detiknya (dari total ~8,9×1056 proton bebas di Matahari), atau sekitar 6,2×1011 kg per detik.[44] Karena memfusi hidrogen ke helium melepaskan kurang lebih 0,7% massa terfusi dalam bentuk energi,[45] Matahari melepaskan energi dengan tingkat konversi massa–energi sebesar 4,26 juta ton metrik per detik, 384,6 yotta watt (3,846×1026 W),[1] atau 9,192×1010 megaton TNT per detik. Massa ini tidak dihancurkan untuk menciptakan energi, melainkan diubah menjadi setara energi dan diangkut dalam energi yang diradiasikan, seperti yang dijelaskan oleh konsep kesetaraan 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/m3,[46] kepadatan produksi tenaga yang kira-kira lebih mendekati metabolisme reptil daripada bom termonuklir.[b] Puncak produksi tenaga di Matahari telah dibanding-bandingkan dengan panas volumetrik yang dihasilkan di dalam tumpukan kompos aktif. 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 sedikit memuai terhadap berat lapisan terluarnya, sehingga mengurangi tingkat fusi dan memperbaiki perturbasi; dan tingkat yang agak lebih rendah mengakibatkan inti mendingin dan sedikit menyusut, sehingga meningkatkan tingkat fusi dan memperbaikinya ke tingkat saat ini.[47][48]

Sinar gamma (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 10.000 sampai 170.000 tahun.[49] 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 30.000.000 tahun. Ini adalah waktu yang diperlukan Matahari untuk kembali ke keadaan stabil jika tingkat penciptaan energi di intinya tiba-tiba berubah.[50]

Sepanjang bagian akhir perjalanan foton keluar Matahari, di lapisan konvektif terluar, tabrakannya lebih sedikit dan jauh dan energinya lebih rendah. Fotosfer adalah permukaan transparan Matahari tempat foton terlepas dalam bentuk cahaya tampak. Setiap sinar gamma di inti Matahari diubah menjadi beberapa juta foton cahaya tampak sebelum lepas ke luar angkasa. Neutrino juga dilepaskan oleh reaksi fusi di inti, namun 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 Matahari lebih rendah daripada yang diprediksi teori dengan faktor 3. Kesenjangan ini diselesaikan pada tahun 2001 melalui penemuan efek osilasi neutrino: Matahari memancarkan beberapa neutrino sesuai prediksi teori, tetapi detektor neutrino kehilangan 23 jumlahnya karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.[51]

Potongan melintang bintang tipe matahari (NASA)

Zona radiatif[sunting | sunting sumber]

Kurang lebih di bawah 0,7 radius Matahari, material Matahari cukup panas dan padat sampai-sampai radiasi termal adalah cara utama untuk mentransfer energi dari inti.[52] Zona ini tidak diatur oleh konveksi termal; meski begitu suhunya turun dari kira-kira 7 juta ke 2 juta kelvin seiring bertambahnya jarak dari inti.[40] Gradien suhu ini kurang dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak dapat menciptakan konveksi.[40] Energi ditransfer oleh radiasiion hidrogen dan helium memancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain.[52] Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20 g/cm3 ke 0,2 g/cm3) dari 0,25 radius Matahari di atas zona radiasi.[52]

Zona radiatif dan zona konvektif dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi, takhoklin. Ini adalah wilayah ketika perubahan fenomena mencolok antara rotasi seragam di zona radiatif dan rotasi diferensial di zona konveksi menghasilkan celah besar—kondisi ketika lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah.[53] Gerakan cair yang ditemukan di zona konveksi 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 dalma lapisan ini menciptakan medan magnet Matahari (baca dinamo matahari).[40]

Zona konvektif[sunting | sunting sumber]

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 takhoklin memanas dan memuai, sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkan material tersebut naik. Pengaruhnya, konveksi termal berkembang saat sel panas mengangkut 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 5.7000 K dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m3 (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).[40]

Kolom panas di zona konveksi membentuk jejak di permukaan Matahari yang disebut granulasi dan supergranulasi. Konveksi turbulen di bagian terluar interior Matahari ini menghasilkan dinamo "berskala kecil" yang menciptakan kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan Matahari.[40] Kolom panas Matahari disebut sel Bénard dan berbentuk prisma heksagon.[54]

Fotosfer[sunting | sunting sumber]

Suhu efektif, atau suhu benda hitam, Matahari (5777 K) adalah suhu yang harus dimiliki sebuah benda hitam berukuran sama agar menghasilkan total tenaga emisif yang sama.

Permukaan Matahari yang tampak, fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya Matahari menjadi opak terhadap cahaya tampak.[55] Di atas fotosfer, sinar matahari yang tampak bebas berkelana ke angkasa dan energinya terlepas sepenuhnya dari Matahari. Perubahan opasitas diakibatkan oleh berkurangnya jumlah ion H yang mudah menyerap cahaya tampak.[55] Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H.[56][57] Tebal fotosfer puluhan sampai ratusan kilometer, sedikit kurang opak daripada udara di Bumi. Karena bagian atas fotosfer lebih dingin daripada bagian bawahnya, citra Matahari tampak lebih terang di tengah daripada pinggir atau lengan cakram matahari; fenomena ini disebut penggelapan lengan.[55] Spektrum sinar matahari kurang lebih sama dengan spektrum benda hitam yang beradiasi sekitar 6.000 K, berbaur dengan jalur penyerapan atomik dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel sebesar ~1023 m−3 (sekitar 0,37% jumlah partikel per volume atmosfer Bumi di permukaan laut). Fotosfer tidak sepenuhnya terionisasikan—cakupan ionisasinya sekitar 3%, sehingga nyaris seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom.[58]

Selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak ada kaitannya dengan elemen kimia apapun yang saat itu dikenal di Bumi. Pada tahun 1868, Norman Lockyer berhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang ia sebut helium, diambil dari nama dewa matahari Yunani Helios. 25 tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.[59]

Atmosfer[sunting | sunting sumber]

Saat gerhana matahari total, korona matahari dapat dilihat dengan mata telanjang selama periode totalitas yang singkat.

Bagian Matahari di atas fotosfer disebut atmosfer matahari.[55] Atmosfer dapat diamati menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet, mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona, dan heliosfer.[55] Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari, membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari.[55] Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.[60]

Lapisan terdingin Matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan suhu kurang lebih 4.100 K.[55] Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapt dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka.[61]

Di atas lapisan suhu rendah ada lapisan setebal 2.000 km yang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan.[55] Lapisan ini bernama kromosfer yang diambil dari kata Yunani chroma, artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhir gerhana matahari total.[52] Suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai 20.000 K di dekat puncaknya.[55] Di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya.[62]

Diambil oleh Hinode Solar Optical Telescope tanggal 12 Januari 2007, citra Matahari ini menunjukkan sifat filamen pada plasma yang menghubungkan wilayah-wilayah berpolaritas magnet berbeda.

Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20.000 K di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1.000.000 K.[63] Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran.[62] Wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur yang konstan.[52] Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap spektrum ultraviolet ekstrem.[64]

Korona adalah kepanjangan atmosfer telruar Matahari yang volumenya lebih besar daripada Matahari itu sendiri. Korona terus menyebar ke angkasa dan menjadi angin matahari yang mengisi seluruh Tata Surya.[65] Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 1015–1016 m−3.[62][c] Suhu rata-rata korona dan angin matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K; akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8.000.000–20.000.000 K.[63] Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik.[63][65]

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 arus angin matahari menjadi superalfvénik—artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan gelombang Alfvén.[66] 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 seperti spiral,[65] sampai menyentuh heliopause lebih dari 50 AU dari Matahari. Pada Desember 2004, wahana Voyager 1 melintasi front kejut yang diduga sebagai bagian dari heliosfer. Kedua wahana Voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang tinggi saat mendekati batas tersebut.[67]

Medan magnet[sunting | sunting sumber]

Di citra ultraviolet warna palsu ini, Matahari memiliki semburan matahari kelas C3 (wilayah putih di kiri atas), sebuah tsunami matahari (struktur mirip gelombang, kanan atas), dan beberapa filamen plasma setelah medan magnet yang naik dari permukaan.
Lembar arus heliosfer merentang sampai batas terluar Tata Surya dan terbentuk oleh pengaruh medan magnet Matahari yang berotasi di plasma di medium antarplanet.[68]

Matahari adalah bintang yang magnetnya aktif. Matahari memiliki medan magnet kuat dan yang berubah-ubah tiap tahun dan berbalik arah setiap sebelas tahun di sekitar maksimum matahari.[69] Medan magnet Matahari mencadi penyebab sejumlah dampak yang secara kolektif disebut aktivitas matahari, termasuk titik matahari di permukaan Matahari, semburan matahari, dan variasi angin matahari yang mengangkut material melintasi Tata Surya.[70] Dampak aktivitas matahari terhadap Bumi meliputi aurora di lintang tengah sampai tinggi dan gangguan komunikasi radio dan tenaga listrik. Aktivitas matahari diduga memainkan peran besar dalam pembentukan dan evolusi Tata Surya. Aktivitas matahari mengubah struktur atmosfer terluar Bumi.[71]

Semua materi di Matahari berbentuk gas dan bersuhu tinggi, disebut plasma. Ini membuat Matahari bisa berotasi lebih cepat di khatulistiwa (sekitar 25 hari) daripada lintang yang lebih tinggi (sekitar 35 hari di dekat kutubnya). Rotasi diferensial lintang Matahari menyebabkan jalur medan magnetnya saling terikat seiring waktu, menghasilkan lingkaran medan magnet dari permukaan Matahari dan mencetus pembentukan titik matahari dan prominensa matahari (baca rekoneksi magnetik). Aksi ikat-ikatan ini menciptakan dinamo matahari dan siklus aktivitas magnetik 11 tahun; medan magnet Matahari berbalik arah setiap 11 tahun.[72][73]

Medan magnet matahari membentang jauh melewati Matahari itu sendiri. Plasma angin matahari yang termagnetkan membawa medan magnet Mathari ke luar angkasa dan membentuk medan magnet antarplanet.[65] 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 disebut lembar arus heliosfer.[65] Pada jarak yang lebih jauh, rotasi Matahari memelintir medan magnet dan lembar arus menjadi struktur mirip spiral Archimedes yang disebut spiral Parker.[65] Medan magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet matahari. Medan magnet dipol Matahari sebesar 50–400 μT (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.[74] Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi Matahari.

Pergerakan Matahari[sunting | sunting sumber]

Ilustrasi rotasi Matahari. Terdapat perubahan posisi bintik Matahari selama terjadi pergerakan

Matahari mempunyai dua macam pergerakan, yaitu sebagai berikut :

  • Matahari berotasi pada sumbunya dengan selama sekitar 27 hari untuk mencapai satu kali putaran.[75] Gerakan rotasi ini pertama kali diketahui melalui pengamatan terhadap perubahan posisi bintik Matahari.[75] Sumbu rotasi Matahari miring sejauh 7,25° dari sumbu orbit Bumi sehingga kutub utara Matahari akan lebih terlihat di bulan September sementara kutub selatan Matahari lebih terlihat di bulan Maret.[75] Matahari bukanlah bola padat, melainkan bola gas, sehingga Matahari tidak berotasi dengan kecepatan yang seragam.[75] Ahli astronomi mengemukakan bahwa rotasi bagian interior Matahari tidak sama dengan bagian permukaannya.[76] Bagian inti dan zona radiatif berotasi bersamaan, sedangkan zona konvektif dan fotosfer juga berotasi bersama namun dengan kecepatan yang berbeda.[76] Bagian ekuatorial (tengah) memakan waktu rotasi sekitar 24 hari sedangkan bagian kutubnya berotasi selama sekitar 31 hari.[75][77] Sumber perbedaan waktu rotasi Matahari tersebut masih diteliti.[75]
  • Matahari dan keseluruhan isi tata surya bergerak di orbitnya mengelilingi galaksi Bimasakti.[77] Matahari terletak sejauh 28.000 tahun cahaya dari pusat galaksi Bimasakti.[77] Kecepatan rata-rata pergerakan ini adalah 828.000 km/jam sehingga diperkirakan akan membutuhkan waktu 230 juta tahun untuk mencapai satu putaran sempurna mengelilingi galaksi.[77]

Jarak Matahari ke bintang terdekat[sunting | sunting sumber]

Sistem bintang yang terdekat dengan Matahari adalah Alpha Centauri.[78] Bintang yang dalam kompleks tersebut yang memilkiki posisi terdekat dengan Matahari adalah Proxima Centauri, sebuah bintang berwarna merah redup yang terdapat dalam rasi bintang Centaurus.[78] Jarak Matahari ke Proxima Centauri adalah sejauh 4,3 tahun cahaya (39.900 juta km atau 270 ribu unit astronomi), kurang lebih 270 ribu kali jarak matahai ke Bumi.[78] Para ahli astronomi mengetahui bahwa benda-benda angkasa senantiasa bergerak dalam orbit masing-masing.[79] Oleh karena itu, perhitungan jarak dilakukan berdasarkan pada perubahan posisi suatu bintang dalam kurun waktu tertentu dengan berpatokan pada posisinya terhadap bintang-bintang sekitar.[79] Metode pengukuran ini disebut parallaks (parallax).[79]

Ciri khas Matahari[sunting | sunting sumber]

Berikut ini adalah beberapa ciri khas yang dimiliki oleh Matahari:

Prominensa (lidah api Matahari)[sunting | sunting sumber]

Erupsi prominensa yang terjadi pada 30 Maret 2010

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 seringkali berbentuk loop (putaran).[80][81] Prominensa disebut juga sebagai filamen Matahari karena meskipun julurannya sangat terang bila dilihat di angkasa yang gelap, namun tidak lebih terang dari keseluruhan Matahari itu sendiri.[80] Prominensa hanya dapat dilihat dari Bumi dengan bantuan teleskop dan filter.[80] Prominensa terbesar yang pernah ditangkap oleh SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) diestimasi berukuran panjang 350 ribu km.[80]

Sama seperti korona, prominensa terbentuk dari plasma namun memiliki suhu yang lebih dingin.[80] Prominensa berisi materi dengan massa mencapai 100 miliar kg.[80] Prominensa terjadi di lapisan fotosfer Matahari dan bergerak keluar menuju korona Matahari.[80] Plasma prominensa bergerak di sepanjang medan magnet Matahari.[82] Erupsi dapat terjadi ketika struktur prominesa menjadi tidak stabil sehingga akan pecah dan mengeluarkan plasmanya.[82] Ketika terjadi erupsi, material yang dikeluarkan menjadi bagian dari struktur magnetik yang sangat besar disebut semburan massa korona (coronnal mass ejection/ CME).[80][82] Pergerakan semburan korona tersebut terjadi pada kecepatan yang sangat tinggi, yaitu antara 20 ribu m/s hingga 3,2 juta km/s.[80] Pergerakan tersebut juga menyebabkan peningkatan suhu hingga puluhan juta derajat dalam waktu singkat.[80] Bila erupsi semburan massa korona mengarah ke Bumi, akan terjadi interaksi dengan medan magnet Bumi dan mengakibatkan terjadinya badai geomagnetik yang berpotensi mengganggu jaringan komunikasi dan listrik.[82]

Suatu prominensa yang stabil dapat bertahan di korona hingga berbulan-bulan lamanya dan ukurannya terus membesar setiap hari.[82] Para ahli masih terus meneliti bagaimana dan mengapa prominensa dapat terjadi.[82]

Bintik Matahari[sunting | sunting sumber]

Bintik Matahari terlihat seperti noda kehitaman di permukaan Matahari

Bintik Matahari adalaah granula-granula cembung kecil yang ditemukan di bagian fotosfer Matahari dengan jumlah yang tak terhitung.[83] Bintik Matahari tercipta saat garis medan magnet Matahari menembus bagian fotosfer.[84] Ukuran bintik Matahari dapat lebih besar daripada Bumi.[81] Bintik Matahari memiliki daerah yang gelap bernama umbra, yang dikelilingi oleh daerah yang lebih terang disebut penumbra.[83] Warna bintik Matahari terlihat lebih gelap karena suhunya yang jauh lebih rendah dari fotosfer.[83] Suhu di daerah umbra adalah sekitar 2.200 °C sedangkan di daerah penumbra adalah 3.500 °C.[83] Oleh 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.[83]

Angin Matahari[sunting | sunting sumber]

Angin Matahari terbentuk aliran konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atomosfer Matahari, yang bergerak ke seluruh tata surya.[85] Partikel-partikel tersebut memiliki energi yang tinggi, namun proses pergerakannya keluar medan gravitasi Matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna.[85] Kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai 400 km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500 km/s.[86] Kecepatan ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari Matahari.[86] Angin Matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750 km/s dan berasal dari lubang korona di atmosfer Matahari.[86]

Beberapa bukti adanya angin surya yang dapat dirasakan atau dilihat dari Bumi adalah badai geomagnetik berenergi tinggi yang merusak satelit dan sistem listrik, aurora di Kutub Utara atau Kutub Selatan, dan partikel menyerupai ekor panjang pada komet yang selalu menjauhi Matahari akibat hembusan angin surya.[85] Angin Matahari dapat membahayakan kehidupan di Bumi bila tidak terdapat medan magnet Bumi yang melindungi dari radiasi.[85] Pada kenyataannya, ukuran dan bentuk medan magnet Bumi juga ditentukan oleh kekuatan dan kecepatan angin surya yang melintas.[85]

Badai Matahari[sunting | sunting sumber]

Badai Matahari terjadi ketika ada pelepasan seketika energi magnetik yang terbentuk di atmosfer Matahari.[87] Plasma Matahari yang meningkat suhunya hingga jutaan Kelvin beserta partikel-partikel lainnya berakselerasi mendekati kecepatan cahaya.[88] Total energi yang dilepaskan setara dengan jutaan bom hidrogen berukuran 100 megaton.[87] Jumlah dan kekuatan badai Matahari bervariasi.[88] Ketika Matahari aktif dan memiliki banyak bintik, badai Matahari lebih sering terjadi. Badai Matahari seringkali terjadi bersamaan dengan luapan massa korona.[88] Badai Matahari memberikan risiko radiasi yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronot, dan terutama sistem telekomunikasi Bumi.[88][89] Badai Matahari yang pertama kali tercatat dalam pustaka astronomi adalah pada tanggal 1 September 1859.[87] 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.[87] Kejadian ini disebut Carrington Event dan menyebabkan lumpuhnya jaringan telegraf transatlantik antara Amerika dan Eropa.[89]

Eksplorasi Matahari[sunting | sunting sumber]

Solar Maximum Mission, salah satu satelit yang diluncurkan Amerika Serikat untuk mempelajari Matahari.

Wahana antariksa yang pertama kali berhasil masuk ke orbit Matahari adalah Pioneer 4.[90] Pioneer 4, yang diluncurkan tanggal 3 Maret 1959 oleh Amerika Serikat, menjadi pionir dalam sejarah eksplorasi Matahari.[90][91] Keberhasilan tersebut diikuti oleh peluncuran Pioneer 5 - Pioneer 9 selama 1959-1968 yang memang bertujuan untuk mempelajari tentang Matahari.[91] Pada 26 Mei 1973, stasiun luar angkasa Amerika Serikat bernama Skylab diluncurkan dengan membawa 3 awak.[91] Skylab membawa Apollo Telescope Mount (ATM) yang digunakan untuk mengambil lebih dari 150.000 gambar Matahari.[91]

Wahana antariksa lainnya, Helios I berhasil mengorbit hingga mencapai jarak 47 juta km dari Matahari (memasuki orbit Merkuri).[91][92] Helios I terus berputar untuk memastikan seluruh bagian pesawat mendapat jumlah panas yang sama dari Matahari.[92] Helios I bertugas mengumpulkan data-data mengenai Matahari.[92] Wahana antariksa hasil kerjasama Amerika Serikat dan Jerman ini beroperasi sejak 10 Desember 1974 hingga akhir 1982.[91][92] Helios II diluncurkan pada 16 Januari 1976 dan berhasil mencapai jarak 43 juta km dari Matahari.[91] Misi Helios II selesai pada April 1976 namun dibiarkan tetap berada di orbit.[92]

Solar Maximum Mission didesain untuk melakukan observasi aktivitas Matahari terutama bintik dan api Matahari saat Matahari berada pada periode aktivitas maksimum.[91][92] SMM diluncurkan oleh Amerika Serikat pada 14 Februari 1980.[91] Selama perjalanannya, SMM pernah mengalami kerusakan namun berhasil diperbaiki oleh awak pesawat ulang alik Challenger.[92] SMM terus berada di orbit Bumi selama melakukan observasi.[91][92] SMM mengumpulkan data hingga 24 November 1989 dan terbakar saat masuk kembali ke atmosfer Bumi pada 2 Desember 1989.[91][92]

Wahana antariksa Ulysses adalah hasil proyek internasional untuk mempelajari kutub-kutub Matahari, diluncurkan pada 6 Oktober 1990.[91] Sedangkan Yohkoh adalah wahana antariksa yang diluncurkan untuk mempelajari radiasi energi tinggi dari Matahari.[91] Yohkoh merupakan hasil kerjasama Jepang, Amerika Serikat, dan Inggris yang diluncurkan pada 31 Agustus 1991.[91]

Misi eksplorasi Matahari yang paling terkenal adalah Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) yang dikembangkan oleh Badan Antariksa Amerika Serikat (NASA) bekerja sama dengan Agensi Luar Angkasa Eropa (ESA) dan diluncurkan pada 12 Desember 1995.[93] SOHO bertugas mengumpulkan data struktur internal, proses fisik yang terjadi, serta pengambilan gambar dan diagnosis spektroskopis Matahari.[91] SOHO ditempatkan pada jarak 1,5 juta km dari Bumi dan masih beroperasi hingga sekarang.[91]

Misi eksplorasi terbaru dari NASA adalah wahana antariksa kembar bernama STEREO yang diluncurkan pada 26 Oktober 2006.[92][93] STEREO bertugas untuk menganalisis dan mengambil gambar Matahari dalam bentuk 3 dimensi.[92] Solar Dynamics Observatory Mission adalah misi eksplorasi NASA yang sedang dalam pengembangan dan telah dipublikasikan pada April 2008.[92] 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.[92]

Matahari sebagai simbol kepercayaan dan kebudayaan[sunting | sunting sumber]

Matahari telah menjadi simbol penting di banyak kebudayaan sepanjang peradaban manusia.[94] Dalam mitologi dimiliki oleh berbagai bangsa di dunia, Matahari memiliki peranan yang sangat penting di dalam kehidupan masyarakatnya.[94] Matahari dikenal dengan nama yang berbeda-beda pada tiap kebudayaan dan seringkali disembah sebagai dewa.[94][95]

Relief Helios di Kuil Athena, Troja.

Peranan Matahari di berbagai kebudayaan dan kepercayaan[sunting | sunting sumber]

  • Ra (atau Re) adalah dipuja sebagai Dewa Matahari sekaligus pencipta di kebudayaan Mesir Kuno.[94][96] Pada hieroglif, Matahari digambarkan sebagai sebuah cakram.[94] Ra menyimbolkan mata langit sehingga sering digambarkan sebagai cakram yang berada pada kepala burung falkon atau cakram bersayap.[94] Dewa Ra dipercaya mengendarai kereta perang melintasi langit di siang hari.[97] Dewa Ra juga digambarkan sebagai penjaga pharaoh atau Raja Mesir.[97] Selain itu, Ra digambarkan sebagai dewa yang sudah tua dan tinggal di langit untuk mengawasi dunia.[97]
  • Dalam mitologi India, Matahari disebut dengan nama Surya.[94] Selain sebagai Matahari itu sendiri, Surya juga dikenal sebagai dewa Matahari.[98] Kata surya berasal dari bahasa Sanskerta sur atau svar yang berakhir bersinar.[98] Surya digambarkan sebagai dewa yang memegang keseimbangan di muka Bumi.[98] Penyembahan Matahari telah dilakukan oleh penganut kepercayaan Hindu selama ribuan tahun.[94] Kini perayaan Matahari terbit masih dilangsungkan di pinggiran Sungai Gangga yang terletak di kota tersuci di India, kota Benares.[99] Surya Namaskar atau penghormatan kepada Matahari adalah sebuah gerakan penting dalam yoga.[94]
  • Helios adalah dewa Matahari dalam mitologi Yunani.[94] Helios disebut juga sebagai Sol Invictus di kebudayaan Romawi.[100] Selain itu, Helios juga merupakan sisi lain dari Apollo.[94] Dikisahkan Helios adalah dewa yang bermahkotakan halo Matahari dan mengendarai kereta perang menuju ke angkasa.[101] Helios adalah dewa yang bertanggung jawab memberikan cahaya ke surga dan Bumi dengan cara menambat Matahari di kereta yang dikendarainya.[100]
  • Bangsa Inca menyembah dewa Matahari yang bernama Inti, sebagai dewa tertinggi.[102] Dewa Inti dipercaya menganugerahkan peradaban Inca kepada anaknya, Manco Capac, yang juga merupakan raja bangsa Inca yang pertama.[102] Bangsa Inca menyebut diri mereka sebagai anak-anak Matahari.[102] Setiap tahun mereka memberikan persembahan hasil panen dalam jumlah besar untuk upacara-upacara yang berhubungan dengan penyembahan Matahari.[102]
  • Dewa Matahari yang disembah oleh bangsa Maya adalah Kinich-ahau.[103] Kinich-ahau adalah pemimpin bagian utara.[103]
  • Suku Aztec menyembah Huitzilopochtli, yang merupakan dewa perang dan simbol Matahari.[104] Setiap hari Huitzilopochtli dikisahkan menggunakan sinar Matahari untuk mengusir kegelapan dari langit, namun setiap malam dewa ini mati dan kegelapan datang kembali.[104] Untuk memberi kekuatan pada dewa mereka, bangsa Aztec mempersembahkan jantung manusia setiap hari.[99]
  • Shintoisme merupakan agama yang berinti pada penyembahan Dewi Matahari yang bernama Amaterasu masih terus bertahan di Jepang.[99] Jepang memiliki julukan "Negara Matahari Terbit".[99]
Intihuatana, bangunan yang berfungsi sebagai penanda waktu di masa peradaban Inca.

Bangunan dan benda yang berhubungan dengan Matahari[sunting | sunting sumber]

  • Jam Matahari adalah seperangkat alat yang dipakai sebagai penunjuk waktu berdasarkan bayangan gnomon (batang atau lempengan penanda)yang berubah-ubah letaknya seiring dengan pergerakan Bumi terhadap Matahari.[105] Jam Matahari berkembang di antara kebudayaan kuno Babylonia, Yunani, Mesir, Romawi, Cina, dan Jepang. Jam Matahari tertua yang pernah ditemukan oleh Chaldean Berosis, yang hidup sekitar 340 SM. Beberapa artefak jam Matahari lain ditemukan di Tivoli, Italia tahun 1746, di Castel Nuovo tahun 1751, di Rigano tahun 1751, dan di Pompeii tahun 1762.
  • Stonehenge yang terletak di Wiltshire, Inggris, memiliki pilar batu terbesar yang disebut Heelstone menandai posisi terbitnya Matahari tanggal 21 Juni (posisi Matahari tepat di utara Bumi).[106]
  • Observatorium kuno yang dibangun bagi Dewa Ra masih dapat ditemui di Luxor, sebuah kota di dekat Sungai Nil di Mesir.[99] Sedangkan El Karmak adalah kuil yang juga dibangun untuk Dewa Ra dan terletak di timur laut Luxor.[107] Ratusan obelisk Mesir yang berfungsi sebagai jam Matahari pada masanya juga dapat ditemukan di Luxor dan Heliopolis (kota Matahari).[99]
  • Salah satu bangunan terkenal yang didedikasikan untuk Surya dibangun pada abad ke 13 bernama Surya Deula (Candi Matahari) yang terletak Konarak, India.[98]
  • Pilar Intihuatana yang terletak di kawasan Machu Picchu adalah bangun yang didirikan oleh bangsa Inca.[102] Pada tengah hari setiap tanggal 21 Maret dan 21 September, posisi Matahari akan berada hampir tepat di atas pilar sehingga tidak akan ada bayangan pilar sama sekali.[102][108] Pada saat inilah, masyarakat Inca akan mengadakan upacara di tempat tersebut karena mereka percaya bahwa Matahari sedang diikat di langit.[102][108] Intihuatana dipakai untuk menentukan hari di mana terjadi equinox (lama siang hari sama dengan malam hari) dan periode-periode astronomis lainnya[108]
  • Bangsa Maya terkenal dengan kalender berisikan 365 hari dan 260 hari yang dibuat berdasarkan pengamatan astronomis, termasuk terhadap Matahari.[109] Kalendar 365 hari ini disebut Haab, sedangkan kalender 260 hari disebut Tzolkin.[109]
  • Kalender Aztec dipahat di atas sebuah baru berbentuk lingkaran. Isinya adalah 365 siklus kalender berdasarkan Matahari dan 260 siklus ritual.[110] Kalender batu Aztec ini kini disimpan di National Museum of Anthropology and History di Chapultepec Park, Mexico City.[110]
  • Matahari juga telah menjadi obyek yang menarik bagi pelukis dan penulis terkenal dunia.[99] Claude Monet, Joan Miro, Caspar David Friedrich (judul lukisan: Woman in Morning Sun - Wanita dalam Matahari Pagi , dan Vincent van Gogh (judul lukisan: Another Light, A Stronger Sun - Cahaya Lain, Matahari yang Lebih Kuat) adalah beberapa pelukis yang pernah menjadikan Matahari sebagai objek lukisannya.[99] Sedangkan Ralph Waldo Emerson dan Friedrich Nietzsche adalah penulis dan filsuf yang pernah membuat cerita, puisi, maupun kata-kata mutiara dengan subjek Matahari.[99]

Manfaat dan peran Matahari[sunting | sunting sumber]

Matahari adalah sumber energi bagi kehidupan.[99] Matahari memiliki banyak manfaat dan peran yang sangat penting bagi kehidupan seperti:

  • Panas Matahari memberikan suhu yang pas untuk kelangsungan hidup organisme di Bumi.[99] Bumi juga menerima energi Matahari dalam jumlah yang pas untuk membuat air tetap berbentuk cair, yang mana merupakan salah satu penyokong kehidupan.[99] Selain itu panas Matahari memungkinkan adanya angin, siklus hujan, cuaca, dan iklim.[99]
  • Cahaya Matahari dimanfaatkan secara langsung oleh tumbuhan berklorofil untuk melangsungkan fotosintesis, sehingga tumbuhan dapat tumbuh serta menghasilkan oksigen dan berperan sebagai sumber pangan bagi hewan dan manusia.[99] Mahluk hidup yang sudah mati akan menjadi fosil yang menghasilkan minyak Bumi dan batu bara sebagai sumber energi.[99] Hal ini merupakan peran dari energi Matahari secara tidak langsung [99]
Panel surya dipasang di atap rumah untuk menangkap sinar Matahari dan mengubahnya menjadi energi listrik.
  • Pembangkit listrik tenaga Matahari adalah moda baru pembangkit listrik dengan sumber energi terbarukan.[111] Pembangkit listrik ini terdiri dari kaca-kaca besar atau panel yang akan menangkap cahaya Matahari dan mengkonsentrasikannya ke satu titik.[111] Panas yang ditangkap kemudian digunakan untuk menghasilkan uap panas bertekanan, yang akan dipakai untuk menjalankan turbin sehingga energi listrik dapat dihasilkan.[111] Prinsip panel surya adalah penggunaan sel surya atau sel photovoltaic yang terbuat dari silikon untuk menangkap sinar Matahari.[111] Sel surya sudah banyak dipakai untuk kalkulator tenaga surya. Panel surya sudah banyak dipasang di atap bangunan dan rumah di daerah perkotaan untuk mendapatkan listrik dengan gratis.[111]
  • Pergerakan rotasi Bumi menyebabkan ada bagian yang menerima sinar Matahari dan ada yang tidak.[112] Hal inilah yang menciptakan adanya hari siang dan malam di Bumi.[112] Sedangkan pergerak Bumi mengelilingi Matahari menyebabkan terjadinya musim.[112]
  • Matahari menjadi penyatu planet-planet dan benda angkasa lain di sistem tata surya yang bergerak atau berotasi mengelilinya.[113] Keseluruhan sistem dapat berputar di luar angkasa karena ditahan oleh gaya gravitasi Matahari yang sangat besar.[113]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams, D. R. (2004). "Sun Fact Sheet". NASA. Diakses 2010-09-27. 
  2. ^ Asplund, M.; N. Grevesse and A. J. Sauval (2006). "The new solar abundances - Part I: the observations". Communications in Asteroseismology 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76. 
  3. ^ "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". NASA. Diakses 2010-10-24. 
  4. ^ Hinshaw, G.; et al. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series 180 (2): 225–245. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. 
  5. ^ a b c Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle F. (March 5, 2012), "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits", arXiv, diakses March 28, 2012 
  6. ^ a b c d e f g h i j k "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. Diarsipkan dari aslinya tanggal 2008-01-02. 
  7. ^ Ko, M. (1999). "Density of the Sun". In Elert, G. The Physics Factbook. 
  8. ^ "Principles of Spectroscopy". University of Michigan, Astronomy Department. 30 August 2007. 
  9. ^ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. 
  10. ^ a b Seidelmann, P. K.; et al. (2000). "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000". Diakses 2006-03-22. 
  11. ^ "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. Diakses 2008-07-29. , citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. hlm. 37. NASA SP-402. 
  12. ^ "How Round is the Sun?". NASA. 2 October 2008. Diakses 7 March 2011. 
  13. ^ "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 6 February 2011. Diakses 7 March 2011. 
  14. ^ Woolfson, M (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics 41 (1): 1.12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 
  15. ^ Basu, S.; Antia, H. M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports 457 (5–6): 217. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. 
  16. ^ Wilk, S. R. (2009). "The Yellow Sun Paradox". Optics & Photonics News: 12–13. 
  17. ^ Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. Diakses 2007-08-01. 
  18. ^ Lada, C. J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. 
  19. ^ Burton, W. B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews 43 (3–4): 244–250. Bibcode:1986SSRv...43..244.. doi:10.1007/BF00190626. 
  20. ^ Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B. 
  21. ^ "A Star with two North Poles". Science @ NASA. NASA. 22 April 2003. 
  22. ^ Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (2002). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations". Journal of Geophysical Research 107 (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA.107g.SSH8R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. 
  23. ^ http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html, Our Local Galactic Neighborhood, NASA
  24. ^ http://www.centauri-dreams.org/?p=14203, Into the Interstellar Void, Centauri Dreams
  25. ^ Adams, F. C.; Graves, G.; Laughlin, G. J. M. (2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 22: 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. 
  26. ^ Kogut, A. et al. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". Astrophysical Journal 419: 1. arXiv:astro-ph/9312056. Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:10.1086/173453. 
  27. ^ "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020". US Naval Observatory. 31 January 2008. Diakses 2009-07-17. 
  28. ^ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. hlm. 25–27. ISBN 0-684-85618-2. 
  29. ^ Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics 355: 365–374. Bibcode:2000A&A...355..365G. 
  30. ^ Jones, Geraint (16 August 2012). "Sun is the most perfect sphere ever observed in nature". the Guardian. Diakses August 19, 2012. 
  31. ^ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  32. ^ Schutz, Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. hlm. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0. 
  33. ^ a b Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (ed. 4th). Saunders College Publishing. hlm. 322. ISBN 0-03-006228-4. 
  34. ^ Falk, S. W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0. 
  35. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 11. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  36. ^ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 73. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  37. ^ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 58–67. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  38. ^ a b García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. 
  39. ^ Basu et al. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal 699 (699): 1403. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. 
  40. ^ a b c d e f g "NASA/Marshall Solar Physics". Solarscience.msfc.nasa.gov. 2007-01-18. Diakses 2009-07-11. 
  41. ^ Broggini, Carlo (26–28 June 2003). "Nuclear Processes at Solar Energy". Physics in Collision: 21. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B. 
  42. ^ Goupil, M. J. et al. (January 2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031 
  43. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  44. ^ a b Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  45. ^ p. 102, The physical universe: an introduction to astronomy, Frank H. Shu, University Science Books, 1982, ISBN 0-935702-05-9.
  46. ^ Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.
  47. ^ Haubold, H.J.; Mathai, A.M. (May 18, 1994). "Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment". Basic space science. AIP Conference Proceedings 320: 102. arXiv:astro-ph/9405040. Bibcode:1995AIPC..320..102H. doi:10.1063/1.47009. 
  48. ^ Myers, Steven T. (1999-02-18). "Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium". Diakses 15 July 2009. 
  49. ^ NASA (2007). "Ancient Sunlight". Technology Through Time (50). Diakses 2009-06-24. 
  50. ^ Michael Stix (January 2003). "On the time scale of energy transport in the sun". Solar Physics 212 (1): 3–6. Bibcode:2003SoPh..212....3S. doi:10.1023/A:1022952621810. 
  51. ^ Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D 64 (1): 013009. arXiv:hep-ph/0102063. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009. 
  52. ^ a b c d e "NASA – Sun". World Book at NASA. Diakses 2012-10-10. 
  53. ^ ed. by Andrew M. Soward... (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002. Boca Raton: CRC Press. hlm. 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2. 
  54. ^ Mullan, D.J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". In Page, D., Hirsch, J.G. From the Sun to the Great Attractor. Springer. hlm. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. 
  55. ^ a b c d e f g h i Abhyankar, K.D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bull. Astr. Soc. India 5: 40–44. Bibcode:1977BASI....5...40A. 
  56. ^ Gibson, E.G. (1973). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0. 
  57. ^ Shu, F.H. (1991). The Physics of Astrophysics 1. University Science Books. ISBN 0-935702-64-4. 
  58. ^ Rast, Mark; Åke Nordlund, Robert F Stein, Juri Toomre (12). "Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations". The Astrophysical Journal. Diakses 31 December 2012. 
  59. ^ Parnel, C. "Discovery of Helium". University of St Andrews. Diakses 2006-03-22. 
  60. ^ De Pontieu, B.; et al. (2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science 318 (5856): 1574–77. Bibcode:2007Sci...318.1574D. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784. 
  61. ^ Solanki, S.K.; , W. and Ayres, T. (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science 263 (5143): 64–66. Bibcode:1994Sci...263...64S. doi:10.1126/science.263.5143.64. PMID 17748350. 
  62. ^ a b c Hansteen, V.H.; Leer, E. (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal 482 (1): 498–509. Bibcode:1997ApJ...482..498H. doi:10.1086/304111. 
  63. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Erdelyi2007
  64. ^ Dwivedi, Bhola N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (PDF). Current Science 91 (5): 587–595. 
  65. ^ a b c d e f Russell, C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial" (PDF). In Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L. Space Weather (Geophysical Monograph). American Geophysical Union. hlm. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. 
  66. ^ A.G, Emslie; J.A., Miller (2003). "Particle Acceleration". In Dwivedi, B.N. Dynamic Sun. Cambridge University Press. hlm. 275. ISBN 978-0-521-81057-9. 
  67. ^ European Space Agency. The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass. Siaran pers. Diakses pada 2006-03-22.
  68. ^ "The Mean Magnetic Field of the Sun". Wilcox Solar Observatory. 2006. Diakses 2007-08-01. 
  69. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  70. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  71. ^ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 14–15, 34–38. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  72. ^ "Sci-Tech – Space – Sun flips magnetic field". CNN. 2001-02-16. Diakses 2009-07-11. 
  73. ^ "The Sun Does a Flip". Science.nasa.gov. 2001-02-15. Diakses 2009-07-11. 
  74. ^ Wang, Y.-M.; Sheeley; Sheeley, N.R. (2003). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal 591 (2): 1248–56. Bibcode:2003ApJ...591.1248W. doi:10.1086/375449. 
  75. ^ a b c d e f (Inggris) Hathaway, DH (2003). "Solar Rotation". NASA/Marshall Space Flight Center. Diakses 16-06-2011 
  76. ^ a b (Inggris) Cain, F (2008). "Rotation of the Sun". Universe Today. Diakses 16-06-2011 
  77. ^ a b c d (Inggris) Coffey, J (2010). "Does The Sun Rotate?". Universe Today. Diakses 16-06-2011 
  78. ^ a b c (Inggris) Tam, K (1996). "Distance to The Nearest Star". The Physics Factbook™. Diakses 17-06-2011 
  79. ^ a b c (Inggris) Gib, M. "The Nearest Star". NASA'S HEASARC High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. Diakses 17-06-2011 
  80. ^ a b c d e f g h i j (Inggris) Villanueva, JC (2010). "Solar Prominence". Universe Today. Diakses 17-06-2011 
  81. ^ a b (Inggris) Braham, I (2009), Ruang angkasa Seri intisari ilmu, Erlangga For Kids, hlm. 120, ISBN 9789797419233  Missing or empty |title= (help) (lidah api lihat di Penelusuran Buku Google)
  82. ^ a b c d e f (Inggris) Zell, H (2011). "Monster Prominence Erupts from the Sun". NASA. Diakses 17-06-2011 
  83. ^ a b c d e (Inggris) Cline, T. "Issue #52: Sunspots From A To B - Solar Magnetism". NASA. Diakses 17-06-2011 
  84. ^ (Inggris) Cain, F (2009). "What Are Sunspots?". Universe Today. Diakses 17-06-2011 
  85. ^ a b c d e (Inggris) Cain, F (2008). "Solar Wind". Universe Today. Diakses 23-06-2011 
  86. ^ a b c (Inggris) Radiman I, Soegiatini E, Sungging E. Soegianto E. 2007. The motion of solar wind charged particle in a sinusoidal vibrating magnetic field. J Mat Sains 12:127:133.
  87. ^ a b c d (Inggris) Holman, G (2007). "Solar Flares". NASA's Goddard Space Flight Center. Diakses 23-06-2011 
  88. ^ a b c d (Inggris) Cain, F (2008). "Solar Flares". Universe Today. Diakses 23-06-2011 
  89. ^ a b (Indonesia) Sudibyo, M (2011). "Mengenal Badai Matahari". Kompasiana. Diakses 23-06-2011 
  90. ^ a b (Inggris) "The Space Exploration Timeline That Reflects The History Of Space Exploration". Diakses 17-06-2011 
  91. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p (Inggris) Hamilton, CJ (2000). "Chronology of Space Exploration". Diakses 17-06-2011 
  92. ^ a b c d e f g h i j k l m (Inggris) "Timeline of Space Exploration". 2009. Diakses 17-06-2011 
  93. ^ a b (Inggris) Cain, F (2008). "NASA and The Sun". Universe Today. Diakses 20-06-2011 
  94. ^ a b c d e f g h i j k (Inggris) Deepak, S (2003). "Ra, Surya, Rangi, Atea Myths of Sun God". Kalpana. Diakses 16-06-2011 
  95. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama solar_nasa
  96. ^ (Inggris) "Re". NESTA. 2011. Diakses 16-06-2011 
  97. ^ a b c (Inggris) "The Goddess of Ancient Egypt". Tour Egypt. 2011. Diakses 20-06-2011 
  98. ^ a b c d (Inggris) Prophet, ML; Prophet, EC; Booth, A (2003), in Booth, A, The Masters and Their Retreats Climb the highest mountain series, USA: Summit University Press, hlm. 560, ISBN 9780972040242  Missing or empty |title= (help) (berasal dari bahasa Sansekekerta lihat di Penelusuran Buku Google)
  99. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Lang
  100. ^ a b (Inggris) Littleton, CS; Marshall Cavendish Corporation (2005), Gods, goddesses, and mythology, Volume 1, Marshall Cavendish, hlm. 709, ISBN 9780761475590  Missing or empty |title= (help) (lihat di Penelusuran Buku Google)
  101. ^ (Inggris) Vita-Finzi, C (2008), The Sun: A User's Manual, Springer, hlm. 156, ISBN 9781402068805  Missing or empty |title= (help) (halo lihat di Penelusuran Buku Google)
  102. ^ a b c d e f g (Inggris) Roza, G (2007), Incan Mythology and Other Myths of the Andes Mythology around the world, The Rosen Publishing Group, hlm. 64, ISBN 9781404207394  Missing or empty |title= (help) (lihat di Penelusuran Buku Google)
  103. ^ a b (Inggris) James Lewis Thomas Chalmbers Spence (2009), The Myths of Mexico and Peru: Aztec, Maya and Inca, Forgotten Books, hlm. 123, ISBN 9781605068329  Missing or empty |title= (help) (lihat di Penelusuran Buku Google)
  104. ^ a b Histrory World. http://www.historyworld.net/wrldhis/PlainTextHistories.asp?gtrack=pthc&ParagraphID=ezq#ezq diakses 24 Juni 2011
  105. ^ (Indonesia) PUSPA IPTEK (2006). "Apa Jam Matahari itu?". Yayasan Parahyangan Satya. Diakses 24-06-2011 
  106. ^ (Inggris) Phillips, KJH (1995), Guide to the Sun, Cambridge: Cambridge University Press, hlm. 1, ISBN 9780521397889  Missing or empty |title= (help) (berukuran sedang lihat di Penelusuran Buku Google)
  107. ^ (Inggris) Cline, T. "El Karmak". NASA. Diakses 20-06-2011 
  108. ^ a b c Sacred Place. 2010. Macchu Pichu [terhubung berkala]. http://www.sacredsites.com/americas/peru/machu_picchu.html [diakses 22 Juni 2011]
  109. ^ a b (Inggris) Clow, BH; Calleman, CJ (2007), The Mayan Code: Time Acceleration and Awakening the World Mind, Inner Traditions / Bear & Co., hlm. 282, ISBN 9781591430704  Missing or empty |title= (help) (lihat di Penelusuran Buku Google)
  110. ^ a b c d e (Indonesia) Greenpeace. 2011. Energi Matahari [terhubung berkala]. http://www.greenpeace.org/seasia/id/campaigns/perubahan-iklim-global/Energi-Bersih/Energi_matahari/ [diakses 23 Juni 2011]
  111. ^ a b c (Inggris) Wilson, TV (2011). "How the Earth Works". HowStuffWorks. Diakses 23-06-2011 
  112. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama ianbraham

Pranala luar[sunting | sunting sumber]


Kesalahan pengutipan: Ditemukan tag <ref> untuk kelompok bernama "lower-alpha", tapi tidak ditemukan tag <references group="lower-alpha"/> yang berkaitan