b'\n_START_ARTICLE_\nMatahari\n_START_SECTION_\nKarakteristik\n_START_PARAGRAPH_\nMatahari 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, artinya diameter kutubnya berbeda 10\xc2\xa0km saja dengan diameter khatulistiwanya. 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. 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._NEWLINE_Matahari adalah bintang Populasi I yang kaya elemen berat. Pembentukan Matahari diperkirakan diawali oleh gelombang kejut dari satu supernova terdekat atau lebih. 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._NEWLINE_Matahari tidak punya batas pasti seperti planet-planet berbatu, dan di kepadatan gas di bagian terluarnya menurun seiring bertambahnya jarak dari pusat Matahari. 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 di hadapan cahaya terang dari fotosfer. Selama gerhana Matahari total, ketika fotosfer terhalang Bulan, korona Matahari terlihat di sekitarnya._NEWLINE_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. Model komputer Matahari juga dimanfaatkan sebagai alat bantu teoretis untuk menyelidiki lapisan-lapisan terdalamnya.\n_START_SECTION_\nInti\n_START_PARAGRAPH_\nInti Matahari diperkirakan merentang dari pusatnya sampai 20\xe2\x80\x9325% radius Matahari. Kepadatannya mencapai 150\xc2\xa0g/cm\xc2\xb3 (sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu mendekati 15,7 juta kelvin (K). Sebaliknya, suhu permukaan Matahari kurang lebih 5.800\xc2\xa0K. Analisis terkini terhadap data misi SOHO menunjukkan adanya tingkat rotasi yang lebih cepat di bagian inti ketimbang di seluruh zona radiatif. Sepanjang masa hidup Matahari, energi dihasilkan oleh fusi nuklir melalui serangkaian tahap yang disebut rantai p\xe2\x80\x93p (proton\xe2\x80\x93proton); proses ini mengubah hidrogen menjadi helium. Hanya 0,8% energi Matahari yang berasal dari siklus CNO._NEWLINE_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._NEWLINE_Rantai proton\xe2\x80\x93proton terjadi sekitar 9,2\xc3\x9710\xc2\xb3\xe2\x81\xb7 kali per detik di inti. Karena memakai empat proton bebas (nukleus hidrogen), reaksi ini kira-kira mengubah 3,7\xc3\x9710\xc2\xb3\xe2\x81\xb8 proton menjadi partikel alpha (nukleus helium) setiap detiknya (dari total ~8,9\xc3\x9710\xe2\x81\xb5\xe2\x81\xb6 proton bebas di Matahari), atau sekitar 6,2\xc3\x9710\xc2\xb9\xc2\xb9 kg per detik. Karena memfusi hidrogen ke helium melepaskan kurang lebih 0,7% massa terfusi dalam bentuk energi, Matahari melepaskan energi dengan tingkat konversi massa\xe2\x80\x93energi sebesar 4,26\xc2\xa0juta ton metrik per detik, 384,6\xc2\xa0yotta watt (3,846\xc3\x9710\xc2\xb2\xe2\x81\xb6\xc2\xa0W), atau 9,192\xc3\x9710\xc2\xb9\xe2\x81\xb0\xc2\xa0megaton 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\xe2\x80\x93energi._NEWLINE_Produksi tenaga oleh fusi di inti bervariasi sesuai jaraknya dari pusat Matahari. Di pusat Matahari, model teori memperkirakan besarnya mencapai 276.5 watt/m\xc2\xb3, kepadatan produksi tenaga yang kira-kira lebih mendekati metabolisme reptil daripada bom termonuklir. 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._NEWLINE_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._NEWLINE_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\xc2\xa0tahun. 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._NEWLINE_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 \xe2\x80\x8b\xc2\xb2\xe2\x81\x84\xe2\x82\x83 jumlahnya karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.\n_START_SECTION_\nZona radiatif\n_START_PARAGRAPH_\nKurang 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. 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. Gradien suhu ini kurang dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak dapat menciptakan konveksi. Energi ditransfer oleh radiasi\xe2\x80\x94ion hidrogen dan helium memancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain. Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20 g/cm\xc2\xb3 ke 0,2 g/cm\xc2\xb3) dari 0,25 radius Matahari di atas zona radiasi._NEWLINE_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\xe2\x80\x94kondisi ketika lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah. 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).\n_START_SECTION_\nZona konvektif\n_START_PARAGRAPH_\nDi lapisan terluar Matahari, dari permukaannya sampai kira-kira 200.000\xc2\xa0km 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/m\xc2\xb3 (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut)._NEWLINE_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. Kolom panas Matahari disebut sel B\xc3\xa9nard dan berbentuk prisma heksagon.\n_START_SECTION_\nFotosfer\n_START_PARAGRAPH_\nPermukaan Matahari yang tampak, fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya Matahari menjadi opak terhadap cahaya tampak. 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\xe2\x81\xbb yang mudah menyerap cahaya tampak. Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H\xe2\x81\xbb._NEWLINE_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. 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 ~10\xc2\xb2\xc2\xb3\xc2\xa0m\xe2\x81\xbb\xc2\xb3 (sekitar 0,37% jumlah partikel per volume atmosfer Bumi di permukaan laut). Fotosfer tidak sepenuhnya terionisasikan\xe2\x80\x94cakupan ionisasinya sekitar 3%, sehingga nyaris seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom._NEWLINE_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.\n_START_SECTION_\nAtmosfer\n_START_PARAGRAPH_\nBagian Matahari di atas fotosfer disebut atmosfer Matahari. 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. 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. Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang Alfv\xc3\xa9n memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona._NEWLINE_Lapisan terdingin Matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500\xc2\xa0km di atas fotosfer dengan suhu kurang lebih 4100\xc2\xa0K. Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapt dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka._NEWLINE_Di atas lapisan suhu rendah ada lapisan setebal 2000\xc2\xa0km yang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan. 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. Suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai 20.000\xc2\xa0K di dekat puncaknya. Di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya._NEWLINE_Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200\xc2\xa0km), suhu naik cepat dari sekitar 20.000 K di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1.000.000 K. Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran. 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. Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap spektrum ultraviolet ekstrem._NEWLINE_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. Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 10\xc2\xb9\xe2\x81\xb5\xe2\x80\x9310\xc2\xb9\xe2\x81\xb6\xc2\xa0m\xe2\x81\xbb\xc2\xb3. Suhu rata-rata korona dan angin Matahari sekitar 1.000.000\xe2\x80\x932.000.000 K; akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8.000.000\xe2\x80\x9320.000.000 K. Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik._NEWLINE_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 superalfv\xc3\xa9nik\xe2\x80\x94artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan gelombang Alfv\xc3\xa9n. Turbulensi dan dorongan dinamis di heliosfer tidak dapat memengaruhi bentuk korona Matahari di dalamnya, karena informasi hanya dapat bergerak pada kecepatan gelombang Alfv\xc3\xa9n. Angin Matahari terus bergerak ke luar melintasi heliosfer, membentuk medan magnet Matahari seperti spiral, 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.\n_START_SECTION_\nMedan magnet\n_START_PARAGRAPH_\nMatahari 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. Medan magnet Matahari menjadi 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. 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._NEWLINE_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._NEWLINE_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. 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. Pada jarak yang lebih jauh, rotasi Matahari memelintir medan magnet dan lembar arus menjadi struktur mirip spiral Archimedes yang disebut spiral Parker. Medan magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet Matahari. Medan magnet dipol Matahari sebesar 50\xe2\x80\x93400\xc2\xa0\xce\xbcT (di fotosfer) berkurang seiring jaraknya menjadi sekitar 0,1\xc2\xa0nT pada jarak Bumi. Meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa, bidang antarplanet di lokasi Bumi sekitar 5\xc2\xa0nT, kurang lebih seratus kali lebih besar. Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi Matahari.\n_START_SECTION_\nJarak Matahari ke bintang terdekat\n_START_PARAGRAPH_\nSistem bintang yang terdekat dengan Matahari adalah Alpha Centauri. 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. 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 matahari ke Bumi. Para ahli astronomi mengetahui bahwa benda-benda angkasa senantiasa bergerak dalam orbit masing-masing. Oleh karena itu, perhitungan jarak dilakukan berdasarkan pada perubahan posisi suatu bintang dalam kurun waktu tertentu dengan berpatokan pada posisinya terhadap bintang-bintang sekitar. Metode pengukuran ini disebut parallaks (parallax).\n_START_SECTION_\nCiri khas Matahari\n_START_PARAGRAPH_\nBerikut ini adalah beberapa ciri khas yang dimiliki oleh Matahari:\n_START_SECTION_\nProminensa (lidah api Matahari)\n_START_PARAGRAPH_\nProminensa 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). 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. Prominensa hanya dapat dilihat dari Bumi dengan bantuan teleskop dan filter. Prominensa terbesar yang pernah ditangkap oleh SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) diestimasi berukuran panjang 350 ribu km._NEWLINE_Sama seperti korona, prominensa terbentuk dari plasma namun memiliki suhu yang lebih dingin. Prominensa berisi materi dengan massa mencapai 100 miliar kg. Prominensa terjadi di lapisan fotosfer Matahari dan bergerak keluar menuju korona Matahari. Plasma prominensa bergerak di sepanjang medan magnet Matahari. Erupsi dapat terjadi ketika struktur prominesa menjadi tidak stabil sehingga akan pecah dan mengeluarkan plasmanya. Ketika terjadi erupsi, material yang dikeluarkan menjadi bagian dari struktur magnetik yang sangat besar disebut semburan massa korona (coronnal mass ejection/ CME). Pergerakan semburan korona tersebut terjadi pada kecepatan yang sangat tinggi, yaitu antara 20 ribu m/s hingga 3,2 juta km/s. Pergerakan tersebut juga menyebabkan peningkatan suhu hingga puluhan juta derajat dalam waktu singkat. 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._NEWLINE_Suatu prominensa yang stabil dapat bertahan di korona hingga berbulan-bulan lamanya dan ukurannya terus membesar setiap hari. Para ahli masih terus meneliti bagaimana dan mengapa prominensa dapat terjadi.\n_START_SECTION_\nBintik Matahari\n_START_PARAGRAPH_\nBintik Matahari adalaah granula-granula cembung kecil yang ditemukan di bagian fotosfer Matahari dengan jumlah yang tak terhitung. Bintik Matahari tercipta saat garis medan magnet Matahari menembus bagian fotosfer. Ukuran bintik Matahari dapat lebih besar daripada Bumi. Bintik Matahari memiliki daerah yang gelap bernama umbra, yang dikelilingi oleh daerah yang lebih terang disebut penumbra. Warna bintik Matahari terlihat lebih gelap karena suhunya yang jauh lebih rendah dari fotosfer. Suhu di daerah umbra adalah sekitar 2.200\xc2\xa0\xc2\xb0C sedangkan di daerah penumbra adalah 3.500\xc2\xa0\xc2\xb0C. 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.\n_START_SECTION_\nAngin Matahari\n_START_PARAGRAPH_\nAngin Matahari terbentuk aliran konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atomosfer Matahari, yang bergerak ke seluruh tata surya. Partikel-partikel tersebut memiliki energi yang tinggi, namun proses pergerakannya keluar medan gravitasi Matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna. Kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai 400\xc2\xa0km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500\xc2\xa0km/s. Kecepatan ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari Matahari. Angin Matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750\xc2\xa0km/s dan berasal dari lubang korona di atmosfer Matahari._NEWLINE_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. Angin Matahari dapat membahayakan kehidupan di Bumi bila tidak terdapat medan magnet Bumi yang melindungi dari radiasi. Pada kenyataannya, ukuran dan bentuk medan magnet Bumi juga ditentukan oleh kekuatan dan kecepatan angin surya yang melintas.\n_START_SECTION_\nBadai Matahari\n_START_PARAGRAPH_\nBadai Matahari terjadi ketika ada pelepasan seketika energi magnetik yang terbentuk di atmosfer Matahari. Plasma Matahari yang meningkat suhunya hingga jutaan Kelvin beserta partikel-partikel lainnya berakselerasi mendekati kecepatan cahaya. Total energi yang dilepaskan setara dengan jutaan bom hidrogen berukuran 100 megaton. Jumlah dan kekuatan badai Matahari bervariasi. Ketika Matahari aktif dan memiliki banyak bintik, badai Matahari lebih sering terjadi. Badai Matahari seringkali terjadi bersamaan dengan luapan massa korona. Badai Matahari memberikan risiko radiasi yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronot, dan terutama sistem telekomunikasi Bumi. Badai Matahari yang pertama kali tercatat dalam pustaka astronomi adalah pada tanggal 1 September 1859. 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. Kejadian ini disebut Carrington Event dan menyebabkan lumpuhnya jaringan telegraf transatlantik antara Amerika dan Eropa.\n_START_SECTION_\nEksplorasi Matahari\n_START_PARAGRAPH_\nWahana antariksa yang pertama kali berhasil masuk ke orbit Matahari adalah Pioneer 4. Pioneer 4, yang diluncurkan tanggal 3 Maret 1959 oleh Amerika Serikat, menjadi pionir dalam sejarah eksplorasi Matahari. Keberhasilan tersebut diikuti oleh peluncuran Pioneer 5 - Pioneer 9 selama 1959-1968 yang memang bertujuan untuk mempelajari tentang Matahari. Pada 26 Mei 1973, stasiun luar angkasa Amerika Serikat bernama Skylab diluncurkan dengan membawa 3 awak. Skylab membawa Apollo Telescope Mount (ATM) yang digunakan untuk mengambil lebih dari 150.000 gambar Matahari._NEWLINE_Wahana antariksa lainnya, Helios I berhasil mengorbit hingga mencapai jarak 47 juta km dari Matahari (memasuki orbit Merkurius). Helios I terus berputar untuk memastikan seluruh bagian pesawat mendapat jumlah panas yang sama dari Matahari. Helios I bertugas mengumpulkan data-data mengenai Matahari. Wahana antariksa hasil kerja sama Amerika Serikat dan Jerman ini beroperasi sejak 10 Desember 1974 hingga akhir 1982. Helios II diluncurkan pada 16 Januari 1976 dan berhasil mencapai jarak 43 juta km dari Matahari. Misi Helios II selesai pada April 1976 namun dibiarkan tetap berada di orbit._NEWLINE_Solar Maximum Mission didesain untuk melakukan observasi aktivitas Matahari terutama bintik dan api Matahari saat Matahari berada pada periode aktivitas maksimum. SMM diluncurkan oleh Amerika Serikat pada 14 Februari 1980. Selama perjalanannya, SMM pernah mengalami kerusakan namun berhasil diperbaiki oleh awak pesawat ulang alik Challenger. SMM terus berada di orbit Bumi selama melakukan observasi. SMM mengumpulkan data hingga 24 November 1989 dan terbakar saat masuk kembali ke atmosfer Bumi pada 2 Desember 1989._NEWLINE_Wahana antariksa Ulysses adalah hasil proyek internasional untuk mempelajari kutub-kutub Matahari, diluncurkan pada 6 Oktober 1990. Sedangkan Yohkoh adalah wahana antariksa yang diluncurkan untuk mempelajari radiasi energi tinggi dari Matahari. Yohkoh merupakan hasil kerja sama Jepang, Amerika Serikat, dan Inggris yang diluncurkan pada 31 Agustus 1991._NEWLINE_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. SOHO bertugas mengumpulkan data struktur internal, proses fisik yang terjadi, serta pengambilan gambar dan diagnosis spektroskopis Matahari. SOHO ditempatkan pada jarak 1,5 juta km dari Bumi dan masih beroperasi hingga sekarang._NEWLINE_Misi eksplorasi terbaru dari NASA adalah wahana antariksa kembar bernama STEREO yang diluncurkan pada 26 Oktober 2006. STEREO bertugas untuk menganalisis dan mengambil gambar Matahari dalam bentuk 3 dimensi. Solar Dynamics Observatory Mission adalah misi eksplorasi NASA yang sedang dalam pengembangan dan telah dipublikasikan pada April 2008. 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.\n_START_SECTION_\nMatahari sebagai simbol kepercayaan dan kebudayaan\n_START_PARAGRAPH_\nMatahari telah menjadi simbol penting di banyak kebudayaan sepanjang peradaban manusia. Dalam mitologi dimiliki oleh berbagai bangsa di dunia, Matahari memiliki peranan yang sangat penting di dalam kehidupan masyarakatnya. Matahari dikenal dengan nama yang berbeda-beda pada tiap kebudayaan dan seringkali disembah sebagai dewa.'