BAB I PENDAHULUAN
1.1. Latar Belakang Angin bintang dapat difahami sebagai aliran materi/partikel-partikel (plasma) dari permukaan atmosfer bintang dengan kecepatan cukup besar sehingga mampu melawan tarikan gaya gravitasi bintang (Lamers dan Cassinelli, 1997:8). Aliran tersebut disebabkan oleh gradien tekanan gas, tekanan radiasi, atau tekanan magnetik. Aliran plasma menjalar dalam ruang antarplanet dan memengaruhi keadaan di sekelilingnya. Kajian terbaik tentang angin bintang adalah angin Matahari. Karena Matahari merupakan bintang paling dekat dengan Bumi, sehingga pengamatannya lebih mudah dilakukan dibandingkan dengan bintang-bintang yang lain. Angin Matahari adalah aliran kontinyu material yang berasal dari Matahari. Angin Matahari pertama kali diketahui dari fenomena radiasi korpuskular Matahari akibat dari aurora dan aktivitas geomagnetik (Parker, 1965). Aurora merupakan tirai bercahaya yang disebabkan oleh partikel-partikel yang terlontar dari permukaan aktif Matahari yang mencapai Bumi dan berinteraksi dengan atmosfer Bumi. Dua parameter paling penting mengenai angin bintang yang dapat diperoleh dari pengamatan adalah laju kehilangan massa, yaitu jumlah massa yang hilang dari bintang tiap satu satuan waktu dan kecepatan terminal yaitu kecepatan angin bintang pada jarak yang besar dari pusat bintang (Lamers dan Cassinelli,
1
1
1997:8). Laju kehilangan massa ini dapat diintegrasikan untuk mendapatkan persamaan momentum seperti yang telah dilakukan oleh Parker tahun 1965. Kecepatan angin Matahari bergantung pada kekuatan angin. Dalam mempelajari kecepatan angin Matahari banyak dilakukan pemodelan terhadap sifat-sifat angin Matahari. Salah satu diantaranya, angin Matahari dianggap bersifat isotermal dengan gravitasi berarah ke dalam dan gradien tekanan gas berarah ke luar. Pemodelan ini dilakukan untuk memudahkan penentuan persamaannya. Namun, sebenarnya angin Matahari secara radial mempunyai temperatur yang berbeda-beda bergantung pada jaraknya terhadap pusat Matahari. Adapun hubungan antara temperatur dan jarak dari pusat Matahari untuk jarak sampai 40 SA telah diteliti oleh Gazis pada tahun 1994 (Gazis, 1994). Berdasarkan penelitiannya diperoleh profil temperatur angin Matahari yang dinyatakan dalam grafik hubungan antara temperatur angin Matahari terhadap jarak dengan pusat Matahari. Tesis ini mencoba untuk menurunkan persamaan momentum angin Matahari dalam keadaan non-isotermal, beserta penyelesaiannya.
1.2. Perumusan Masalah 1. Bagaimana persamaan momentum angin Matahari pada kondisi nonisotermal? 2. Bagaimana grafik hubungan antara kecepatan angin Matahari dengan jarak dari pusat Matahari pada kondisi non-isotermal?
2
1.3. Batasan Masalah Penelitian ini dibatasi pada kasus angin bintang yang sekarakter dengan Matahari dewasa ini dan untuk jarak kurang dari 40 SA dari pusat bintang.
1.4. Tujuan Penelitian Tujuan penelitian ini adalah 1. Menentukan persamaan momentum angin Matahari pada keadaan nonisotermal. 2. Mendapatkan profil kecepatan angin Matahari dengan jarak dari pusat Matahari pada keadaan non-isotermal.
1.5. Manfaat Penelitian Manfaat penelitian ini adalah 1. Dapat memahami perilaku cuaca di Bumi dengan mengetahui dinamika angin Matahari. 2. Menambah referensi ilmu pengetahuan mengenai angin bintang. 3. Mengetahui karakteristik angin Matahari tentang hubungan temperatur, jarak dan kecepatan angin Matahari.
1.6. Tinjauan Pustaka Angin Matahari pertama kali dikenal sebagai fenomena radiasi korpuskular Matahari yang menyebabkan terjadinya aurora dan aktivitas geomagnetik. Keberadaan radiasi korpuskular Matahari dimulai dari usulan
3
Störmer, bahwa aurora disebabkan oleh sinar monoenergetic partikel cepat dari Matahari. Namun dugaan Störmer tersebut ternyata tidak benar, melainkan lebih pada keberadaan radiasi korpuskular dari Matahari. Kemudian Chapman dan Ferraro pada tahun 1931 menunjukkan bahwa radiasi korpuskular Matahari yang berasal dari aktivitas geomagnetik. Ide ini kemudian mulai diterapkan pada sebuah model yang kemudian dari sini berkembang menjadi ide-ide dari badai geomagnetik (Parker, 1965). Tahun 1938 variasi sinar kosmik, pertama kali ditemukan oleh Förbus. Melalui pengamatannya diperoleh asal magnetik antarplanet. Hasilnya, variasi pacaran sinar kosmik itu berasal dari tata surya bagian dalam dan diangkut oleh medan magnet ke dalam radiasi korpuskular Matahari. Sifat alami aurora dan aktivitas geomagnetik yang teramati memberikan pandangan bahwa radiasi korpuskular Matahari dipancarkan oleh awan terisolasi pada permukaan Matahari. Mekanisme tersebut untuk memproduksi pancaran partikel energetik yang tidak diketahui, yang diyakini sebagai elektromagnetik. Ternyata, fenomena ini juga tidak benar, radiasi korpuskular Matahari tidak terbatas pada awan terisolasi saja, namun, asal-usulnya tidak hanya terbatas pada permukaan Matahari. Hal ini sesuai analisis Biermann pada tahun 1950 tentang ekor komet yang menunjukkan sifat radiasi korpuskular Matahari (Parker, 1965). Biermann menunjukkan bahwa ekor komet yang berupa gas selalu berada di titik jauh dari Matahari sebagai konsekuensi dari tekanan radiasi korpuskular Matahari. Hal ini menunjukkan bahwa radiasi korpuskular Matahari mengisi ruang antarplanet setiap saat. Selanjutnya Chapman menunjukkan bahwa panas
4
atmosfer terionisasi mampu mengantarkan panas dengan baik sampai jarak yang sangat jauh. Hasilnya, partikel mempunyai kecepatan panas yang besar meski jauh dari Matahari dan harus melawan tarikan gravitasi, sehingga membuat kerapatan turun sangat lamban. Karena terlalu lamban, membuat atmosfer Matahari harus melewati orbit Bumi, dengan kata lain Bumi terbenam dalam atmosfer statik Matahari (Parker, 1965). Pada tahun 1958 diperoleh hasil pendekatan oleh Eugene Parker dengan mendukung gagasan Biermann dan Chapman. Parker merujuk pada teori fluks kontinyu partikel Matahari oleh Biermann dan teori atmosfer Matahari yang mengembang membentang diangkasa sebagai aliran supersonik oleh Chapman. Karena atmosfer sangat panas, meski di tempat yang sangat jauh dari Matahari dan tarikan gravitasi Matahari bukan suatu tekanan medium antar-bintang, akhirnya munculah konsep angin Matahari modern. Teori Parker tidak hanya menemukan solusi yang membawa bukti-bukti, tetapi membuat sejumlah prediksi yang dapat diuji, salah satunya adalah angin mengalir beberapa ratus kilometer per detik secara radial dari Matahari. Parker juga melakukan analisis mengenai dinamika angin Matahari, di antaranya dengan menentukan persamaan momentum untuk angin Matahari. Selanjutnya penelitian mengenai angin Matahari telah banyak dilakukan diantaranya: Tahun 1994 oleh Gazis yang meneliti tentang kecepatan dan temperatur angin Matahari. Penelitiannya berdasarkan data yang diperoleh dari pesawat luar angkasa yang diluncurkan pada akhir tahun 1992 yaitu Pioneer 10, Pioneer 11,
5
dan pesawat ruang angkasa Voyager 2. Ketiga pesawat tersebut berada pada jarak heliosentris dari 56.0, 37.3, dan 39.0 SA dan berada pada koordinat 3.3o LU, 17.4oLU, dan 8.6o LS. Pioneer 11 dan Voyager 2 berada pada bujur yang sama, sedangkan Pioneer 10 berada pada sisi yang berlawanan dengan Matahari. Pesawat-pesawat tersebut digunakan untuk mencari informasi penting tentang karakter global angin Matahari di luar heliosfer. Keadaan rata-rata kecepatan angin Matahari terus menunjukkan variasi yang terkenal dengan siklus Matahari. Bahkan pada jarak heliosentris lebih dari 50 SA, diperoleh kecepatan rata-rata tertinggi selama fase turun dari siklus Matahari dan terendah di titik dekat Matahari. Suhu angin Matahari menurun dengan meningkatnya jarak heliosentris keluar sampai jarak 20 SA. Penurunan ini tampaknya terus pada jarak heliosentris yang lebih besar, namun temperatur diluar heliosfer sangat tinggi. Richardson dan Smith pada tahun 2003 menyusun profil temperatur angin Matahari secara radial melalui data yang diperoleh dari pesawat Voyager. Data diperoleh untuk jarak radial dari 1 SA sampai 68 SA. Data Voyager menunjukkan penurunan temperatur di dalam heliosfer, suhu meningkat dari 30 SA sampai 50 SA. Menurun pada 50-63 SA dan meningkat lagi dari 63-68 SA. Dari penelitiannya diperoleh grafik dan persamaan hubungan antara temperatur dan jarak angin Matahari dari Matahari. Pada tahun 2004 Cranmer menyajikan jawaban untuk beberapa masalah dalam angin matahari malalui pendekatan sarat analitik. Cara yang dilakukan tersebut sebelumnya belum pernah ada penyelesaiannya. Jawaban untuk penyelesaian kecepatan angin matahari dan nilai pengurangan massa yang hilang
6
pada zarah plasma yang hanyut dalam angin matahari diturunkan secara analitik dengan suatu pendekatan penggambaran tertentu. Perhitungan kecepatan angin matahari yang gayut pada arah radial menerapkan persamaan Parker pada keadaan isotermal dan persamaan Bondi untuk akresi sferis. Dalam penyelesaian masalah ini melibatkan persamaan transedental yang menghasilkan variabel-variabel dalam bentuk logaritmis. Selanjutnya persamaan yang diperoleh diselesaikan dengan menggunakan fungsi W Lambert. Kim d.k.k. telah mengembangkan peragaan angin matahari hingga jarak 1 A.U. Persamaan dasar yang digunakan adalah persamaan kelestarian massa, momentum, dan tenaga. Dalam persamaan tersebut melibatkan mekanisme gelombang panas korona dan percepatan angin. Model yang digunakan memperhitungkan spektrum daya fluktuatif gelombang Alfven. Peragaan komputasi dilakukan dengan membatasi keadaan suhu elektron, proton, dan kecepatan angin matahari di daerah 1 A.U. Peragaan yang dilakukan oleh Kim, d.k.k. ini mampu menjelaskan gejala pemanasan proton pada korona dan percepatan angin matahari (Kim, d.k.k., 2004). Penelitian ini berusaha menerapkan hasil penelitian Gazis (1994) mengenai profil temperatur Matahari yang secara radial bersifat non-isotermal. Sepengetahuan penulis, selama ini, penelitian yang telah dilakukan sebatas pada keadaan temperatur Matahari yang dianggap isotermal salah satunya yaitu penelitian yang dilakukan oleh Parker pada tahun 1958. Sedangkan penelitian mengenai angin bintang non-isotermal baru dilakukan oleh Lamers dan Cassinelli yang merumuskan tentang konsep dasar angin bintang non-isotermal terkait energi
7
dan momentumnya (Lamers dan Cassinelli, 1997). Adapun penelitian yang mencoba menerapkan profil temperatur angin Matahari untuk memperoleh persamaan momentum angin Matahari pada keadaan non-isotermal belum pernah dilakukan. Sehingga penelitian ini layak untuk dilakukan dan kebaruaannya dapat dipertanggungjawabkan.
1.7. Metode Penelitian Adapun penyusunan penelitian tesis ini mempunyai metode penelitian sebagai berikut: 1. Tinjauan Pustaka, yang meliputi pencarian dan perunutan berbagai acuan pustaka yang telah ada. 2. Telaah matematis, meliputi tahap perhitungan matematis untuk menyusun dan menyelesaikan persamaan angin Matahari dalam keadaan non-isotermal.
1.8. Sistematika Penulisan Gambaran singkat mengenai isi tesis ini adalah sebagai berikut: 1. Bab I Pendahuluan : Bab ini memaparkan tentang latar belakang, perumusan masalah, tujuan penelitian, batasan masalah, manfaat penelitian, tinjauan pustaka, metode penelitian serta sistematika penulisan. 2. Bab II Landasan Teoritik : Bab ini menjelaskan tentang fluida dinamika meliputi persamaan dasar fluida dinamika. Selain itu juga
8
menjelaskan mengenai karakteristik Matahari, struktur Matahari secara umum serta kaitannya dengan kemunculan angin Matahari. Karena penyelesaian persamaan dalam tesis ini menggunakan metode numerik dengan bantuan komputer, pada bab ini juga dijelaskan tentang metode numerik yang digunakan yaitu metode Euler. 3. Bab III Angin Matahari : Bab ini menjelaskan tentang definisi dan proses dari angin Matahari, profil temperatur dan kecepatan angin Matahari serta persamaan momentum angin Matahari dalam keadaan isotermal. 4. Bab IV Persamaan Momentum Angin Matahari Pada Keadaan NonIsotermal : Bab ini menjelaskan penurunan persamaan momentum angin Matahari dalam keadaan non-isotermal serta penyelesaiannya dalam grafik hubungan kecepatan angin Matahari terhadap jarak radial dari Matahari dan grafik cepat rambat bunyi di angin Matahari pada keadaan non-isotermal. 5. Bab V Penutup : Berisi kesimpulan dari pembahasan serta saran.
9
