Matahari
Matahari
|
||
Data
pengamatan
|
||
Jarak rata-rata
dari Bumi |
1.496×108 km
8 menit 19 detik (kecepatan cahaya) |
|
Kecerahan visual (V)
|
−26,74[1]
|
|
4,83[1]
|
||
G2V
|
||
Z = 0,0122[2]
|
||
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
|
|
~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
|
||
Keliling khatulistiwa
|
||
9×10−6
|
||
1.412×1018 km3[6]
1.300.000 × Bumi |
||
Gravitasi permukaan khatulistiwa
|
||
Kecepatan lepas
(dari permukaan) |
||
Luminositas (Lsol)
|
||
Intensitas rata-rata (Isol)
|
2.009×107 W·m−2·sr−1
|
|
Usia
|
4,57 miliar tahun[9]
|
|
Ciri-ciri rotasi
|
||
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]
|
|
Rotasi (di lintang 16°)
|
||
Rotasi (di kutub)
|
34,4 hari[1]
|
|
Kecepatan rotasi
(di khatulistiwa) |
7.189×103 km/j[6]
|
|
Komposisi fotosfer (menurut
massa)
|
||
73.46%[11]
|
||
24,85%
|
||
0,77%
|
||
0,29%
|
||
0,16%
|
||
0,12%
|
||
0,09%
|
||
0,07%
|
||
0,05%
|
||
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 24.000–26.000 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.
Daftar isi
- 1 Karakteristik
- 2 Pergerakan Matahari
- 3 Jarak Matahari ke bintang terdekat
- 4 Ciri khas Matahari
- 5 Eksplorasi Matahari
- 6 Matahari sebagai simbol kepercayaan dan kebudayaan
- 6.1 Peranan Matahari di berbagai kebudayaan dan kepercayaan
- 6.2 Bangunan dan benda yang berhubungan dengan Matahari
- 7 Manfaat dan peran Matahari
- 8 Referensi
- 9 Pranala luar
Karakteristik
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
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 2⁄3
jumlahnya karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.[51]
Potongan melintang bintang tipe matahari (NASA)
Zona radiatif
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 radiasi—ion 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
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
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
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
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
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
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
Berikut ini adalah beberapa ciri khas yang dimiliki
oleh Matahari:
Prominensa
(lidah api Matahari)
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
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
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
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
Solar Maximum Mission, salah satu satelit yang
diluncurkan Amerika Serikat untuk mempelajari Matahari.
Pesawat ulang-alik 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]
Pesawat ulang-alik 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] Pesawat
ulang-alik 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]
Pesawat ulang alik Ulysses adalah hasil proyek
internasional untuk mempelajari kutub-kutub Matahari, diluncurkan pada 6
Oktober 1990.[91] Sedangkan
Yohkoh adalah pesawat ulang alik 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 pesawat ulang
alik 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
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
·
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
·
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
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
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.
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
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
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
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 (Inggris) Aztec Calendar - Sun Stone. http://www.crystalinks.com/aztecalendar.html diakses 24 Juni 2011
111. ^ 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]
112. ^ a b c (Inggris) Wilson, TV (2011). "How the Earth Works". HowStuffWorks. Diakses 23-06-2011
113.^ Kesalahan
pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama ianbraham
Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Tidak ada komentar:
Posting Komentar