Makalah dari :
1. Ana Shopia 2. Arum YR
3. Ari Nurhayati 4. Dini Rahmawati
5. Dian Aji Pertiwi 6. Elfiani Setianingrum
7. Khairul Anwar 8. Moh. Nurudin
9. Sunarto 10.Sulaeman

BAB I
MATAHARI

Matahari merupakan salah satu dari sekitar 100.000.000 bintang dalam kelompok bintang kita, atau rasi bintang Bimasakti. Sebenarnya matahari adalah sebuah bintang yang biasa. Artinya ternyata banyak bintang yang jauh lebih besar, lebih berat, dan lebih panas dari pada matahari. Matahari tampak labih besar dan lebih panas dikarenakan kedudukannya sebagai bintang terdekat dengan bumi. Jarak bumi dengan matahari kira-kira 149.600.000 km. Bintang berikutnya yang terdekat adalah bintang Alpha Centauri, jaraknya kira-kira 4 x 1010 km.
A. Data Fisik
Matahari merupakan bola gas yang menyala dengan diameter 1.400.000 km, lebih dari 100 kali diameter bumi. Massa matahari diperkirakan sekitar 333.420 kali massa bumi. Karena jumlah gas yang sangat besar ini, maka tekanan pada pusat matahari lebih besar dari satu juta metrik ton per cm2.
Kepadatan matahari hanya 1,4 kali lebih besar daripada kepadatan matahari, lebih kecil daripada kepadatan bumi yang 5,5 kali lebih padat dari pada air. Hal ini dapat diterangkan karena di luar pusat matahari yang merupakan bagian terbesar tersusun dari gas yang seringkali lebih tipis dari pada atmosfer bumi. Walaupun tekanan di pusat matahari lebih dari 100 kali tekanan di pusat bumi, tapi jika dihitung rata-ratanya, maka kerapatan matahai jauh lebih kecil dari pada kerapatan bumi.
Karena massanya yang besar itu, gravitasi matahari sekitar 28 kali lebih besar dari pada gravitasi bumi. Suhu di pusat matahari sekitar 14.000.000o C, sedangkan di permukaan lebih dingin sekitar 5.000o C – 6.000o C.
Susunan matahari terdiri atas atmosfer yang mempunyai dua lapisan. Di bawah atmosfer adalah daerah yang disebut dengan fotosfer. Berbagai noda matahari merupakan ciri khas dari permukaan matahari ini. Dan terakhir adalah pusat matahari yang memiliki suhu yang sangat tinggi.

B. Bagian-Bagian Matahari
Matahari tersusun atas lapisan-lapisan. Tiap lapisan terdiri atas gas pijar yang mempunyai kecepatan yang berbeda. Lapisan matahari yang paling dalam disebut inti matahari. Lapisan berikutnya adalah fotosfer dan atmosfer yang terdiri atas dua lapisan, yaitu kromosfer dan korona.
a) Inti
Inti matahari mempunyai suhu sekitas 15 juta kelvin. Di dalam inti inilah terjadi reaksi termi nuklir, yaitu reaksi fusi (penggabungan) dua inti hidrogen menjadi helium menurut reaksi:

Energi yang sangat besar yang dihasilkan dari reaksi ini berpindah ke permukaan secara radiasi melalui gas-gas yang sangat rapat di dalam matahari. Kemudian di permukaan terjadi perpindahan energi secara konveksi. Permukaan matahari meradiasikan energi ini ke dalam ruang angkasa.
b) Fotosfer
Lapisan fotosfer dapat dilihat dengan menggunakan teleskop. Lapisan ini selalau memancarkan cahaya, seperti gas-gas yang selalu bergerak. Gerakan gas-gas ini disebabkan oleh dorongan energi yang datang ndari inti matahari.
c) Atmosfer
Atmosfer matahari dari dua lapisan. Lapisan bawah, atau sebelah dalam, terletek kromosfer, atau “bola warna”. Lapisan ini menjulang sejauh 12.000 km diatas permukaan matahari. Lapisan atas, atau sebelah luar, terdapat korona atau “mahkota’. Korona membentuk lingkaran cahaya putih indah yang mengelilingi keseluruhan matahari, dan menyorotkan pita cahaya yang panjangnya berjuta-juta kilometer ke arah luar angkasa.



C. Noda-noda Matahari
Suatu nuda matahari khusus mempunyai dua bagian yang nyata yaitu daerah pusat yang gelap, yang disebut umbra (“bayang-bayang”), dan suatu daerah yang lingkungan yang lebuh terang-penumbra (“hampir bayang-bayang”).
Noda-noda matahari sering kali berkembang berpasangan, yang kemudian secara lambat cenderung merenggang. Noda matahari sebenarnya mempunyai medan magnet yang sangat kuat. Dalam suatu pasangan noda matahari, noda yang satu mempunyai kutub positif (+), atau utara, yang lain mempunyai kutub negatif (-), atau selatan, sebagai kutub suatu medan magnet gabungannya. Magnetisme noda matahari mungkin di hubungkan denga aliran kutub suatu listrik yang lewat melalui gas matahari.
D. Rotasi Matahari
Seperti bumi, matahari berputar pada sumbunya. Matahari berputar dari barat ke timur. Namun matahari tidak berputar pada kecepatan yang sama dimana-mana. Beberapa bagian berputar lebih cepat dari bagian-bagian lain.
Spektrum matahari dilintasi oleh banyak garis gelap. Garis-garis inilah yang sebenarnya memberikan petunjuk tentang rotasi matahari. Bila matahari bergerak menjauhi seorang pengamat, garis-garis gelap itu menggeser posisinya arah ke ujung merah spektrum. Jika matahari mendekati pengamat, garis-garis itu bergeser kearah yang berlawanan, ke arah ujung ungu spektrum. Peristiwa ini disebut efek Doppler.
E. Radiasi Matahari
Matahari memancarkan energi hampir pada seluruh panjang gelombang. Energi ini berkisar antara gelombang radio panjang sampai gelombang yang lebih pendek: gelombang mikro dan inframerah, cahaya, ultraviolet, dan sinar-x. kita hanya mnelihat gelombang cahaya. Bentuk lain radiasi hanya dapat kita deteksi dengan menggunakan instrumen khusus dan film.
Sekitar 30% radiasi matahari di tapis bersih dari tanah oleh atmosfer kita. Radiasi matahari yang kuat meng-ion kan banyak gas atmosfer bumi bagian atas, yang menghasilkan lapisan-lapisan yang bermuatan listrik. Yang di sebut lapisan ionosfer.
F. Sumber Energi Matahari
Pada tahun 1850-an ahli fisika jerman. Hermann von Helmholz mengutarakan suatu penjelasan tentang energi matahari. Bahwa energi cahaya dan panas itu datang dari kontraksi, atau penciutan matahari. Menurut teori ini, energi yang dilepaskan sebgai gravitasi meneruskan tekanan gas matahari ke dalam suatu volume yang semakin lama semakin kecil. Kemungkinan sumber energi matahari lain yang dahulu pernah dipertimbangkan adalah radioaktiivitas.yaitu kerusakan inti dari atom berat.

BAB II
HUBUNGAN MATAHARI DENGAN BUMI

Sebagai bintang yang paling dekat dari planet biru Bumi, yaitu hanya berjarak 8 menit cahaya, sangatlah alami jika hanya pancaran energi matahari yang mempengaruhi dinamika atmosfer dan kehidupan di Bumi. Angin matahari yang berhembus dari matahari dapat menembus ruang antar planet sehingga menyebabkan fluktuasi kelimpahan dan komposisi kimia planet-planet dalam keluarga matahari. Energi yang datang ke Bumi sebagian besar merupakan pancaran radiasi matahari. Energi ini kemudian ditransformasikan menjadi bermacam-macam bentuk energi, misalkan pemanasan permukaan Bumi, gerak dan pemanasan atmosfer, gelombang lautan, fotosintesa tanaman dan reaksi fotokimia lainnya.
A. Energi matahari
Spektrum energi yang diterima Bumi sangatlah lebar, meskipun sebagian besar berada dalam rentang panjang gelombang tampak (400-700 nm). Kontribusi pancaran energi juga berasal dari riak panjang gelombang inframerah (lebih besar dari 700 nm) dan ultra violet (kurang dari 400 nm). Integrasi jumlah energi matahari yang diterima di Bumi ataupun di orbit Bumi dalam spektrum yang luas tersebut disebut iradiansi matahari atau seringkali juga dikenal dengan konstanta matahari. Besaran tersebut merupakan energi yang diterima per satuan luas per satuan waktu atau dapat dinyatakan dalam satuan W/m2. Kesulitan pengukuran iradiansi matahari adalah sangat kompleksnya dinamika atmosfer bumi yang berubah terhadap waktu, misalkan kelimpahan gas ozon, uap air dan karbondioksida.
Problema gangguan atmosfer ini dapat sebagian dipecahkan, yaitu dengan mengirimkan instrumen pengukurannya dalam satelit yang mengorbit bumi atau diletakkan dalam roket yang diluncurkan ke luar lapisan atmosfer. Besar iradiansi berdasarkan pengukuruan satelit adalah 1368 W/m2.
Usaha untuk mengetahui besaran iradiansi matahari telah dimulai pada awal abad 18, yaitu ketika seorang warganegara Perancis, C.S.M. Pouillet merancang alat yang disebut pyrheliometer. Percobaan ini memberikan harga iradiansi sebesar 1260 W/m2. Hasil yang tidak terpaut jauh dari pengukuran terkini. Prinsip kerja dari alat tersebut adalah mengukur perubahan temperatur dan membandingkannya pada suatu alat yang telah dikalibrasi dengan teliti. Pouillet menggunakan kotak tembaga yang dihitamkan kemudian diisi air dan dilengkapi dengan termometer. Pyrheliometer sederhana tersebut terus dikembangkan dan disempurnakan oleh Angstrom tahun 1896. Pengukuran iradiansi yang dirasakan sangat penting memicu Smithsonian Institute di Washington untuk merancang program pengukuran jangka panjang. Sebuah pyrheliometer yang dibangun oleg C.G. Abbot dan sebuah bolometer yang dirancang oleh S.P. Langley diletakkan di puncak Mount Whitney, California dengan ketinggian 4400 m. Program ini berlangsung dari tahun 1902 sampai tahun 1960. Harga iradiansi yang didapatkan sebesar 1353 W/m2 dengan variasi kurang dari 1%. Kesalahan tersebut disebabkan oleh pengaruh variasi atmosfer bumi, meskipun dengan ketinggian lebih dari 4000 m di atas permukaan laut.
Penentuan besaran iradiansi matahari dengan ketelitian tinggi penting diketahui, karena dengan harga tersebut dapat ditelusuri berapa besar temperatur permukaan matahari atau berapa banyak energi dipancarkan dari permukaannya. Pada tahun 1879, J. Stefan dan L. Boltzmann menemukan hubungan bahwa jumlah energi yang dipancarkan suatu benda hitam sebanding dengan pangkat empat temperaturnya. Dengan perumusan itu mereka dapat merekonstruksi temperatur permukaan matahari, yaitu sekitar 6600 K. Hukum Stefan-Boltzmann dapat dituliskan sebagai
E = s T4
dengan s merupakan konstanta Stefan Boltzmann (5,67x10-8 SI)
Secara singkat perhitungan temperatur efektif di permukaan matahari dapat diperoleh dari jumlah radiasi total yang diterima bumi. Pancaran radiasi matahari menjalar sepanjang jarak Bumi dan Matahari yaitu 149 600 000 km Sedangkan luas bola dengan radius sama dengan jarak tersebut adalah 4pr2. Maka besarnya energi yang mengalir per detik, dengan mengambil harga iradiansi sebesar 1368 W/m2, adalah sebesar 3,85x1023 kilowatt. Jika ruang antara Bumi dan Matahari merupakan ruang yang transparan atau tidak ada gangguan serapan, maka aliran energi tersebut sama dengan energi yang dipancarkan matahari per detik ke segala arah (isotropik) atau dikenal sebagai besaran luminositas matahari. Dengan menganggap matahari merupakan bola gas dengan radius 696 000 km, maka energi per satuan luas sebesar 63 200 kW/m2. Sekarang dengan memakai hukum Stefan-Boltzmann, diperoleh temperatur permukaan setinggi 5778 K.
Kinerja pyrheliometer terus disempurnakan diantaranya adalah detektor ERB (Earth Radiation Budget) yang dibawa oleh satelit Nimbus 7 dan diluncurkan dalam bulan November 1978. Detektor lainnya adalah ACRIM (Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor) yang berada dalam satelit Solar Maximum Mission. Satelit ini beroperasi dari tahun 1980 sampai dengan 1989. Dengan sensitivitas 0,05%, maka detektor ini dapat mengukur berkurangnya iradiansi akibat munculnya bintik matahari. Secara umum pola iradiansi mengikuti bentuk siklus bintik matahari dengan perioda 11 tahun. Pola tersebut memperlihatkan korelasi antara tingginya besaran iradiansi dengan sedikitnya jumlah bintik matahari yang tampak di permukaan matahari. Variasi iradiansi sebagai fungsi siklus bintik matahari harganya berkisar antara 1365 – 1369 W/m2. Harga rata-rata berdasarkan detektor ACRIM adalah 1368 W/m2. Perhitungan temperatur efektif atau temperatur dengan asumsi matahari merupakan benda hitam di atas juga menganggap bahwa energi dalam jumlah yang sama dipancarkan secara isotropik. Sedangkan hasil dari detektor ACRIM maupun ERB membuktikan bahwa asumsi yang dipakai tidak sepenuhnya benar. Iradiansi akan turun akibat bintik matahari dan akan naik kembali jika terdapat fakula, yang merupakan daerah terang di sekitar kenampakan bintik matahari dalam riak panjang gelombang tampak. Implikasi telaah variasi iradiansi matahari lebih lanjut adalah berkaitan dengan penjalaran energi dari inti ke permukaan. Energi ini menempuh perjalanan panjang melewati lapisan radiatif dan konvektif. Energi yang “hilang” akibat bintik matahari harus dikompensasi dengan energi dalam bentuk lain, misalkan sebagai energi magnetik atau energi disimpan dalam keadaan tertentu di lapisan konveksi. Problema ini masih terbuka dalam arti masih banyak kemungkinan untuk menjelaskan fenomena variasi iradiansi matahari. Solusi terbaik yang mungkin dapat dilakukan adalah meningkatkan sensitivitas detektor. Ketelitian yang tinggi tidak hanya berguna untuk pemahaman tentang penjalaran energi matahari dari sumbernya, tetapi juga berguna dalam kaitannya dengan perubahan iklim di Bumi, yaitu melalui energi yang dikonversikan dalam dinamika atmosfer dan lautan.


B. Insolasi
Berbeda dengan iradiansi matahari, jumlah energi matahari yang sampai per satuan luas permukaan bumi per satuan waktu untuk daerah tertentu disebut insolasi. Perbedaan lokasi dan musim, selain jarak bumi dan matahari, menyebabkan variasi sekitar 7% per tahun. Harga insolasi berkurang akibat adanya molekul maupun partikel debu di atmosfer bumi, misalkan air, karbondioksida, ozon, dll. Molekul tersebut akan menyerap atau menghamburkan radiasi matahari, sehingga harganya lebih kecil dari iradiansi matahari yang ditentukan dari satelit yang berada di luar atmosfer bumi. Harga insolasi sekitar 20% lebih kecil dibandingkan harga iradiansi. Insolasi tahunan terbesar sekitar 300 W/m2 diperoleh dengan lokasi gurun Sahara, sedangkan harga terkecil 100 W/m2 di daerah kutub. Indonesia mempunyai insolasi sekitar 200 W/m2.

BAB III
GERHANA MATAHARI

A. Macam-macam Gerhana Matahari
Berdasarkan penampakannya saat puncak gerhana, gerhana matahari dapat dibedakan menjadi:
1. Gerhana Matahari Total
Pada gerhana matahari total, seluruh piringan matahari tertutup oleh piringan bulan. Saat gerhana matahari total ini, ukuran piringan bulan sama besar atau lebih besar dari piringan matahari.
2. Gerhana Matahari Cincin
Pada gerhana matahari cincin, ujung umbra tidak mencapai permukaan Bumi. Hanya perpanjangan umbra saja (yang disebut antumbra atau anti umbra) yang mencapai permukaan Bumi. Meski seluruh piringan bulan berada di depan piringan matahari, tetapi ukurannya lebih kecil dari piringan matahari, akibatnya tidak seluruh piringan matahari tertutupi. Bagian pinggiran piringan matahari yang tidak tertutupi piringan bulan tersebut, masih bercahaya, sementara bagian tengahnya gelap tertutup piringan bulan. Karena itu gerhana ini dinamakan gerhana matahari cincin.
3. Gerhana Matahari Cincin-Total (Gerhana Matahari Hibrid)
Gerhana matahari cincin - total adalah gerhana matahari yang jarang terjadi. Pada gerhana matahari jenis ini, di sebagian tempat di muka Bumi, yang teramati adalah gerhana matahari cincin, sedangkan di tempat lain gerhana matahari total.
Hal ini bisa terjadi karena pada saat puncak gerhana, puncak kerucut umbra Bulan berada (hampir) tepat di permukaan Bumi, dan pada lokasi ini akan teramati gerhana matahari total. Sedangkan pada lokasi di timur dan barat lokasi tadi, bayangan gelap yang jatuh di permukaan Bumi bukanlah umbra, tetapi perpanjangan umbra (antumbra), sehingga untuk fase total pada lokasi ini yang teramati adalah gerhana matahari cincin.
4. Gerhana Matahari Sebagian
Pada gerhana matahari sebagian, saat puncak gerhana terjadi, tidak seluruh piringan bulan menutupi piringan matahari dan tidak seluruh piringan bulan berada di depan piringan matahari.
Dikenal juga istilah gerhana sentral dan gerhana non-sentral. Gerhana sentral adalah gerhana yang terjadi dengan garis penghubung Matahari-Bulan berpotongan dengan permukaan Bumi. Jika garis hubung tersebut tidak memotong permukaan Bumi, gerhana tersebut dinamakan gerhana non-sentral. Gerhana matahari total, gerhana matahari cincin, dan gerhana cincin-total termasuk gerhana sentral. Sedangkan gerhana matahari sebagian, ada yang sentral ada yang tidak.

B. Waktu-waktu Kontak dan Fase-fase Gerhana Matahari
Momen terjadinya gerhana matahari berdasarkan urutan terjadinya:
a) Kontak I
Kontak I adalah saat piringan bulan dan piringan matahari mulai bersinggungan. Kontak I ini menandai dimulainya peristiwa gerhana.
b) Kontak II
Kontak II adalah saat pertama seluruh piringan matahari tertutup oleh piringan bulan (untuk peristiwa gerhana matahari total), atau saat seluruh piringan bulan seluruhnya berada 'di dalam' piringan matahari (untuk peristiwa gerhana matahari cincin).
Kontak II ini menandai dimulainya fase total (untuk gerhana matahari total), atau fase cincin (untuk gerhana matahari cincin)
c) Puncak gerhana
Puncak gerhana adalah saat jarak antara pusat piringan Bulan dan pusat piringan Matahari mencapai minimum.
d) Kontak III
Kontak III adalah kebalikan Kontak II. Kontak III ini adalah saat piringan matahari mulai keluar dari belakang piringan bulan (untuk peristiwa gerhana matahari total), atau saat piringan bulan mulai meninggalkan piringan matahari (untuk peristiwa gerhana matahari cincin).
Interval antara Kontak II dan kontak III adalah panjangnya fase gerhana total. Pada gerhana matahari sebagian, fase Kontak II dan Kontak III ini tidak kita amati.
e) Kontak IV
Kontak IV adalah saat piringan matahari dan piringan bulan bersinggungan ketika piringan bulan meninggalkan piringan matahari. Kontak IV ini adalah kebalikan dari Kontak I, dan menandai berakhirnya peristiwa gerhana secara keseluruhan.
Interval antara Kontak I dan Kontak IV adalah panjangnya peristiwa gerhana matahari.

Berdasarkan waktu-waktu kontak ini, peristiwa gerhana matahari melalui fase-fase:
a) fase gerhana sebagian: selang antara kontak I dan kontak II, dan antara kontak III dan kontak IV
b) fase gerhana total atau fase gerhana cincin (tergantung gerhana matahari total atau cincin): selang antara kontak II dan kontak III
Fase gerhana matahari mana saja yang diamati saat terjadinya sebuah gerhana matahari, bergantung pada jenis gerhana matahari dan darimana kita mengamati. Secara prinsip:
a) pada gerhana matahari total: terjadi fase gerhana sebagian dan fase gerhana total
b) pada gerhana matahari cincin: terjadi fase gerhana sebagian dan fase gerhana cincin
c) pada gerhana matahari sebagian: hanya terjadi fase gerhana sebagian.
Namun dalam pengamatannya, pengamat di daerah yang berbeda akan mengamati waktu kontak yang berbeda, dan karenanya akan mengamati fase gerhana yang berbeda pula. Ini tergantung pada posisi pengamat relatif terhadap jalur yang dilalui umbra/penumbra Bulan. Karena itu, untuk melakukan pengamatan gerhana matahari, perlu perencanaan dan pemilihan lokasi pengamatan.
C. Seri Saros Gerhana Matahari
Seri saros gerhana matahari dapat disarikan sbb:
Jika sebuah seri saros dimulai saat Bulan berada ~ 18° dari titik tanjak turun, maka:
a) Umbra akan melewati 3500 km dari pusat Bumi. Saat itu, terjadi gerhana matahari sebagian di kutub selatan
b) Gerhana berikutnya terjadi dengan umbra berada 300 km lebih dekat
c) Setelah sekitar 10-11 gerhana matahari (dalam rentang sekitar 200 tahun), maka akan terjadi gerhana matahari sentral yang pertama di kutub selatan
d) Sampai sekitar 950 tahun berikutnya, terjadi gerhana sentral yang bergeser dari selatan menuju ke utara dengan pergeseran ~ 300 km
e) Pada sekitar pertengahan periode ~950 tahun pada poin di atas, akan terjadi gerhana matahari terpanjang yang terjadi di equator
f) Satu seri saros dari mulai lahir sampai matinya, memakan waktu kurang lebih 13 abad. Setiap seri saros ini beranggotakan 70-80 buah gerhana, dengan ~50 diantaranya adalah gerhana sentral
Jika sebuah seri saros gerhana matahari dimulai saat Bulan berada di sekitar titik tanjak naik, maka akan terjadi hal yang sama dengan arah yang berlawanan.

DAFTAR PUSTAKA
White, Oran. R. et.al. TT. Ilmu Pengetahuan Populer Jilid 1: Astronomi dan Pengetahuan Ruang Angkasa. Jakarta: Groiler International, Inc.
Majalah Insani edisi September 2005
Tips ‘n Triks Bank Soal SLTP, Bandung: Akal Interaktifwww.as.itb.ac.id/~ferry/