Struktur Interior dan Atmosfer Matahari

Semua objek di Tata Surya kita mengorbit pada satu benda langit yang sama, yaitu Matahari. Bola gas raksasa ini bukanlah sebuah planet, komet, ataupun asteroid, tapi merupakan sebuah bintang tahap Deret Utama (Main Sequence) dengan diameter mencapai 1,4 juta km. Ukuran ini setara dengan 109 kali ukuran Bumi atau 10 kali ukuran Jupiter. Selain itu, Matahari adalah objek terpanas di Tata Surya kita, suhu di permukaannya (Fotosfer) dapat mencapai 6000 K. Suhu di bagian inti Matahari tentu jauh lebih panas daripada di permukaannya. Namun uniknya, suhu di lapisan atmosfer terluar Matahari (Corona) juga jauh lebih panas dibandingkan di permukaannya.

Ilustrasi struktur interior Matahari (dari dalam keluar), yaitu Inti, Zona Radiatif, dan Zona Konvektif.

Ukuran tiap lapisan tidak berdasarkan perbandingan yang sebenarnya. © Rendy Darma

Secara umum, struktur interior Matahari dapat dipisahkan menjadi tiga bagian (dari dalam hingga ke bagian terluar), yaitu:

a. Inti

Inti Matahari memiliki radius sekitar 0,3 radius Matahari atau berada pada kedalaman sekitar 490.000 km di bawah lapisan Fotosfer Matahari. Pada daerah ini, tekanan gravitasi begitu besar dan temperatur mencapai 15 juta K. Dengan kondisi ekstrim seperti itu, reaksi fusi termonuklir pun tercipta. Reaksi ini akan mengubah empat buah atom Hidrogen menjadi sebuah atom Helium melalui siklus Proton-Proton (PP Chain Cycle) dan siklus CNO (CNO Cycle). Energi yang dihasilkan dari proses ini kemudian diteruskan ke lapisan di atasnya, yaitu Zona Radiatif.

b. Zona Radiatif

Zona Radiatif berada pada kedalaman 280.000 km hingga 490.000 km di bawah lapisan Fotosfer Matahari. Materi yang berada pada zona ini berada dalam bentuk ion-ion akibat dari temperatur yang mencapai 6 juta K. Ini adalah kondisi yang tepat untuk mengalirkan energi dari Inti Matahari ke Zona Konvektif secara radiatif. Oleh sebab itu zona ini disebut sebagai Zona Radiatif.

c. Zona Konvektif

Tepat di bawah lapisan Fotosfer Matahari hingga mencapai kedalaman 490.000 km, temperatur rata-rata mencapai 1 juta K. Pada lapisan ini, aliran energi tidak diteruskan secara radiatif lagi, melainkan secara konveksi. Oleh sebab itu zona ini disebut sebagai Zona Konvektif.

Pada zona ini, kondisi materi mengalami proses rekombinasi dan ionisasi secara silih berganti, menyesuaikan dengan temperatur lingkungannya. Saat energi dari Zona Radiatif mencapai bagian bawah Zona Konvektif, temperatur pada daerah itu masih cukup tinggi sehingga materi berada dalam kondisi terionisasi. Secara perlahan energi dan materi terus mengalir ke bagian atas Zona Konvektif untuk mencapai lapisan Fotosfer. Pada saat itu, temperatur akan menurun seiring dengan energi yang mengalir ke lapisan Fotosfer, sehingga menyebabkan materi kembali mengalami rekombinasi dan turun kembali ke bagian bawah Zona Konvektif. Saat materi mencapai bagian bawah Zona Konvektif, proses ionisasi dan rekombinasi akan dimulai lagi untuk mengalirkan energi dari Zona Radiatif ke lapisan Fotosfer. Proses ini nantinya akan menghasilkan gelembung-gelembung materi di lapisan Fotosfer, sama seperti proses yang menyebabkan air mendidih saat dipanaskan.

Ilustrasi lapisan atmosfer Matahari (dari bagian terdalam hingga terluar), yaitu Fotosfer, Kromosfer, dan Corona. 

Ukuran tiap lapisan tidak berdasarkan perbandingan yang sebenarnya. © Rendy Darma

Atmosfer Matahari secara umum dibedakan menjadi empat lapisan (dari lapisan terbawah hingga teratas), yaitu:

a. Fotosfer

Di atas Zona Konvektif terdapat lapisan dengan ketebalan sekitar 100-500 km dan temperatur rata-rata sekitar 6000 K yang disebut sebagai Fotosfer. Energi yang berasal dari Zona Konvektif akan tiba pada lapisan ini dan kemudian diteruskan ke lapisan-lapisan atmosfer di atasnya hingga mencapai ruang antarplanet. Saat kita mengamati Matahari dengan menggunakan teleskop yang disertai filter khusus, maka piringan Matahari yang tampak sebenarnya berasal dari lapisan Fotosfer ini. Lapisan ini juga sering disebut sebagai permukaan Matahari.

b. Kromosfer

Sebuah lapisan atmosfer dengan ketebalan sekitar 1500-2000 km yang terletak di atas Fotosfer disebut dengan Kromosfer. Lapisan ini lebih tebal dibandingkan Fotosfer dan temperaturnya lebih tinggi, yaitu dapat mencapai 20.000-30.000 K. Lapisan ini sangat sulit diamati jika tanpa bantuan filter pada panjang gelombang tertentu atau melalui pengamatan gerhana Matahari.

c. Zona Transisi

Di atas lapisan Kromosfer terdapat sebuah lapisan tipis dengan tebal hanya sekitar 100 km, disebut dengan Zona Transisi. Pada lapisan ini, temperatur tiba-tiba meningkat drastis dari sekitar 30.000 K hingga mencapai 1 juta K. Di atas lapisan ini, terdapat lapisan Corona yang temperaturnya jauh lebih tinggi lagi.

d. Corona

Ini adalah lapisan atmosfer terluar dari Matahari kita. Lapisan ini membungkus Matahari dengan ketebalan lebih dari 1 juta km. Selain itu, lapisan ini juga merupakan lapisan atmosfer terpanas di Matahari, dengan temperatur dapat mencapai lebih dari 1 juta K. Melalui lapisan inilah ion-ion dilepaskan ke ruang antarplanet dalam bentuk angin Matahari (Solar Wind). Sama seperti Kromosfer, lapisan Corona hanya dapat diamati dengan bantuan teleskop yang telah disertai filter khusus atau saat melakukan pengamatan gerhana Matahari.

 

Penyebab Temperatur Lapisan Atmosfer Matahari yang Meningkat

Kita telah melihat adanya peningkatan temperatur pada lapisan atmosfer Matahari, dari lapisan Fotosfer hingga Corona. Peristiwa ini sekilas tampak tidak lazim, karena seharusnya temperatur suatu daerah akan semakin menurun saat posisinya semakin jauh dari sumber panas. Sebenarnya kondisi yang terjadi pada lapisan-lapisan atmosfer Matahari ini dipicu oleh ledakan-ledakan yang disebut sebagai Nanoflare. Nanoflare muncul akibat adanya gangguan medan magnet Matahari pada aliran energi di Zona Konvektif. Temperatur Nanoflare diperkirakan berkisar 10-20 juta K. Oleh sebab itu aktifitas ini sangat mampu untuk memanaskan lapisan-lapisan atmosfer Matahari seperti yang terjadi pada saat ini.