Angin Matahari

Kejut Angin Matahari

Kenampakan ekor komet yang semakin panjang dalam perjalanannya mendekati matahari, merangsang pemikiran Ludwig Biermann pada tahun 1953 akan adanya aliran ion yanng berkesinambungan dari matahari. Saat itu pula mulai disadari bahwa lapisan korona matahari menjangkau ruang antar planet. Konsep korona matahari yang mengembang sampai ke Bumi dengan jarak 150 juta kilometer atau bahkan ke planet yang lebih jauh diyakini sebagai sebab terbakarnya inti komet. Sydney Chapman kemudian membuat model hidrostatik korona matahari yang mengembang. Kondisi hidrostatik mengasumsikan tekanan gas selalu mencapai kesetimbangan dengan gaya gravitasi. Aliran panas menjalar sejauh satu satuan astronomi secara konduksi. Model ini dapat menghasilkan temperatur 200.000 K dan kerapatan . Kelemahan model hidrostatik ini adalah tekanan gas masih sangat besar dan konstan untuk jarak yang semakin jauh dari matahari.

Untuk mengatasi problema ini Eugene N. Parker tahun 1958 mengusulkan model non hidrostatik. Dengan model ini maka untuk jarak yang jauh dari matahari, gaya grafitasi matahari semakin kecil sehingga tidak dapat menahan tekanan gas yang masih cukup besar. Akibatnya plasma dalam korona akan bebas mengembang. Hasil pengamatan gerhana matahari total juga memperlihatkan struktur korona yang tidak homogen dalam temperatur maupun kerapatan partikel. Fakta ini mendukung asumsi tidak berlakunya kondisi hidrostatik. Solusi model Parker meramalkan aliran ion atau elektron mampu menembus kecepatan 700 km/s, saat sampai ke bumi. Kecepatan ini jauh lebih besar daripada kecepatan suara sebesar 150 km/s, sehingga merupakan aliran dengan kecepatan supersonik. Parker kemudian menggunakan pertama kali istilah “angin matahari” untuk aliran supersonik ini. Keberadaan anngin matahari akhirnya dapat dibuktikan dengan pengamatan satelit Mariner 2 dalam misinya menuju planet Venus. Pengukuran angin matahari selama 3 bulan memberikan informasi variasi kecepatan supersonik  antara 300-700 km/s dengan kuat medan magnetik sebesar 5 nT (kuat medan magnetik bumi sebesar 60 μT). Peran medan magnetik adalah sebagai media penyearah penjalaran energi. Konduksi panas tersalurkan sepanjang garis gaya magnetik ini. Kecepatan aliran yang menjalar dalam garis gaya medan magnetik disebut kecepatan Alfven. Kecepatan yang bergantung kuat medan magnetik ini dapat mencapai 500-1000 km/s.

Angin matahari mencapai kecepatan maksimum saat fase minimum siklus matahari. Hal ini dibuktikan dari pengamatan satelit Vela dan IMP (Interplanetary Magnetic Platform) pada tahun 1967 (fase maksimum) dan tahun 1974 (fase minimum). Kedua satelit memperoleh variasi kecepatan angin matahari yang berbeda.

Kecepatan berubah dari 300 km/s saat fase maksimum menjadi 700 km/s ketika fase minimum. Kecepatan tersebut bertahan selama beberapa hari. Skylab tahun 1974 juga mendeteksi aliran angin matahari dengan kecepatan 750 km/s. Sedangkan kerapatan partikel angin matahari bertambah pada waktu kecepatan tinggi terjadi yang berarti saat fase minimum. Ketergantungan terhadap fase siklus matahari juga diamati oleh satelit Ulysess. Kembali ke struktur medan magnetik korona waktu siklus matahari minimum yang tampak tenang dengan sedikit lengkungan-lengkungan raksasa medan magnetik. Seperti analogi kipas angin yanng berotasi pada arah tertentu. Saat kipas angin mengarah ke badan kita, terasa angin berhembus kencang.

Seperti halnya pesawat supersonik Concorde yang menghasilkan suara menggelegar akibat terjadinya gelombang kejut. Kecepatan supersonik angin matahari juga menghasilkan gelombang kejut. Satelit Helios 1 dan Helios 2 dari Jerman yang diluncurkan tahun 1976 mendeteksi adanya variasi kecepatan dan kerapatan proton yang berubah secara tiba-tiba. Efek kompresi ini dapat diindikasikan sebagai gelombang kejut.

Setelah diketahui matahari sebagai titik asal angin matahari. Kesulitan besar yang menghadang adalah tidak diketahuinya trayektori penjalaran angin matahari. Skylab pertama kali melihat hubungan antara lubang korona matahari dengan angin matahari kecepatan tinggi. Fenomena aktivitas matahari seperti ledakan matahari maupun lontaran massa dari korona (CME = Coronal Mass Ejection) mempunyai kaitan erat dengan angin matahari. Demikian pula topologi medan magnetik terbuka, sebagai jalur angin matahari kecepatan tinggi.

Komposisi angin matahari secara umum terdiri dari proton dan elektron (atom Hidrogen yang terionisasi sempurna). Misi ruang angkasa Apollo dalam perjalanannya ke bulan membawa inormasi adanya ion Helium, Oksigen, dan Besi. Semuanya dalam keadaan terionisasi tingkat tinggi, karena berasal dari lapisan korona dengan temperatur lebih dari 1000000 K.

Energi yang dibawa keluar angin matahari sebesar 3,6 proton//s, sedangkan luks energinya sebesar  0,003 W/ atau hanya seper sejuta kali dari iradiansi matahari. Massa matahari yang hilang akibat angin matahari per tahun sebesar 5  kg atau hanya 2,5  kali massa matahari.

Penjelajah ruang antar planet pioneer 10 dan 11, serta perjalanan monumental Voyager 1 dan 2 mendeteksi kecepatan supersonik angin matahari sampai sejauh 40 SA dengan kerapatan yang sangat rendah yaitu 1000 partikel/. Diperkirakan kecepatan supersonik dapat bertahan sampai sejauh 100 SA, jauh lebih besar dari skala tata surya, dan setelah itu mulai bergeser menjadi kecepatan subsonik. Partikel kecepatan tinggi angin matahari akan terjebak dalam medan magnetik bumi (magnetosfer) dan bergerak spiral ke bawah menuju lapisan ionosfer pada ketinggian 90-130 km. Warna warni aurora yang indah, dengan warna merah dan hijau berasal dari eksitasi atom Oksigen dengan panjang gelombang 6300 Å (merah) dan 5577 Å (hijau).

Sumber : Dr. Chatief Kunjaya MSc. Diktat Persiapan Menuju Olimpiade Astronomi. ITB. Bandung. 2006

---