1. Takrifan Sistem Suria

     Satu sistem suria merujuk kepada bintang dan objek-objek yang bergerak dalam orbit di sekitarnya. Sistem suria kita terdiri daripada Matahari, lapan buah planet dan satelit-satelit semulajadi, planet kerdil, asteroid, meteoroid, dan komet. Sistem suria kita terletak di dalam lingkaran luar galaksi Bima Sakti (Milky Way Galaxy ), iaitu di Lengan Orion ( Orion Arm ) galaksi Bima Sakti. Matahari yang berada di pusat sistem suria merupakan bintang yang terdekat dengan Bumi dan juga sumber cahaya bagi objek cakerawala di sistem suria. Lapan buah planet yang mengorbit Matahari ialah Utarid, Zuhrah, Bumi, Marikh, Musytari, Zuhal, Uranus, dan Neptun. Empat planet yang hampir dengan Matahari, iaitu Utarid, Zuhrah, Bumi, dan Marikh dipanggil planet berbatu ( terrestrial planets ) kerana planet-planet ini mempunyai permukaan pepejal dan berbatu. Musytari dan Zuhal pula dikenali sebagai gas gergasi manakala Uranus dan Neptun pula dikenali sebagai ais gergasi. Ceres, Eris, Pluto, Makemake, dan Haumea merupakan planet-planet kerdil yang telah ditemui di dalam sistem suria. Kebanyakan planet kerdil yang telah diketahui wujud dalam zon berais, jauh daripada Neptun yang dipanggil sebagai 'Kuiper Belt'. Kawasan ini juga merupakan tempat asal bagi kebanyakan komet yang telah dijumpai.Terdapat sebanyak 166 buah satelit semulajadi atau bulan dan berbilion-bilion sisa kosmik seperti asteroid dan meteoroid yang mengorbit Matahari di sistem suria kita. Menurut National Aeronautics and Space Administration ( NASA ), sistem solar kita dikatakan telah terbentuk 4.6 billion tahun dahulu.

  Sistem suria kita.

  Lokasi sistem suria kita di galaksi Bima Sakti.

2. Atmosfera Matahari

 

      Matahari adalah sebiji bintang dan merupakan pusat bagi sistem suria kita. Jisim Matahari adalah lebih kurang 333 000 kali jisim Bumi dan ini merupakan 99.8 % daripada jisim sistem suria. Menurut NASA, Matahari tidak mempunyai permukaan pepejal tetapi merupakan sebiji bola gas yang terdiri daripada gas hidrogen  ( 92.1 % ) dan gas helium ( 7.8 % ). Gas-gas ini dapat dikekalkan kerana daya tarikan graviti Matahari sendiri. Disebabkan matahari tidak berbentuk pejal maka bahagian-bahagian Matahari yang berbeza berputar pada kadar yang berbeza. Di bahagian khatulistiwa, Matahari berputar sekali setiap 25 hari manakala pada bahagian kutub-kutubnya, Matahari berputar pada paksinya sekali setiap 36 hari mengikut kiraan hari di Bumi.

     Lapisan teras Matahari adalah lapisan yang paling dalam. Dengan ketumpatan yang tinggi, iaitu 160 g/cm^3, iaitu 10 kali ketumpatan plumbum, maka lapisan teras dijangka adalah berbentuk pepejal. Namun, disebabkan oleh suhu lapisan teras adalah sangat tinggi, iaitu 15 juta Kelvin, maka ia kekal dalam bentuk gas. Lapisan ini mengandungi 40 % daripada jisim Matahari dan 10 % isipadu Matahari. Di dalam lapisan ini, tindak balas pelakuran menghasilkan tenaga dalam bentuk sinaran gamma ( gamma rays ) dan neutrino ( neutrinos ). Sinar gamma adalah foton bertenaga tinggi dan berfrekuensi

tinggi.Sinar gamma diserap dan dipancarkan semula oleh banyak atom di sepanjang perjalanan ke luar permukaan Matahari. 

     Zon Radiasi ( radiative envelope ) merupakan kawasan di atas lapisan teras Matahari yang dikelilingi oleh satu kawasan perolakan ( convective envelope ). Suhu pada lapisan ini ialah 4 juta Kelvin. Ketumpatan kawasan ini adalah kurang daripada lapisan teras Matahari. Kawasan ini mengandungi 60 % daripada jisim Matahari dan 90 % daripada isipadu Matahari. Kawasan ini memberi tekanan yang tinggi ke atas lapisan teras dan menyebabkan suhu lapisan teras Matahari dikekalkan. Tenaga dipindahkan ke lkawasan ini melalui radiasi elektromagnet daripada lapisan teras Matahari.

    Zon Perolakan ( convective envelope ) merupakan kawasan yang membentuk permukaan luaran Matahari. Tenaga dipindahkan lebih cepat daripada di zon radiasi. Ini adalah kerana tenaga dipindahkan melalui proses perolakan. Gas panas yang bergerak dari zon radiasi mengembang dan meningkat suhunya di kawasan ini. Ini adalah kerana ketumpatan zon perolakan kurang daripada zon radiasi dan suhu di zon ini juga adalah lebih sejuk daripada zon radiasi. Apabila gas panas ini naik ke atas, ia mula menyejuk dan turun semula ke bawah. Apabila gas ini jatuh ke atas zon radiasi, ia dipanaskan semula dan suhu meningkat semula. Proses yang berulang-ulang ini mewujudkan arus perolakan dan permukaan Matahari kelihatan seperti sedang mendidih. Ini dipanggil granulasi ( granulation ) seperti yang ditunjukkan dalam gambar berikut.

   Granulasi ( granulation ) pada zon perolakan Matahari.

     Haba dibebaskan apabila gas panas mencapai lapisan atas zon perolakan dan menyejuk. Dengan cara ini, tenaga dipindahkan ke lapisan fotosfera Matahari. 

     Fotosfera ( photosphere )  adalah zon dari mana cahaya matahari yang kita lihat dipancarkan.  Fotosfera ialah lapisan terendah atmosfera Matahari dan ia agak nipis serta mempunyai gas pada tekanan rendah yang mengelilingi zon perolakan. Zon ini hanya kira-kira 500 kilometer tebal, dengan suhu 6000 K. Komposisi, suhu, dan tekanan fotosfera dapat dilihat melalui spektrum cahaya matahari. Gas helium ditemui oleh William Ramsey pada tahun 1896 ketika beliau menganalisis spektrum cahaya matahari. Beliau mendapati ciri-ciri gas helium tidak tergolong kepada mana-mana gas yang dikenali di bumi. Gas helium mendapat namanya sempena nama tuhan Yunani dalam mitos matahari, iaitu Helios. Terdapat 10 elemen yang paling banyak dijumpai dalam fotosfera, iaitu gas hidrogen ( 91.2 % ), helium ( 8.7 % ), oksigen ( 0.078 % ), karbon ( 0.043 % ), nitrogen ( 0.0088 % ), silikon ( 0.0045 % ), magnesium ( 0.0038 % ), neon ( 0.0035 % ), besi ( 0.0030 % ), dan sulfur ( 0.0015 % ).

    Di atas lapisan fotosfera ialah lapisan kromosfera ( chromosphere ) dan lapisan korona ( corona ). Kedua-dua lapisan ini juga memancarkan cahaya yang boleh dilihat tetapi hanya dapat dilihat semasa kejadian gerhana matahari, iaitu ketika bulan berada di antara Bumi dan Matahari. Semasa kejadian gerhana matahari, bulatan merah yang dapat dilihat mengelilingi Matahari adalah lapisan kromosfera. Warnanya merah kerana kehadiran banyak gas hidrogen. Suhu pada lapisan bawah kromosfera ialah sekitar 4500K dan suhu pada lapisan atasnya pula adalah sekitar         10 000K, iaitu lebih panas daripada lapisan fotosfera dan cukup panas untuk memancarkan sinar -X ( x ray ).

    Korona ( corona ) merupakan lapisan paling luar matahari. Ia hanya dapat dilihat semasa kejadian gerhana matahari. Ia adalah awan plasma yang berketumpatan rendah dengan ketelusan yang lebih tinggi daripada lapisan dalaman Matahari. Lapisan korona adalah lebih panas daripada lapisan dalaman Matahari. Suhu purata lapisan ini adalah setinggi 1 juta K tetapi di beberapa tempat, suhunya mencapai sehingga 3 juta K. Pada lapisan paling luar korona, suhunya adalah sekitar 3 juta K dan terdiri daripada gas-gas berion. Pada lapisan bawahnya pula adalah sekitar 500 000 K. Haba dan tenaga yang tinggi dari lapisan korona adalah cukup panas untuk memancarkan sinar-X ( x ray ). Semakin jauh dari teras Matahari, suhu semakin berkurang tetapi selepas lapisan fotosfera, suhu meningkat semula.

3. Aktiviti Matahari

Tompok hitam ( sunspot ), angin suria ( solar wind ), prominen ( prominences ), dan hamburan jisim korona ( coronal mass ejection ) , dan nyalaan suria ( solar flares ) merupakan aktiviti-aktiviti yang berlaku di permukaan Matahari. 

    Tompok hitam ( Sunspot )

 

     Tompok hitam ( sunspot ) adalah fenomena sementara pada lapisan fotosfera Matahari yang kelihatan sebagai tompok gelap berbanding dengan kawasan-kawasan sekitarnya. Kejadian ini adalah disebabkan oleh aktiviti magnet yang kuat. Suhu di kawasan tompok hitam adalah sekitar 4000 K dan mempunyai jangka hayat dari beberapa jam sehingga beberapa bulan. Kawasan gelap tompok hitam dipanggil umbra manakala kawasan sekitarnya pula dipanggil penumbra. Tompok hitam biasanya terbentuk secara berpasangan atau dalam kumpulan yang kompleks. Saiz tipikal sesuatu tompok hitam adalah sebesar dua kali ganda saiz Bumi.

 

    Suar matahari ( solar flares ) adalah didapati dalam  lapisan korona, di atas tompok hitam matahari dan kawasan corak medan magnet yang kompleks. Hamburan tenaga ini boleh mencapai setinggi saiz Bumi dan boleh bertahan selama beberapa jam. Suhu yang pernah direkodkan adalah setinggi 11 juta K.  Haba yang melampau tinggi menghasilkan sinar -x yang  bercahaya apabila terkena pada gas lapisan korona. Suar matahari boleh mengganggu satelit komunikasi dan sumber kuasa elektrik di Bumi. 

    Prominen ( prominences )

   Lengkungan suria atau Prominen ( prominences ) atau juga dikenali sebagai filamen

( filament ) adalah gas yang sangat besar dan berbentuk gelung yang  meletus dari permukaan Matahari, iaitu daro fotosfera dan menonjol keluar ke lapisan korona Matahari. Menurut David Hathaway,

seorang ahli fizik di NASA Marshall Space Flight Center, pandangan dari atas menunjukkan prominen kelihatan gelap kerana gas di dalamnya lebih sejuk daripada lapisan fotosfera di bawah. Jalur gas ini boleh bergerak sejauh beberapa ribu batu ke angkasa. Prominen berada kekal di atas permukaan Matahari kerana medan tarikan magnet Matahari yang kuat dan ia boleh berlanjutan selama beberapa bulan. Namun, prominen kurang kuat berbanding dengan suar matahari ( solar flares ). Terdapat prominen yang tenang dan berada di suatu kawasan untuk beberapa minggu manakala ada pula yang meletus di angkasa dan menolak korona jauh ke hadapan. Lengkungan suria atau prominen yang berjaya keluar dari atmosfera Matahari dikenali sebagai hamburan jisim korona. ( coronal mass ejection ).

     Angin suria ( solar wind )

   Angin suria ( solar wind ) adalah satu aliran zarah-zarah bertenaga dan bercas yang terdiri daripada elektron dan proton. Zarah-zarah ini mengalir keluar dari Matahari ke sistem suria pada kelajuan setinggi 900 km/s dan pada suhu 1 juta Celsius. Ia adalah terdiri daripada plasma. Angin suria boleh mempengaruhi medan magnet semua planet dalam sistem suria. Sekiranya angin suria terkena pada medan magnet Bumi, angin suria memampatkan medan magnet tersebut dan menghasilkan suatu gelombang secara mengejut yang dipanggil ' Bow Shock '. Berhampiran dengan Bumi ialah jalur radiasi Van Allen ( Van Allen radiation belts ) di mana zarah-zarah suria terperangkap disebabkan oleh daya magnet. Lebih hampir kepada Bumi lagi ialah arus elektrik berbentuk cincin di sekitar kawasan kutubnya yang terhasil akibat pengaruh angin suria ke atas medan magnet Bumi. Planet Bumi, Musytari, Zuhal, Uranus, dan Neptun masing-masing mempunyai ekor magnetosfera ( magnetotails ) di mana angin suria melanjutkan kuasa medan magnetnya. Ekor magnetosfera ini juga merupakan sumber kejadian aurora di kawasan kutub Bumi. Semasa musim sejuk di kawasan artik, langit adalah sentiasa gelap. Cahaya aurora yang cerah boleh dilihat pada waktu tengah malam. Adalah dipercayai bahawa elektron aurora datang dari Matahari. Selain itu, apabila komet bergerak melalui sistem suria, angin surialah yang meniup ekor komet jauh dari kepalanya.

    Angin suria juga menghasilkan radiasi yang terpancar dan tersebar ke seluruh angkasa di dalam sistem suria, termasuklah Bumi dan melepaskan tenaga yang sangat tinggi, iaitu 6 x 10 ²⁵ Joules. Ketika ledakan Matahari berlaku, tahap radiasi sinaran ultra-ungu ( ultraviolet ) meningkat beribu kali ganda.

Namun, mujurlah ia berlaku di luar atmosfera Bumi dan dilindungi atmosfera Bumi. Sekiranya sinar ultra-ungu amat kuat, ianya akan bertindakbalas dengan atmosfera Bumi dan kemudiannya molekul itu dipecahkan dan diionkan atomnya ( atom ionization ). Ketika sinar ultra-ungu melalui atmosfera, lapisan atmosfera Bumi akan menyerapnya. Oleh itu, jumlah sinar ultra-ungu yang dapat sampai ke Bumi adalah dalam jumlah yang sangat kecil.

    Hamburan Jisim Korona ( coronal mass ejection, CME ) adalah ledakan gergasi angin suria. plasma isotop cahaya lain, dan medan magnet yang timbul di atas lapisan korona Matahari, atau dilepaskan ke angkasa. Hamburan jisim korona ini boleh bergerak dengan kelajuan 1 000 km sesaat. Apabila hamburan jisim korona berlaku, ia akan bergerak di sepanjang garis medan magnet Matahari dan suhunya meningkat sehingga ke berpuluh juta darjah Celsius. Letusan ini juga menghasilkan kira-kira 100 billion kg plasma. Hamburan jisim korona tidak menghasilkan pancaran sinar cahaya yang kuat. Namun, ia menghasilkan gelombang kejutan yang kuat, iaitu dalam julat gelombang mikro yang boleh mengganggu medan magnet Bumi dan sekaligus mengganggu satelit komunikasi Bumi, iaitu jaringan telekomunikasi dan jaringan tenaga elektrik di Bumi. Selain itu, apabila hamburan dihalakan ke arah Bumi, maka kejadian ribut geomagnet akan berlaku dan mengganggu magnetosfera Bumi, iaitu memadatkan magnetosfera pada waktu siang dan memanjangkan ekor magnet itu di sebelah malam. Apabila magnetosfera bertembung semula pada waktu malam, suatu kuasa yang sangat tinggi yang dihalakan kembali ke atmosfera kutub Bumi. Proses ini boleh menyebabkan kejadian aurora di sekitar kutub magnet Bumi, iaitu Cahaya Utara ( aurora borealis ) di hemisfera utara. dan Cahaya Selatan  ( aurora australis ) di hemisfera selatan.Hamburan jisim korona biasanya berlaku secara bebas tetapi ada kalanya, ia dikaitkan suar matahari ( solar flares ). 

  Hamburan jisim korona ( coronal mass ejection )

 Cahaya Utara ( aurora borealis )

  Cahaya Selatan ( aurora australis )

 View Message : Current Topic

Forum 2

 Posted By : CHAN WEI PENG (D20121061167)  Date posted : 15 Oct 2013 04:21:59 PM  (11 read/s)

     Salam sejahtera.Berikut ialah penerangan saya tentang takrifan Sistem Suria, atmosfera Matahari, dan aktiviti Matahari.

1. Takrifan Sistem Suria

     Satu sistem suria merujuk kepada bintang dan objek-objek yang bergerak dalam orbit di sekitarnya. Sistem suria kita terdiri daripada Matahari, lapan buah planet dan satelit-satelit semulajadi, planet kerdil, asteroid, meteoroid, dan komet. Sistem suria kita terletak di dalam lingkaran luar galaksi Bima Sakti (Milky Way Galaxy ), iaitu di Lengan Orion ( Orion Arm ) galaksi Bima Sakti. Matahari yang berada di pusat sistem suria merupakan bintang yang terdekat dengan Bumi dan juga sumber cahaya bagi objek cakerawala di sistem suria. Lapan buah planet yang mengorbit Matahari ialah Utarid, Zuhrah, Bumi, Marikh, Musytari, Zuhal, Uranus, dan Neptun. Empat planet yang hampir dengan Matahari, iaitu Utarid, Zuhrah, Bumi, dan Marikh dipanggil planet berbatu ( terrestrial planets ) kerana planet-planet ini mempunyai permukaan pepejal dan berbatu. Musytari dan Zuhal pula dikenali sebagai gas gergasi manakala Uranus dan Neptun pula dikenali sebagai ais gergasi. Ceres, Eris, Pluto, Makemake, dan Haumea merupakan planet-planet kerdil yang telah ditemui di dalam sistem suria. Kebanyakan planet kerdil yang telah diketahui wujud dalam zon berais, jauh daripada Neptun yang dipanggil sebagai 'Kuiper Belt'. Kawasan ini juga merupakan tempat asal bagi kebanyakan komet yang telah dijumpai.Terdapat

sebanyak 166 buah satelit semulajadi atau bulan dan berbilion-bilion sisa kosmik seperti asteroid dan meteoroid yang mengorbit Matahari di sistem suria kita. Menurut National Aeronautics and Space Administration ( NASA ), sistem solar kita dikatakan telah terbentuk 4.6 billion tahun dahulu.

  Sistem suria kita.

  Lokasi sistem suria kita di galaksi Bima Sakti.

2. Atmosfera Matahari

 

      Matahari adalah sebiji bintang dan merupakan pusat bagi sistem suria kita. Jisim Matahari adalah lebih kurang 333 000 kali jisim Bumi dan ini merupakan 99.8 % daripada jisim sistem suria. Menurut NASA, Matahari tidak mempunyai permukaan pepejal tetapi merupakan sebiji bola gas yang terdiri daripada gas hidrogen  ( 92.1 % ) dan gas helium ( 7.8 % ). Gas-gas ini dapat dikekalkan kerana daya tarikan graviti Matahari sendiri. Disebabkan matahari tidak berbentuk pejal maka bahagian-bahagian Matahari yang berbeza berputar pada kadar yang berbeza. Di bahagian khatulistiwa, Matahari berputar sekali setiap 25 hari manakala pada bahagian kutub-kutubnya, Matahari berputar pada paksinya sekali setiap 36 hari mengikut kiraan hari di Bumi.

     Lapisan teras Matahari adalah lapisan yang paling dalam. Dengan ketumpatan yang tinggi, iaitu 160 g/cm^3, iaitu 10 kali ketumpatan plumbum, maka lapisan teras dijangka adalah berbentuk pepejal. Namun, disebabkan oleh suhu lapisan teras adalah sangat tinggi, iaitu 15 juta Kelvin, maka ia kekal dalam bentuk gas. Lapisan ini mengandungi 40 % daripada jisim Matahari dan 10 % isipadu Matahari. Di dalam lapisan ini, tindak balas pelakuran menghasilkan tenaga dalam bentuk sinaran gamma ( gamma rays ) dan neutrino ( neutrinos ). Sinar gamma adalah foton bertenaga tinggi dan berfrekuensi tinggi.Sinar gamma diserap dan dipancarkan semula oleh banyak atom di sepanjang perjalanan ke luar permukaan Matahari. 

     Zon Radiasi ( radiative envelope ) merupakan kawasan di atas lapisan teras Matahari yang dikelilingi oleh satu kawasan perolakan ( convective envelope ). Suhu pada lapisan ini ialah 4 juta Kelvin. Ketumpatan kawasan ini adalah kurang daripada lapisan teras Matahari. Kawasan ini mengandungi 60 % daripada jisim Matahari dan 90 % daripada isipadu Matahari. Kawasan ini memberi tekanan yang tinggi ke atas lapisan teras dan menyebabkan suhu lapisan teras Matahari dikekalkan. Tenaga dipindahkan ke lkawasan ini melalui radiasi elektromagnet daripada lapisan teras Matahari.

    Zon Perolakan ( convective envelope ) merupakan kawasan yang membentuk permukaan luaran Matahari. Tenaga dipindahkan lebih cepat daripada di zon radiasi. Ini adalah kerana tenaga dipindahkan melalui proses perolakan. Gas panas yang bergerak dari zon radiasi mengembang dan meningkat suhunya di kawasan ini. Ini adalah kerana ketumpatan zon perolakan kurang daripada zon radiasi dan suhu di zon ini juga adalah lebih sejuk daripada zon radiasi. Apabila gas panas ini naik ke atas, ia mula menyejuk dan turun semula ke bawah. Apabila gas ini jatuh ke atas zon radiasi, ia dipanaskan semula dan suhu meningkat semula. Proses yang berulang-ulang ini mewujudkan arus perolakan dan permukaan Matahari kelihatan seperti sedang mendidih. Ini dipanggil granulasi ( granulation ) seperti yang ditunjukkan dalam gambar berikut.

   Granulasi ( granulation ) pada zon perolakan Matahari.

     Haba dibebaskan apabila gas panas mencapai lapisan atas zon perolakan dan menyejuk. Dengan cara

ini, tenaga dipindahkan ke lapisan fotosfera Matahari. 

     Fotosfera ( photosphere )  adalah zon dari mana cahaya matahari yang kita lihat dipancarkan.  Fotosfera ialah lapisan terendah atmosfera Matahari dan ia agak nipis serta mempunyai gas pada tekanan rendah yang mengelilingi zon perolakan. Zon ini hanya kira-kira 500 kilometer tebal, dengan suhu 6000 K. Komposisi, suhu, dan tekanan fotosfera dapat dilihat melalui spektrum cahaya matahari. Gas helium ditemui oleh William Ramsey pada tahun 1896 ketika beliau menganalisis spektrum cahaya matahari. Beliau mendapati ciri-ciri gas helium tidak tergolong kepada mana-mana gas yang dikenali di bumi. Gas helium mendapat namanya sempena nama tuhan Yunani dalam mitos matahari, iaitu Helios. Terdapat 10 elemen yang paling banyak dijumpai dalam fotosfera, iaitu gas hidrogen ( 91.2 % ), helium ( 8.7 % ), oksigen ( 0.078 % ), karbon ( 0.043 % ), nitrogen ( 0.0088 % ), silikon ( 0.0045 % ), magnesium ( 0.0038 % ), neon ( 0.0035 % ), besi ( 0.0030 % ), dan sulfur ( 0.0015 % ).

    Di atas lapisan fotosfera ialah lapisan kromosfera ( chromosphere ) dan lapisan korona ( corona ). Kedua-dua lapisan ini juga memancarkan cahaya yang boleh dilihat tetapi hanya dapat dilihat semasa kejadian gerhana matahari, iaitu ketika bulan berada di antara Bumi dan Matahari. Semasa kejadian gerhana matahari, bulatan merah yang dapat dilihat mengelilingi Matahari adalah lapisan kromosfera. Warnanya merah kerana kehadiran banyak gas hidrogen. Suhu pada lapisan bawah kromosfera ialah sekitar 4500K dan suhu pada lapisan atasnya pula adalah sekitar         10 000K, iaitu lebih panas daripada lapisan fotosfera dan cukup panas untuk memancarkan sinar -X ( x ray ).

    Korona ( corona ) merupakan lapisan paling luar matahari. Ia hanya dapat dilihat semasa kejadian gerhana matahari. Ia adalah awan plasma yang berketumpatan rendah dengan ketelusan yang lebih tinggi daripada lapisan dalaman Matahari. Lapisan korona adalah lebih panas daripada lapisan dalaman Matahari. Suhu purata lapisan ini adalah setinggi 1 juta K tetapi di beberapa tempat, suhunya mencapai sehingga 3 juta K. Pada lapisan paling luar korona, suhunya adalah sekitar 3 juta K dan terdiri daripada gas-gas berion. Pada lapisan bawahnya pula adalah sekitar 500 000 K. Haba dan tenaga yang tinggi dari lapisan korona adalah cukup panas untuk memancarkan sinar-X ( x ray ). Semakin jauh dari teras Matahari, suhu semakin berkurang tetapi selepas lapisan fotosfera, suhu meningkat semula.

3. Aktiviti Matahari

Tompok hitam ( sunspot ), angin suria ( solar wind ), prominen ( prominences ), dan hamburan jisim korona ( coronal mass ejection ) , dan nyalaan suria ( solar flares ) merupakan aktiviti-aktiviti yang berlaku di permukaan Matahari. 

    Tompok hitam ( Sunspot )

 

     Tompok hitam ( sunspot ) adalah fenomena sementara pada lapisan fotosfera Matahari yang kelihatan sebagai tompok gelap berbanding dengan kawasan-kawasan sekitarnya. Kejadian ini adalah disebabkan oleh aktiviti magnet yang kuat. Suhu di kawasan tompok hitam adalah sekitar 4000 K dan mempunyai jangka hayat dari beberapa jam sehingga beberapa bulan. Kawasan gelap tompok hitam dipanggil umbra manakala kawasan sekitarnya pula dipanggil penumbra. Tompok hitam biasanya terbentuk secara berpasangan atau dalam kumpulan yang kompleks. Saiz tipikal sesuatu tompok hitam adalah sebesar dua kali ganda saiz Bumi.

 

    Suar matahari ( solar flares ) adalah didapati dalam  lapisan korona, di atas tompok hitam matahari dan kawasan corak medan magnet yang kompleks. Hamburan tenaga ini boleh mencapai setinggi saiz Bumi dan boleh bertahan selama beberapa jam. Suhu yang pernah direkodkan adalah setinggi 11 juta K.  Haba yang melampau tinggi menghasilkan sinar -x yang  bercahaya apabila terkena pada gas lapisan korona. Suar matahari boleh mengganggu satelit komunikasi dan sumber kuasa elektrik di Bumi. 

    Prominen ( prominences )

   Lengkungan suria atau Prominen ( prominences ) atau juga dikenali sebagai filamen

( filament ) adalah gas yang sangat besar dan berbentuk gelung yang  meletus dari permukaan Matahari, iaitu daro fotosfera dan menonjol keluar ke lapisan korona Matahari. Menurut David Hathaway, seorang

ahli fizik di NASA Marshall Space Flight Center, pandangan dari atas menunjukkan prominen kelihatan gelap kerana gas di dalamnya lebih sejuk daripada lapisan fotosfera di bawah. Jalur gas ini boleh bergerak sejauh beberapa ribu batu ke angkasa. Prominen berada kekal di atas permukaan Matahari kerana medan tarikan magnet Matahari yang kuat dan ia boleh berlanjutan selama beberapa bulan. Namun, prominen kurang kuat berbanding dengan suar matahari ( solar flares ). Terdapat prominen yang tenang dan berada di suatu kawasan untuk beberapa minggu manakala ada pula yang meletus di angkasa dan menolak korona jauh ke hadapan. Lengkungan suria atau prominen yang berjaya keluar dari atmosfera Matahari dikenali sebagai hamburan jisim korona. ( coronal mass ejection ).

     Angin suria ( solar wind )

   Angin suria ( solar wind ) adalah satu aliran zarah-zarah bertenaga dan bercas yang terdiri daripada elektron dan proton. Zarah-zarah ini mengalir keluar dari Matahari ke sistem suria pada kelajuan setinggi 900 km/s dan pada suhu 1 juta Celsius. Ia adalah terdiri daripada plasma. Angin suria boleh mempengaruhi medan magnet semua planet dalam sistem suria. Sekiranya angin suria terkena pada medan magnet Bumi, angin suria memampatkan medan magnet tersebut dan menghasilkan suatu gelombang secara mengejut yang dipanggil ' Bow Shock '. Berhampiran dengan Bumi ialah jalur radiasi Van Allen ( Van Allen radiation belts ) di mana zarah-zarah suria terperangkap disebabkan oleh daya magnet. Lebih hampir kepada Bumi lagi ialah arus elektrik berbentuk cincin di sekitar kawasan kutubnya yang terhasil akibat pengaruh angin suria ke atas medan magnet Bumi. Planet Bumi, Musytari, Zuhal, Uranus, dan Neptun masing-masing mempunyai ekor magnetosfera ( magnetotails ) di mana angin suria melanjutkan kuasa medan magnetnya. Ekor magnetosfera ini juga merupakan sumber kejadian aurora di kawasan kutub Bumi. Semasa musim sejuk di kawasan artik, langit adalah sentiasa gelap. Cahaya aurora yang cerah boleh dilihat pada waktu tengah malam. Adalah dipercayai bahawa elektron aurora datang dari Matahari. Selain itu, apabila komet bergerak melalui sistem suria, angin surialah yang meniup ekor komet jauh dari kepalanya.

    Angin suria juga menghasilkan radiasi yang terpancar dan tersebar ke seluruh angkasa di dalam sistem suria, termasuklah Bumi dan melepaskan tenaga yang sangat tinggi, iaitu 6 x 10 ²⁵ Joules. Ketika ledakan Matahari berlaku, tahap radiasi sinaran ultra-ungu ( ultraviolet ) meningkat beribu kali ganda. Namun, mujurlah ia berlaku di luar atmosfera Bumi dan dilindungi atmosfera Bumi. Sekiranya sinar ultra-ungu amat kuat, ianya akan bertindakbalas dengan atmosfera Bumi dan kemudiannya molekul itu dipecahkan dan diionkan atomnya ( atom ionization ). Ketika sinar ultra-ungu melalui atmosfera, lapisan

atmosfera Bumi akan menyerapnya. Oleh itu, jumlah sinar ultra-ungu yang dapat sampai ke Bumi adalah dalam jumlah yang sangat kecil.

    Hamburan Jisim Korona ( coronal mass ejection, CME ) adalah ledakan gergasi angin suria. plasma isotop cahaya lain, dan medan magnet yang timbul di atas lapisan korona Matahari, atau dilepaskan ke angkasa. Hamburan jisim korona ini boleh bergerak dengan kelajuan

 

1 000 km sesaat. Apabila hamburan jisim korona berlaku, ia akan bergerak di sepanjang garis medan magnet Matahari dan suhunya meningkat sehingga ke berpuluh juta darjah Celsius. Letusan ini juga menghasilkan kira-kira 100 billion kg plasma. Hamburan jisim korona tidak menghasilkan pancaran sinar cahaya yang kuat. Namun, ia menghasilkan gelombang kejutan yang kuat, iaitu dalam julat gelombang mikro yang boleh mengganggu medan magnet Bumi dan sekaligus mengganggu satelit komunikasi Bumi, iaitu jaringan telekomunikasi dan jaringan tenaga elektrik di Bumi. Selain itu, apabila hamburan dihalakan ke arah Bumi, maka kejadian ribut geomagnet akan berlaku dan mengganggu magnetosfera Bumi, iaitu memadatkan magnetosfera pada waktu siang dan memanjangkan ekor magnet itu di sebelah malam. Apabila magnetosfera bertembung semula pada waktu malam, suatu kuasa yang sangat tinggi yang dihalakan kembali ke atmosfera kutub Bumi. Proses ini boleh menyebabkan kejadian aurora di sekitar kutub magnet Bumi, iaitu Cahaya Utara ( aurora borealis ) di hemisfera utara. dan Cahaya Selatan  ( aurora australis ) di hemisfera selatan.Hamburan jisim korona biasanya berlaku secara bebas tetapi ada kalanya, ia dikaitkan suar matahari ( solar flares ). 

  Hamburan jisim korona ( coronal mass ejection )

 Cahaya Utara ( aurora borealis )

  Cahaya Selatan ( aurora australis )

 

1. Takrifan Sistem Suria

Sistem Suria terdiri daripada Matahari dan objek astronominya yang terikat oleh gravitinya ke dalam orbit sekelilingnya. Semuanya terbentuk daripada keranapan awan molekul gergasi kira-kira 4.6 bilion tahun lalu. Sistem surai merupakan objek yang berada dalam galaksi Bima Sakti. Dari kebanyakan objek yang mengorbit Matahari, kebanyakan dari jisim tersebut ditampung di dalam lapan yang relatifnya planet sendirian iaitu orbitnya hampir membulat dan berada didalam cakera yang hampir leper dipanggil satah elips. Empat planet dalam yang lebih kecil, Utarid, Zuhrah, Bumi dan Marikh, juga dipanggil planet terrestrial. Primernya terdiri dari batuan dan logam. Empat planet luaran, gergasi gas, adalah lebih besar berbanding terestrial. Antara dua yang terbesar ialah Musytari, dan Zuhal, yang terdiri dari hidrogen dan helium; dua planet paling luar, Uranus dan Neptun, terdiri secara daripada ais, air, amonia dan metana, dan dirujuk sebagai "ais gergasi".

Sistem Suria juga merupakan rumah kepada objek yang lebih kecil. Lingkaran asteroid ( Marikh dan Musytari), terdiri daripada batuan dan logam. Orbit di luar Neptun (lingkaran Kuiper dan cakera terserak ); dipaut dari objek trans-Neptun yang terdiri dari ais, air, amonia, dan metana. Objek berindividu, Ceres, Pluto, Haumea, Makemake dan Eris, termasuklah komet, sentora dan debu interplanet bebas mengembara antara rantau. Enam dari planet dan tiga dari planet kerdil diorbit oleh satelit semulajadi yang diistilah sebagai "bulan". Setiap planet luar dikelilingi oleh cincin planet dari debu dan lain-lain zarah.

2. Atmosfera matahari dan kandungan dalam setiap matahari.

Atmosfera matahari

Atmosfera ialah lapisan gas yang melitupi sesebuah planet, termasuklah bumi, dari permukaan planet tersebut hingga jauh di luar angkasa. Di bumi, atmosfera boleh didapati dari paras permukaan tanah, hinggalah sekitar 700 km di atas permukaan bumi, dan dikekalkan di tempatnya oleh graviti bumi.

Kajian tentang atmosfera mula-mula dilakukan untuk memecahkan masalah cuaca, fenomena pembiasan sinar matahari ketika terbit dan tenggelam, serta kerdipan bintang. Dengan peralatan yang sensitif yang dipasang di kawasan angkasa, kita dapat memperoleh pemahaman yang lebih baik tentang atmosfera serta fenomena-fenomena yang terjadi di dalamnya.

2.1 Photosfera

Lapisan yang terdiri daripada cahaya nampak bukan pepejal tetapi gas. Lapisan gas ini menyumbangkan cahaya matahari yang diterima oleh bumi. Ketebalannya lebih kurang 500 km. Suhunya lebih kurang 5800K.

Elemen-elemen yang terdapat dalam lapisan ini ialah Hidrogen, Helium, Oksigen, Karbon, Nitrogen, Silikon, Magnesum, Neon, Besi dan Sulfur.

2.2 Kromosfera

Terletak di lapisan atas photosfera dengan ketebalan lebih kurang 1500km.Ia membenarkan gas-gas cahaya nampak melaluinya. Lapisan paling atas kromosfera sangat panas dan memancarkan sinar – X.

2.3Korona

Lapisan matahari paling luar. Suhuny a dalam lingkungan 3,000,000 k dengan ketumpatan yang rendah. Ia terdiri daripada gas-gas berion. Suhunya meningkat selari dengan peningkatan altitudnya. Suhunya sangat panas dan memancarkan sinar – X.

3. Aktiviti matahari

3.1 Tompok matahari

Tompok matahari merupakan fenomena sementara pada fotosfera pada matahari yang kelihatan sebagai tompokan gelap berbanding dengan kawasan sekeliling. Ia disebabkan oleh aktiviti magnet yang melampau, yang mengengkang arus perolakan melalui kesan yang sama seperti brek arus berolak, kawasan terbentuk suhu permukaan yang kurang. Sungguhpun ia berada pada suhu sekitar 3,000–4,500 K (2,727–4,227 °C), perbandingan dengan bahan sekitar sekitar pada suhu 5,780 K

menjadikan ia jelas kelihatan sebagai tompokan hitam, sebagai keamatan badan gelap panas Tompok matahari mengembang dan mengucup ketika ia bergerak merentasi permukaan matahari dengan ukurlilit 80,000 kilometer (49,711 batu

Manifastasi aktiviti magnet yang melampau, tompok matahari mencetus fenomena kedua seperti gelung koronal dan peristiwa Penyambungan Magnetik. Kebanyakan suar suria dan penyingkiran jisim korona berasal dari kawasan aktif magnet sekitar kelompok tompok matahari yang kelihatan.

3.2 Angin Suria

Angin suria, iaitu aliran plasma dari Matahari, menciptakan gelembung pada medium interstelar yang dikenali sebagai heliosfera, iaitu melangkau dil uar kepada tepian cakera terserak. Awan Oort, yang dipercayai menjadi sumber untuk komet jangka-panjang, mungkin juga wujud pada jarak secara kasarnya beribu kali lebih jauh dari heliosfera. Heliopaus merupakan titik tekanan dari angin suria disamakan kepada tekanan bertentangan dari angin interstelar. Sistem Suria terletak di dalam satu dari tangan luar galaksi Bima Sakti, iaitu mengandungi sekitar 200 bilion bintang.

3.3 Hamburan Jisim Korona

Fenomena ledakan matahari mencetuskan radiasi gelombang elektromagnetik yang diikuti dengan radiasi gelombang dalam bentuk partikel proton. Ledakan ini menghamburkan jisim korona ke angkasa iaitu plasma bertenaga tinggi dari matahari.

Radiasi partikel bertenaga tinggi dan hamburan jisim korona sememangnya berkait rapat dengan fenomena letusan matahari. Planet-planet lain yang berada di sekitar matahari turut merasai kesan dari fenomena ledakan tersebut. Hamburan jisim korona tercetus bergerak dengan halaju 6.4 juta kilometer/jam menuju bumi. Jumlah bahan yang terbebas dalam proses tersebut dianggarkan mencapai berjuta-juta kilogram.

Pelbagai kesan akibat partikel bertenaga tinggi, antaranya ialah gangguan kecil fungsi satelit, gangguan sistem komunikas. Partikel-partikel yang terhasil dari letusan matahari itu tidak membahayakan nyawa manusia bumi kerana dihalang oleh medan magnet.

Hamburan partikel bertenaga tinggi dari gelombang ribut matahari menghasilkan pemandangan yang mengkagumkan di langit di sebahagian besar kawasan di hemisfera utara. Gelombang elektromagnetik yang menembusi atmosfera telah menghasilkan fenomena cahaya berwarna-warni yang dikenali sebagai Aurora Borealis atau Northern Lights.

 Aurora (ilmu falak)Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.Lompat ke: pandu arah, cari

Aurora borealis

Aurora borealis

Aurora ialah fenomena cahaya terang yang dapat dilihat di langit malam, biasanya di kawasan kutub. Kerana inilah sesetengah saintis memanggilnya "aurora kutub" (atau "aurora polaris"). Fenomena aurora di utara dikenali sebagai aurora borealis (IPA /ɔˈɹɔɹə bɔɹiˈælɪs/), yang dinamakan bersempena Dewi Fajar Rom, Aurora, dan nama Greek untuk angin utara, Boreas. Ini kerana di Eropah ia kerap dilihat kemerah-merahan di ufuk utara seolah-olah matahari akan terbit dari arah tersebut. Aurora borealis juga dipanggil cahaya utara, dan selalu terjadi di antara September dan Oktober dan Mac dan April. Fenomena aurora di selatan, aurora australis atau cahaya selatan, mempunyai sifat-sifat yang serupa.

Mekanisme aurora[sunting | sunting sumber]

Aurora berpunca dari elektron yang mempunyai tenaga 1-15 keV, iaitu tenaga yang diperolehi elektron yang melalui beza upaya 1,000-15,000 volt. Cahaya akan terhasil apabila elektron ini berlanggar dengan atom di ionosfera, lazimnya di altitud 80-150 km. Pancaran oksigen atom paling menonjol--garis kehijauan pada 557.7 nm dan (terutamanya dengan elektron bertenaga lebih rendah pada altitud lebih tinggi) garis merah-tua pada 630.0 nm. Kedua-duanya merupakan peralihan terlarang aras tenaga oksigen atom yang (dengan ketiadaan perlanggaran) berterusan untuk masa yang lama, yang menerangkan pencerahan dan penyuraman yang beransur-ansur (0.5-1 saat) sinar aurora. Banyak garis lain turut dapat diperhatikan, terutamanya garis dari nitrogen molekul yang berubah lebih pantas, mendedahkan sifat dinamik sebenar aurora tersebut.

Aurora juga dapat diperhatikan dalam cahaya ultraungu (cahaya UV), satu cara yang bagus untuk melihat dari angkasa (tapi tidak dari bumi--atmosfera menyerap cahaya UV). Kapal angkasa Polar malah memerhatikannya dalam X-ray. Imej yang diperolehi amat kasar, namun kerpasan elektron bertenaga tinggi dapat dikenal pasti.

Dalam bidang astronomi, unit panjang yang biasa digunakan ialah unit astronomi (AU). Satu unit astronomi merupakan satu unit panjang yang hampir sama dengan paksi semimajor peredaran bumi mengelilingi matahari.

1 unit astronomi =

Unit SI

149.60×106 km 149.60×109 m

Astronomical units

4.8481×10-6 pc 15.813×10−6 ly

US customary / Imperial units

92.956×106 mi 490.81×109 ft

Dalam bidang astronomi, unit panjang yang biasa digunakan ialah unit astronomi (AU). Satu unit astronomi merupakan satu unit panjang yang hampir sama dengan paksi semimajor peredaran bumi mengelilingi matahari.

Paksi semimajor

astronomical unit

Unit system: Astronomical system of units

(Accepted for use with the SI)

Unit of... length

Symbol: au or ua

Unit conversions

1 au or ua in... is equal to...

   km    149.6×106

   mi    92.956×106

   pc    4.8481×10−6

   ly    15.813×10−6

An astronomical unit (abbreviated as au;[1] other abbreviations that are sometimes used include ㍳, a.u. and ua[2]) is a unit of length now defined as exactly 149,597,870,700 m (92,955,807.3 mi),[3] or roughly the average Earth–Sun distance.

The astronomical unit was originally defined as the length of the semi-major axis of the Earth's elliptical orbit around the Sun.

In 1976 for greater precision, the International Astronomical Union (IAU) formally adopted the definition that "the astronomical unit of length is that length (A) for which the Gaussian gravitational constant (k) takes the value 0.01720209895 when the units of measurement are the astronomical units of length, mass and time."[4][5][6] An equivalent definition is the radius of an unperturbed circular Newtonian orbit about the Sun of a particle having infinitesimal mass, moving with an angular frequency of 0.01720209895 radians per day;[7] or that length such that, when used to describe the positions of the objects in the Solar System, the heliocentric gravitational constant (the product GM☉) is equal to (0.01720209895)2 au3/d2.

In the IERS numerical standards, the speed of light in a vacuum is defined as c0 = 299,792,458 m/s, in accordance with the SI units. The time to traverse an au is found to be τA = 499.0047838061±0.00000001 s, resulting in the astronomical unit in metres as c0τA = 149,597,870,700±3 m.[8] It is approximately equal to the distance from the earth to the sun.

The 1976 value of the astronomical unit was indirectly derived from physical analysis of the motion of the Earth around the Sun, while it had since become possible to measure the distance to celestial bodies directly.[9][10] Furthermore, it was subject to relativity and thus was not constant for all observers. Therefore, in 2012 the IAU redefined the astronomical unit as a conventional unit of length directly tied to the meter, with a length of exactly 149,597,870,700 m and the official abbreviation of au.[9][11]

To gain a sense of scale as to how far one au is, if the Sun were to be scaled down to the size of an NBA basketball (24 cm diameter) then the Earth would be half the diameter of a .177 caliber BB pellet, and at this scale one au is the distance between the two hoops on a basketball court.

Modern determinations[edit]

Precise measurements of the relative positions of the inner planets can be made by radar and by telemetry from space probes. As with all radar measurements, these rely on measuring the time taken for photons to be reflected from an object. These measured positions are then

compared with those calculated by the laws of celestial mechanics: an assembly of calculated positions is often referred to as an ephemeris, in which distances are commonly calculated in astronomical units. One of several ephemeris computation services is provided by the Jet Propulsion Laboratory.[12]

The comparison of the ephemeris with the measured positions leads to a value for the speed of light in astronomical units, which is 173.144 632 6847(69) au/d (TDB).[13] As the speed of light in meters per second (c0) is fixed in the International System of Units, this measurement of the speed of light in au/d (cAU) also determines the value of the astronomical unit in meters (A):

The best current (2009) estimate of the International Astronomical Union (IAU) for the value of the astronomical unit in meters is A = 149 597 870 700(3) m, based on a comparison of JPL and IAA–RAS ephemerides.[14][15][16]

Usage[edit]

With the definitions used before 2012, the astronomical unit was dependent on the heliocentric gravitational constant, that is the product of the gravitational constant G and the solar mass M☉. Neither G nor M☉ can be measured to high accuracy in SI units, but the value of their product is known very precisely from observing the relative positions of planets (Kepler's Third Law expressed in terms of Newtonian gravitation). Only the product is required to calculate planetary positions for an ephemeris, which explains why ephemerides are calculated in astronomical units and not in SI units.

The calculation of ephemerides also requires a consideration of the effects of general relativity. In particular, time intervals measured on the surface of the Earth (terrestrial time, TT) are not constant when compared to the motions of the planets: the terrestrial second (TT) appears to be longer in Northern Hemisphere winter and shorter in Northern Hemisphere summer when compared to the "planetary second" (conventionally measured in barycentric dynamical time, TDB). This is because the distance between the Earth and the Sun is not fixed (it varies between 0.983 289 8912 au and 1.016 710 3335 au) and, when the Earth is closer to the Sun (perihelion), the Sun's gravitational field is stronger and the Earth is moving faster along its orbital path. As the meter is defined in terms of the second, and the speed of light is constant for all observers, the terrestrial meter appears to change in length compared to the "planetary meter" on a periodic basis.

The meter is defined to be a unit of proper length, but the SI definition does not specify the metric tensor to be used in determining it. Indeed, the International Committee for Weights and Measures (CIPM) notes that "its definition applies only within a spatial extent sufficiently small that the effects of the non-uniformity of the gravitational field can be ignored."[17] As such, the meter is undefined for the purposes of measuring distances within the Solar System. The 1976 definition of the astronomical unit was incomplete, in particular because it does not specify the frame of reference in which time is to be measured, but proved practical for the calculation of ephemerides: a fuller definition that is consistent with general relativity was proposed,[18] and "vigorous debate" ensued [19] until in August 2012 the

International Astronomical Union adopted the current definition of 1 astronomical unit = 149597870700 meters.

The au is too small for interstellar distances, where the parsec is commonly used. See the article cosmic distance ladder. The light year is often used in popular works, but is not an approved non-SI unit.[20]

History[edit]

According to Archimedes in the Sandreckoner (2.1), Aristarchus of Samos estimated the distance to the Sun to be 10,000 times the Earth's radius (the true value is about 23,000).[21] However, the book On the Sizes and Distances of the Sun and Moon, which has long been ascribed to Aristarchus, says that he calculated the distance to the sun to be between 18 and 20 times the distance to the Moon, whereas the true ratio is about 389.174. The latter estimate was based on the angle between the half moon and the Sun, which he estimated as 87° (the true value being close to 89.853°). Depending on the distance Van Helden assumes Aristarchus used for the distance to the Moon, his calculated distance to the Sun would fall between 380 and 1,520 Earth radii.[22]

According to Eusebius of Caesarea in the Praeparatio Evangelica (Book XV, Chapter 53), Eratosthenes found the distance to the sun to be "σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας" (literally "of stadia myriads 400 and 80000" but with the additional note that in the Greek text the grammatical agreement is between myriads (not stadia) on the one hand and both 400 and 80000 on the other, as in Greek, unlike English, all three or all four if one were to include stadia, words are inflected). This has been translated either as 4,080,000 stadia (1903 translation by Edwin Hamilton Gifford), or as 804,000,000 stadia (edition of Édouard des Places, dated 1974–1991). Using the Greek stadium of 185 to 190 meters,[23][24] the former translation comes to a far too low 755,000 km whereas the second translation comes to 148.7 to 152.8 million km (accurate within 2%).[25] Hipparchus also gave an estimate of the distance of the Sun from the Earth, quoted by Pappus as equal to 490 Earth radii. According to the conjectural reconstructions of Noel Swerdlow and G. J. Toomer, this was derived from his assumption of a "least perceptible" solar parallax of 7 arc minutes.[26]

A Chinese mathematical treatise, the Zhoubi suanjing (c. 1st century BCE), shows how the distance to the Sun can be computed geometrically, using the different lengths of the noontime shadows observed at three places 1000 li apart and the assumption that the Earth is flat.[27]

 Solar

parallaxEarthradii

Archimedes in Sandreckoner(3rd century BC)

40″ 10,000

Aristarchus in On Sizes (3rd century BC) 380-1,520Hipparchus (2nd century BC) 7′  490Ptolemy (2nd century) 2′ 50″ 1,210Godefroy Wendelin (1635) 15″ 14,000Jeremiah Horrocks (1639) 15″ 14,000Christiaan Huygens (1659) 8.6″ 24,000Cassini & Richer (1672) 9½″ 21,700

Jérôme Lalande (1771) 8.6″ 24,000Simon Newcomb (1895) 8.80″ 23,440Arthur Hinks (1909) 8.807″ 23,420H. Spencer Jones (1941) 8.790″ 23,466modern 8.794143″ 23,455

In the 2nd century CE, Ptolemy estimated the mean distance of the Sun as 1,210 times the Earth radius.[28][29] To determine this value, Ptolemy started by measuring the Moon's parallax, finding what amounted to a horizontal lunar parallax of 1° 26′, which was much too large. He then derived a maximum lunar distance of 64 1/6 Earth radii. Because of cancelling errors in his parallax figure, his theory of the Moon's orbit, and other factors, this figure was approximately correct.[30][31] He then measured the apparent sizes of the Sun and the Moon and concluded that the apparent diameter of the Sun was equal to the apparent diameter of the Moon at the Moon's greatest distance, and from records of lunar eclipses, he estimated this apparent diameter, as well as the apparent diameter of the shadow cone of the Earth traversed by the Moon during a lunar eclipse. Given these data, the distance of the Sun from the Earth can be trigonometrically computed to be 1,210 Earth radii. This gives a ratio of solar to lunar distance of approximately 19, matching Aristarchus's figure. Although Ptolemy's procedure is theoretically workable, it is very sensitive to small changes in the data, so much so that changing a measurement by a few percent can make the solar distance infinite.[30]

After Greek astronomy was transmitted to the medieval Islamic world, astronomers made some changes to Ptolemy's cosmological model, but did not greatly change his estimate of the Earth–Sun distance. For example, in his introduction to Ptolemaic astronomy, al-Farghānī gave a mean solar distance of 1,170 Earth radii, while in his zij, al-Battānī used a mean solar distance of 1,108 Earth radii. Subsequent astronomers, such as al-Bīrūnī, used similar values.[32] Later in Europe, Copernicus and Tycho Brahe also used comparable figures (1,142 Earth radii and 1,150 Earth radii), and so Ptolemy's approximate Earth–Sun distance survived through the 16th century.[33]

Johannes Kepler was the first to realize that Ptolemy's estimate must be significantly too low (according to Kepler, at least by a factor of three) in his Rudolphine Tables (1627). Kepler's laws of planetary motion allowed astronomers to calculate the relative distances of the planets from the Sun, and rekindled interest in measuring the absolute value for the Earth (which could then be applied to the other planets). The invention of the telescope allowed far more accurate measurements of angles than is possible with the naked eye. Flemish astronomer Godefroy Wendelin repeated Aristarchus' measurements in 1635, and found that Ptolemy's value was too low by a factor of at least eleven.

A somewhat more accurate estimate can be obtained by observing the transit of Venus.[34] By measuring the transit in two different locations, one can accurately calculate the parallax of Venus and from the relative distance of the Earth and Venus from the Sun, the solar parallax α (which cannot be measured directly[35]). Jeremiah Horrocks had attempted to produce an estimate based on his observation of the 1639 transit (published in 1662), giving a solar parallax of 15 arcseconds, similar to Wendelin's figure. The solar parallax is related to the Earth–Sun distance as measured in Earth radii by

The smaller the solar parallax, the greater the distance between the Sun and the Earth: a solar parallax of 15" is equivalent to an Earth–Sun distance of 13,750 Earth radii.

Christiaan Huygens believed the distance was even greater: by comparing the apparent sizes of Venus and Mars, he estimated a value of about 24,000 Earth radii,[36] equivalent to a solar parallax of 8.6". Although Huygens' estimate is remarkably close to modern values, it is often discounted by historians of astronomy because of the many unproven (and incorrect) assumptions he had to make for his method to work; the accuracy of his value seems to be based more on luck than good measurement, with his various errors cancelling each other out.

Transits of Venus across the face of the Sun were, for a long time, the best method of measuring the astronomical unit, despite the difficulties (here, the so-called "black drop effect") and the rarity of observations.

Jean Richer and Giovanni Domenico Cassini measured the parallax of Mars between Paris and Cayenne in French Guiana when Mars was at its closest to Earth in 1672. They arrived at a figure for the solar parallax of 9½", equivalent to an Earth–Sun distance of about 22,000 Earth radii. They were also the first astronomers to have access to an accurate and reliable value for the radius of the Earth, which had been measured by their colleague Jean Picard in 1669 as 3,269 thousand toises. Another colleague, Ole Rømer, discovered the finite speed of light in 1676: the speed was so great that it was usually quoted as the time required for light to travel from the Sun to the Earth, or "light time per unit distance", a convention that is still followed by astronomers today.

A better method for observing Venus transits was devised by James Gregory and published in his Optica Promata (1663). It was strongly advocated by Edmond Halley [37] and was applied to the transits of Venus observed in 1761 and 1769, and then again in 1874 and 1882. Transits of Venus occur in pairs, but less than one pair every century, and observing the transits in 1761 and 1769 was an unprecedented international scientific operation. Despite the Seven Years' War, dozens of astronomers were dispatched to observing points around the world at great expense and personal danger: several of them died in the endeavour.[38] The various results were collated by Jérôme Lalande to give a figure for the solar parallax of 8.6″.

Date Method A/Gm Uncertainty1895 aberration 149.25 0.121941 parallax 149.674 0.0161964 radar 149.5981 0.0011976 telemetry 149.597 870 0.000 0012009 telemetry 149.597 870 700 0.000 000 003

Another method involved determining the constant of aberration, and Simon Newcomb gave great weight to this method when deriving his widely accepted value of 8.80″ for the solar parallax (close to the modern value of 8.794143″), although Newcomb also used data from the transits of Venus. Newcomb also collaborated with A.   A.   Michelson to measure the speed of light with Earth-based equipment; combined with the constant of aberration (which is related to the light time per unit distance) this gave the first direct measurement of the Earth–Sun distance in kilometers. Newcomb's value for the solar parallax (and for the constant of aberration and the Gaussian gravitational constant) were incorporated into the first international system of astronomical constants in 1896,[39] which remained in place for the calculation of ephemerides until 1964.[40] The name "astronomical unit" appears first to have been used in 1903.[41]

The discovery of the near-Earth asteroid 433 Eros and its passage near the Earth in 1900–1901 allowed a considerable improvement in parallax measurement.[42] Another international project to measure the parallax of 433 Eros was undertaken in 1930–1931.[35][43]

Direct radar measurements of the distances to Venus and Mars became available in the early 1960s. Along with improved measurements of the speed of light, these showed that Newcomb's values for the solar parallax and the constant of aberration were inconsistent with one another.[44]

Developments[edit]

The astronomical distance unit parsec uses the au as a baseline and an angle of one arcsecond for parallax. 1 au and 1 pc not to scale. (See also stellar parallax)

The unit distance A (the value of the astronomical unit in meters) can be expressed in terms of other astronomical constants:

where G is the Newtonian gravitational constant, M☉ is the solar mass, k is the numerical value of Gaussian gravitational constant and D is the time period of one day. The Sun is constantly losing mass by radiating away energy,[45] so the orbits of the planets are steadily expanding outward from the Sun. This has led to calls to abandon the astronomical unit as a unit of measurement.[46] There have also been calls to redefine the astronomical unit in terms of a fixed number of meters.[47]

As the speed of light has an exact defined value in SI units and the Gaussian gravitational constant k is fixed in the astronomical system of units, measuring the light time per unit distance is exactly equivalent to measuring the product GM☉ in SI units. Hence, it is possible to construct ephemerides entirely in SI units, which is increasingly becoming the norm.

A 2004 analysis of radiometric measurements in the inner Solar System suggested that the secular increase in the unit distance was much larger than can be accounted for by solar radiation, +15±4 meters per century.[48][49]

The measurements of the secular variations of the astronomical unit are not confirmed by other authors and are quite controversial. Furthermore, since 2010, the astronomical unit is not yet estimated by the planetary ephemerides.[50]

Examples[edit]

The distances are approximate mean distances. It has to be taken into consideration that the distances between celestial bodies change in time due to their orbits and other factors.

The Moon is 0.0026 ± 0.0001 au from the Earth Mercury is 0.39 ± 0.09 au from the Sun Venus is 0.72 ± 0.01 au from the Sun The Earth is 1.00 ± 0.02 au from the Sun Mars is 1.52 ± 0.14 au from the Sun Ceres is 2.77 ± 0.22 au from the Sun Jupiter is 5.20 ± 0.25 au from the Sun 5.5 au: the mean diameter of Betelgeuse (or 822 800 000 km) NML Cygni , the largest known star, has a radius of 7.67 au Saturn is 9.58 ± 0.53 au from the Sun Uranus is 19.23 ± 0.85 au from the Sun The New Horizons spacecraft is about 27.15 au from the Sun (as of August 2013), as

it makes its way to Pluto for a flyby. Neptune is 30.10 ± 0.34 au from the Sun The Kuiper belt begins at roughly 30 au [51] Pluto is 39.3 ± 9.6 au from the Sun Beginning of the scattered disk at 45 au (10 au overlap with Kuiper Belt) Ending of Kuiper belt at 50–55 au Eris is 68.01 ± 29.64 au from the Sun 90377 Sedna 's orbit ranges between 76 and 942 au from the Sun; Sedna is currently

(as of 2012) about 87 au from the Sun[52]

94 au: termination shock between solar winds/interstellar winds/interstellar medium 96.7 au: the distance of dwarf planet Eris from the Sun, as of 2009. Eris and its moon

are currently the most distant known objects in the Solar System apart from long-period comets and space probes.[53]

100 au: heliosheath 125 au: as of August 2013, Voyager 1 is the furthest human-made object from the

Sun; it is currently traveling at about 3½ au/yr.[54] 100–1000 au: mostly populated by objects from the scattered disc 1000–3000 au: beginning of Hills cloud/inner Oort cloud 20,000 au: ending of Hills cloud/inner Oort cloud, beginning of outer Oort cloud 50,000 au: possible closest estimate of the outer Oort cloud limits 63,241.077 au: a light-year, the distance light travels in 1 year 100,000 au: possible farthest estimate of the outer Oort cloud limits (1.6 ly) 206,264.81 au: one parsec 230,000 au: maximum extent of influence of the Sun's gravitational field (Hill/Roche

sphere)[55]—beyond this is true interstellar medium. This distance is 1.1 parsecs (3.6 light-years).[55]

Proxima Centauri (the nearest star to Earth, excluding the Sun) is ~268 000 au from the Sun

The distance from the Sun to the center of the Milky Way is approximately 1.7×109 au

Conversion factors[edit]

1 au = 149,597,870.700  km ≈ 92,955,807.273  mi ≈ 8.317 light minutes ≈ 499 light-seconds [56]

1 light-second ≈ 0.002 au 1 gigameter ≈ 0.0067 au 1 light-year ≈ 63,241.077 au 1 parsec = 648,000/π ≈ 206,264.8 au