Matahari dalam Panjang Gelombang yang Berbeda

Mengambil foto dari matahari dengan kamera standar akan memberikan citra akrab: kekuningan, tanpa sifat disk, mungkin berwarna sedikit lebih merah ketika dekat cakrawala karena cahaya harus melakukan perjalanan lebih melalui atmosfer bumi dan akibatnya kehilangan panjang gelombang biru sebelum sampai ke lensa kamera. Matahari, pada kenyataannya, memancarkan cahaya dalam semua warna, tapi karena kuning adalah panjang gelombang terang dari matahari, maka itulah warna yang kita lihat dengan mata telanjang kita - yang merupakan kamera. Ketika semua warna terlihat dijumlahkan bersama-sama, para ilmuwan menyebutnya "cahaya putih."

Kumpulan Gambar surya dari Solar Dynamics Observatory (SDO) NASA ini menunjukkan bagaimana pengamatan dalam panjang gelombang yang berbeda dari matahari membantu menyoroti aspek yang berbeda dari atmosfer dan permukaan matahari. (Kolase ini juga mencakup gambar dari instrumen SDO lain yang menampilkan informasi magnetik dan Doppler)

Instrumen khusus, baik itu teleskop berbasis angkasa atau teleskop berbasis darat, bagaimanapun, dapat mengamati cahaya jauh melampaui rentang yang terlihat dengan mata telanjang. Panjang gelombang yang berbeda menyampaikan informasi tentang komponen yang berbeda dari permukaan dan atmosfer matahari, sehingga para ilmuwan menggunakannya untuk melukis matahari kita yang bervariasi dan terus berubah.

Cahaya kuning-hijau yang panjang gelombangnya 5500 Angstrom (1 Angstrom = 10⁻¹⁰ meter), misalnya, umumnya berasal dari material yang bersuhu sekitar 5700 derajat C, yang merupakan permukaan matahari. Sinar ultraviolet ekstrim yang panjang gelombangnya 94 Angstrom, di sisi lain , berasal dari atom-atom yang bersuhu sekitar 6.300.000 derajat C dan merupakan panjang gelombang yang baik untuk melihat jilatan api matahari, yang bisa mencapai suhu setinggi itu. Dengan memeriksa gambar matahari dalam berbagai panjang gelombang [seperti yang dilakukan melalui teleskop Solar Dynamics Observatory (SDO), Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) dan Solar dan Heliospheric Observatory (SOHO)] ilmuwan dapat melacak bagaimana partikel dan panas bergerak melalui atmosfer matahari .

Kita melihat spektrum cahaya tampak karena matahari terdiri dari gas yang panas - panas menghasilkan cahaya seperti yang terjadi dalam sebuah bola lampu pijar. Tapi matahari juga memancarkan panjang gelombang yang lebih pendek (tak terlihat mata), seperti ultraviolet ekstrim dan sinar-x karena matahari mengandung berbagai jenis atom yang berbeda, seperti helium, hidrogen, besi dan lain-lain yang masing-masing mengeluarkan cahaya dari panjang gelombang tertentu ketika mereka mencapai suhu tertentu. Tidak hanya itu, tiap-tiap jenis atom tersebut juga dapat bermuatan listrik yang berbeda, yang dikenal sebagai ion. Setiap ion dapat memancarkan cahaya pada panjang gelombang tertentu saat mencapai suhu tertentu. Para ilmuwan telah mengkatalogkan panjang gelombang - panjang gelombang yang dihasilkan berbagai macam atom sejak awal 1900-an, dan terdokumentasikan dengan baik dalam daftar yang mencapai ratusan halaman.

Teleskop surya memanfaatkan informasi panjang gelombang ini dalam dua cara:

1. Dengan instrumen yang dikenal sebagai spektrometer: menentukan banyaknya panjang gelombang cahaya secara simultan dan dapat mengukur berapa banyak setiap panjang gelombang cahaya hadir. Ini membantu menciptakan pemahaman komposit tentang rentang suhu yang dipamerkan dalam materi disekitar matahari.

2. Dengan Spektrograf: yang mengkategorikan setiap jenis cahaya yang hadir.

Di sisi lain, instrumen yang menghasilkan gambar konvensional matahari, fokus secara eksklusif pada cahaya sekitar satu panjang gelombang tertentu, kadang-kadang yang satu ini adalah yang terlihat oleh mata telanjang. Ilmuwan SDO, misalnya, memilih 10 panjang gelombang yang berbeda untuk diamati dengan menggunakan instrumen Atmospheric Imaging Assembly (AIA). Setiap panjang gelombang sebagian besar didasarkan pada satu, atau mungkin dua jenis ion. Setiap panjang gelombang dipilih untuk menyorot bagian tertentu dari atmosfer matahari.


Untuk informasi teknis lebih lanjut tentang panjang gelombang yang dihasilkan ion-ion, gerakkan kursor/mouse anda ke atas gambar-gambar SDO di bawah ini.








Atau Gambar Satu-Satu dibawah ini:

HMI Dopplergram
Dopplergrams memetakan kecepatan di permukaan matahari.
Daerah Surya: fotosfer
> View real-time HMI Dopplergram

HMI Magnetogram, polaritas medan magnet
Magnetograms menampilkan peta dari medan magnet di permukaan matahari, dengan garis-garis medan magnet hitam menunjukkan medan yang menjauhi Bumi, dan putih menunjukkan garis-garis medan magnet yang datang menuju Bumi.
Daerah Surya: fotosfer
> View real-time HMI Magnetogram

HMI Continuum
Menyediakan foto-foto permukaan matahari, menggabungkan berbagai cahaya tampak.
Daerah Surya: fotosfer
> View real-time HMI Continuum

AIA 1700 Å
Kontinum Sinar ultraviolet, menunjukkan permukaan matahari. Serta lapisan atmosfer matahari yang disebut kromosfer, yang terletak tepat di atas fotosfer dan di mana suhu mulai meningkat.
Suhu: 4500 Kelvin,
Daerah Surya: fotosfer/kromosfer
> View real-time AIA 1700

AIA 4500 Å
Kontinum cahaya putih menunjukkan permukaan matahari atau fotosfer.
Suhu: 6000 Kelvin,
Solar Region: fotosfer
> View real-time AIA 4500

AIA 1600 Å
Dipancarkan oleh karbon-4 (C IV) pada sekitar 10.000 Kelvin. C IV pada suhu ini hadir di fotosfer atas dan di daerah transisi, daerah antara kromosfer dan lapisan paling atas dari atmosfer matahari yang disebut korona. Daerah transisi di mana suhu naik dengan cepat. Gambar panjang gelombang ini biasanya berwarna kuning gelap.
Daerah Surya: fotosferatas / Transition Region
> View real-time AIA 1600

AIA 304 Å
Dipancarkan oleh helium-2 (He II) pada sekitar 50.000 Kelvin. Cahaya ini dipancarkan dari kromosfer dan daerah transisi. Gambar panjang gelombang ini biasanya berwarna merah.
Daerah Surya: Daerah Transition/Chromosphere
> View real-time AIA 304

AIA 171 Å
Dipancarkan oleh besi-9 (Fe IX) sekitar 600.000 Kelvin. Panjang gelombang ini menunjukkan korona tenang dan loop koronal, dan biasanya berwarna emas.
Daerah Surya: Daerah Transisi atas / Quiet Corona
> View real-time AIA 171

AIA 193 Å
Dipancarkan oleh besi-12 (Fe XII) di 1.000.000 K dan besi 24 (Fe XXIV) di 20.000.000 Kelvin. Yang pertama merupakan wilayah yang sedikit lebih panas dari korona dan yang kedua merupakan material yang jauh lebih panas dari suar surya. Panjang gelombang ini biasanya berwarna coklat terang.
Daerah Surya: Corona / Plasma Flare
> View real-time AIA 193

AIA 211Å
Dipancarkan oleh besi-14 (Fe XIV) pada suhu 2.000.000 Kelvin. Gambar-gambar ini menunjukkan daerah magnetis aktif dalam korona matahari yang lebih panas dan biasanya berwarna ungu.
Daerah Surya: Daerah Aktif
> View real-time AIA 211

AIA 335 Å
Dipancarkan oleh besi- 6 (Fe XVI) pada suhu 2.500.000 Kelvin. Gambar-gambar ini juga menunjukkan daerah magnetis aktif dalam korona yang lebih panas, dan biasanya berwarna biru.
Daerah Surya: Daerah Aktif
> View real-time AIA 335

AIA 094 Å
Dipancarkan oleh besi-18 (Fe XVIII) pada suhu 6.000.000 Kelvin. Suhu seperti ini merupakan wilayah korona selama suar surya. Foto-foto tersebut biasanya berwarna hijau.
Daerah Surya: Daerah Suar
> View real-time AIA 094

AIA 131 Å
Dipancarkan oleh besi-20 (Fe XX) dan besi-23 (Fe XXIII) pada suhu lebih besar dari 10.000.000 Kelvin, mewakili material dalam flare. Foto-foto tersebut biasanya berwarna teal.
Daerah Surya: Daerah Suar
>View real-time AIA 131











Image From : NASA
Artikel Dari : AMJG Blog