Matahari

Halaman ini berisi artikel tentang bintang. Untuk kegunaan lain, lihat Matahari (disambiguasi).

"Mentari" beralih ke halaman ini. Untuk kegunaan lain, lihat Mentari (disambiguasi).

"Surya" beralih ke halaman ini. Untuk kegunaan lain, lihat Surya (disambiguasi).

Matahari atau Surya adalah bintang di pusat tata surya. Bentuknya nyaris bulat dan terdiri dari plasma panas bercampur medan magnet. Diameternya sekitar 1.392.684 km, kira-kira 109 kali diameter Bumi, dan massanya (sekitar 2×10³⁰ kilogram, 330.000 kali massa Bumi) mewakili kurang lebih 99,86 % massa total tata surya. Matahari merupakan benda langit terbesar di galaksi Bima Sakti yang besarnya bahkan 10 kali planet terbesar tata surya, Jupiter.

Matahari

Diproyeksikan dalam cahaya tampak dengan filter surya pada tahun 2019 dengan bintik matahari dan penggelapan tepi
Gambar berwarna semu yang diambil pada tahun 2010 yang diproyeksikan oleh sinar ultraungu (panjang gelombang 30,4 nm)
Nama	Matahari, Surya, Mentari, Syamsu, Syamsi, Rawi, Baskara, Sun, Sol, Helios
Kata sifat	Solar, Surya
Data pengamatan
Jarak rata-rata dari Bumi	1 AU ≈ 1,496×10^8 km 8 min 19 s (laju cahaya)
Kecerahan visual (V)	−26,74
Magnitudo mutlak	4,83
Klasifikasi spektrum	G2V
Kelogaman	Z = 0,0122
Diameter sudut	31,6–32,7 menit busur
Ciri-ciri orbit
Jarak rata-rata dari pusat Bima Sakti	≈ 2,7×10^17 km 27.200 tahun cahaya
Periode galaksi	(2,25–2,50)×10^8 a
Kecepatan	≈ 220 km/s (orbit mengitari pusat Bima Sakti) ≈ 20 km/s (relatif terhadap kecepatan rata-rata bintang lain dalam kelompok bintang) ≈ 370 km/s (relatif terhadap latar belakang gelombang mikrokosmis)
Ciri-ciri fisik
Jari-jari khatulistiwa	695.700 km 696.342 km 109 × Bumi
Keliling khatulistiwa	4,379×10^6 km 109 × Bumi
Kepepatan	9×10^−6
Luas permukaan	6,09×10^12 km^2 12.000 × Bumi
Volume	1,41×10^18 km^3 1.300.000 × Bumi
Massa	1,9891×10^30 kg 333.000 × Bumi
Kepadatan rata-rata	1,408×10^3 kg/m^3 1,408 g/cm^3 0,255 × Bumi
Kepadatan	pusat (permodelan) 1,622×10^5 kg/m^3 162,2 g/cm^3 12,4 × Bumi fotosfer 2×10^−4 kg/m^3 kromosfer 5×10^−6 kg/m^3 korona (rata-rata) 1×10^−12 kg/m^3
Gravitasi permukaan khatulistiwa	274 m/s^2 28 × Bumi
Faktor momen inersia	0,070 (perkiraan)
Kecepatan lepas (dari permukaan)	617,7 km/s 55 × Bumi
Suhu	pusat (permodelan) 1,57×10^7 K fotosfer (efektif) 5772 K korona ≈ 5×10^6 K
Luminositas (Lsol)	3,828×10^26 W ≈ 3,75×10^28 lm ≈ 98 lm/W efikasi
Warna (B-V)	0,63
Radians rata-rata (Isol)	2,009×10^7 W·m^−2·sr^−1
Umur	≈ 4,6 miliar tahun
Ciri-ciri rotasi
Kemiringan sumbu	7,25° (terhadap ekliptika) 67,23° (terhadap bidang galaksi)
Asensio rekta pada kutub utara	286,13° 19 jam 4 menit 30 detik
Deklinasi pada kutub utara	+63,87° 63° 52' LU
Periode rotasi sideris	terhadap khatulistiwa 25,05 hari terhadap lintang 16° 25,38 hari 25 hari 9 jam 7 menit 12 detik terhadap kutub 34,4 hari
Kecepatan rotasi (terhadap khatulistiwa)	7,189×10^3 km/h
Komposisi fotosfer (menurut massa)
Hidrogen	73,46%
Helium	24,85%
Oksigen	0,77%
Karbon	0,29%
Besi	0,16%
Neon	0,12%
Nitrogen	0,09%
Silikon	0,07%
Magnesium	0,05%
Belerang	0,04%
l b s

Secara kimiawi, sekitar tiga perempat massa matahari terdiri dari hidrogen, sedangkan sisanya didominasi helium. Sisa massa tersebut (1,69%, setara dengan 5.629 kali massa Bumi) terdiri dari elemen-elemen berat seperti oksigen, karbon, neon, dan besi. Matahari terbentuk sekitar 4,6 miliar tahun yang lalu akibat peluruhan gravitasi suatu wilayah di dalam sebuah awan molekul besar. Sebagian besar materi berkumpul di tengah, sementara sisanya memipih menjadi cakram beredar yang kelak menjadi tata surya. Massa pusatnya semakin panas dan padat dan akhirnya memulai fusi termonuklir di intinya. Diduga bahwa hampir semua bintang lain terbentuk dengan proses serupa. Klasifikasi bintang matahari, berdasarkan kelas spektrumnya, adalah bintang deret utama G (G2V) dan sering digolongkan sebagai katai kuning karena radiasi tampaknya lebih intens dalam porsi spektrum kuning-merah. Meski warnanya putih, dari permukaan Bumi, matahari tampak kuning dikarenakan pembauran cahaya biru di atmosfer. Menurut label kelas spektrum,G2 menandakan suhu permukaannya sekitar 5778 K (5505 °C) dan V menandakan bahwa matahari, layaknya bintang-bintang lain, merupakan bintang deret utama, sehingga energinya diciptakan oleh fusi nuklir nukleus hidrogen ke dalam helium. Dalam intinya, matahari memfusi 620 juta ton metrik hidrogen setiap detik. Berdasarkan perkiraan seluruh hidrogen yang ada di dalam matahari akan habis dalam sekitar 4,5 miliar tahun ke depan, dan matahari akan mati menjadi katai putih.

Dahulu, matahari dipandang para astronom sebagai bintang kecil dan tidak penting. Sekarang, matahari dianggap lebih terang daripada sekitar 85% bintang di galaksi Bima Sakti yang didominasi katai merah. Magnitudo absolut matahari adalah +4,83. Akan tetapi, sebagai bintang yang paling dekat dengan Bumi, matahari adalah benda tercerah di langit dengan magnitudo tampak −26,74. Korona matahari yang panas terus meluas di luar angkasa dan menciptakan angin matahari, yaitu arus partikel bermuatan yang bergerak hingga heliopause sekitar 100 au. Gelembung di medium antarbintang yang terbentuk oleh angin matahari, heliosfer, adalah struktur bersambung terbesar di tata surya.

Matahari saat ini bergerak melalui Awan Antarbintang Lokal (dekat Awan G) di zona Gelembung Lokal, tepatnya di dalam lingkaran terdalam Lengan Orion di galaksi Bima Sakti. Dari 50 sistem bintang terdekat dalam jarak 17 tahun cahaya dari Bumi (bintang terdekat adalah katai merah bernama Proxima Centauri sekitar 4,2 tahun cahaya), matahari memiliki massa terbesar keempat. Matahari mengorbit pusat Bima Sakti pada jarak kurang lebih 24.000–26.000 tahun cahaya dari pusat galaksi. Jika dilihat dari kutub utara galaksi, matahari merampungkan satu orbit searah jarum jam dalam kurun sekitar 225–250 juta tahun. Karena Bima Sakti bergerak relatif terhadap radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis (CMB) ke arah konstelasi Hydra dengan kecepatan 550 km/detik, kecepatan matahari relatif terhadap CMB sekitar 370 km/detik ke arah Crater atau Leo.

Jarak rata-rata matahari dari Bumi sekitar 149,6 juta kilometer (1 au), meski jaraknya bervariasi seiring pergerakan Bumi menjauhi perihelion pada bulan Januari hingga aphelion pada bulan Juli. Pada jarak rata-rata ini, cahaya bergerak dari matahari ke Bumi selama 8 menit 19 detik. Sehingga penampakan matahari yang kita lihat di bumi sekarang adalah penampakan aslinya 8 menit 19 detik yang lalu. Energi sinar matahari ini membantu perkembangan Celah hidrotermal (omunitas biologi) nyaris semua bentuk kehidupan di Bumi melalui fotosintesis dan mengubah iklim dan cuaca Bumi. Dampak luar biasa matahari terhadap Bumi sudah diamati sejak zaman prasejarah. Matahari juga dianggap oleh sejumlah peradaban sebagai dewa. Pemahaman ilmiah yang akurat mengenai matahari berkembang perlahan. Pada abad ke-19, beberapa ilmuwan ternama mulai sedikit tahu tentang komposisi fisik dan sumber tenaga matahari. Pemahaman ini masih terus berkembang sampai sekarang. Ada sejumlah anomali perilaku matahari yang belum dapat dijelaskan secara ilmiah.

Karakteristik

Video ini memanfaatkan citra Solar Dynamics Observatory dan menerapkan pemrosesan tambahan untuk memperjelas struktur yang tampak. Peristiwa di video ini mewakili aktivitas 24 jam pada 25 September 2011.

Matahari 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 km 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. Namun, 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.

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.

Matahari tidak punya batas pasti seperti planet-planet berbatu. 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.

Interior matahari tidak bisa dilihat secara langsung dan matahari sendiri tidak dapat ditembus radiasi elektromagnetik. Dengan 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.

Inti

Artikel utama: Inti Matahari

Irisan matahari dengan daerah inti berada di bawah

Inti matahari diperkirakan merentang dari pusatnya sampai 20–25% radius matahari. Kepadatannya mencapai 150 g/cm³ (sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu mendekati 15,7 juta kelvin (K). Sebaliknya, suhu permukaan matahari kurang lebih 5.800 K. Analisis terkini terhadap data misi SOHO menunjukkan keberadaan 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–p (proton–proton); proses ini mengubah hidrogen menjadi helium. Hanya 0,8% energi matahari yang berasal dari siklus CNO.

Inti adalah satu-satunya wilayah matahari yang menghasilkan energi termal yang cukup melalui fusi; 99% tenaganya tercipta di dalam 24% radius matahari. Fusi hampir berhenti sepenuhnya pada tingkat 30% radius. Sisanya dipanaskan oleh energi yang ditransfer ke luar oleh radiasi dari inti ke zona 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.

Rantai proton–proton terjadi sekitar 9,2×10³⁷ kali per detik di inti. Karena memakai empat proton bebas (nukleus hidrogen), reaksi ini kira-kira mengubah 3,7×10³⁸ proton menjadi partikel alpha (nukleus helium) setiap detiknya (dari total ~8,9×10⁵⁶ proton bebas di matahari) atau sekitar 6,2×10¹¹ 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–energi sebesar 4,26 juta ton metrik per detik, 384,6 yotta watt (3,846×10²⁶ W), atau 9,192×10¹⁰ megaton TNT per detik. Massa ini tidak dihancurkan untuk menciptakan energi, tetapi diubah menjadi setara energi dan diangkut dalam energi yang diradiasikan, seperti yang dijelaskan oleh konsep kesetaraan massa–energi.

Produksi tenaga oleh fusi di inti bervariasi sesuai jaraknya dari pusat matahari. Di pusat matahari, model teori memperkirakan besarnya mencapai 276.5 watt/m³, 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.

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; tingkat yang agak lebih rendah mengakibatkan inti mendingin dan sedikit menyusut sehingga meningkatkan tingkat fusi dan memperbaikinya ke tingkat saat ini.

Sinar gama (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 10–170 ribu tahun. 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 juta tahun. Ini adalah waktu yang diperlukan matahari untuk kembali ke keadaan stabil jika tingkat penciptaan energi di intinya tiba-tiba berubah.

Sepanjang bagian akhir perjalanan foton keluar matahari, di zona konvektif terluar, tabrakannya lebih sedikit dan energinya lebih rendah. Fotosfer adalah permukaan transparan matahari tempat foton terlepas dalam bentuk cahaya tampak. Setiap sinar gama di inti matahari diubah menjadi beberapa juta foton cahaya tampak sebelum lepas ke luar angkasa. Neutrino juga dilepaskan oleh reaksi fusi di inti, tetapi 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 ⅔ jumlahnya karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.

Potongan melintang bintang tipe matahari (NASA)

Zona radiatif

Kurang 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 ion hidrogen dan helium yang memancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain. Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20 g/cm³ ke 0,2 g/cm³) dari 0,25 radius matahari di atas zona radiasi.

Zona radiatif dan zona konvektif dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi, takoklin. Ini adalah wilayah ketika perubahan fenomena mencolok antara rotasi seragam di zona radiatif dan rotasi diferensial di zona konvektif menghasilkan celah besar—kondisi ketika lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah. Gerakan cair yang ditemukan di zona konvektif 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 dalam lapisan ini menciptakan medan magnet matahari (baca dinamo matahari).

Zona konvektif

Di lapisan terluar matahari, dari permukaannya sampai kira-kira 200.000 km 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 takoklin 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 5.700 K dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m³ (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).

Kolom panas di zona konvektif 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 Bénard dan berbentuk prisma heksagon.

Fotosfer

Suhu efektif, atau suhu benda hitam, matahari (5.777 K) adalah suhu yang harus dimiliki sebuah benda hitam berukuran sama agar menghasilkan total tenaga emisif yang sama.

Artikel utama: Fotosfer

Permukaan 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⁻ yang mudah menyerap cahaya tampak. Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H⁻.

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 sekitar 10²³ m⁻³ (sekitar 0,37% jumlah partikel per volume atmosfer Bumi di permukaan laut). Fotosfer tidak sepenuhnya terionisasikan—cakupan ionisasinya sekitar 3%—sehingga nyaris seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom.

Selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak berkaitan dengan elemen kimia apa pun yang dikenal di Bumi saat itu. 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. Dua puluh lima tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.

Atmosfer

Lihat pula: Korona dan Lingkaran korona

Saat gerhana matahari total, korona matahari dapat dilihat dengan mata telanjang selama periode totalitas yang singkat.

Bagian 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 gama, 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 daripada permukaan matahari. Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.

Lapisan terdingin matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan suhu kurang lebih 4.100 K. Bagian matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapat dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka.

Di atas lapisan suhu rendah, ada lapisan setebal 2.000 km 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 K di dekat puncaknya. Di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya.

Diambil oleh Hinode Solar Optical Telescope tanggal 12 Januari 2007, citra matahari ini menunjukkan sifat filamen pada plasma yang menghubungkan wilayah-wilayah berpolaritas magnet berbeda.

Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20 ribu kelvin di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar satu juta kelvin. 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.

Korona adalah kepanjangan atmosfer terluar 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 10¹⁵–10¹⁶ m⁻³. Suhu rata-rata korona dan angin matahari sekitar 1–2 juta kelvin. Akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8–20 juta kelvin. Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik.

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 superalfvénik—artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan gelombang Alfvén. Turbulensi dan dorongan dinamis di heliosfer tidak dapat memengaruhi bentuk korona matahari di dalamnya, karena informasi hanya dapat bergerak pada kecepatan gelombang Alfvén. 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 fron kejut yang diduga sebagai bagian dari heliosfer. Kedua wahana Voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang tinggi saat mendekati batas tersebut.

Medan magnet

Lihat pula: Medan magnet bintang

Pada citra ultraviolet warna palsu ini, matahari memiliki semburan matahari kelas C3 (wilayah putih di kiri atas), sebuah tsunami matahari (struktur mirip gelombang, kanan atas), dan beberapa filamen plasma setelah medan magnet yang naik dari permukaan.

Lembar arus heliosfer merentang sampai batas terluar tata surya dan terbentuk oleh pengaruh medan magnet matahari yang berotasi di plasma di medium antarplanet.

Matahari adalah bintang bermagnet aktif. Matahari memiliki medan magnet kuat 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 serta 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.

Semua materi dalam matahari berbentuk gas dan bersuhu tinggi yang 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.

Medan magnet matahari membentang jauh melewati matahari itu sendiri. Plasma angin matahari yang termagnetkan membawa medan magnet matahari 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 50–400 μT (di fotosfer) berkurang seiring jaraknya menjadi sekitar 0,1 nT pada jarak Bumi. Meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa, bidang antarplanet di lokasi Bumi sekitar 5 nT, kurang lebih seratus kali lebih besar. Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi matahari.

Pergerakan matahari

Ilustrasi rotasi matahari. Terdapat perubahan posisi bintik matahari selama terjadi pergerakan.

Matahari mempunyai dua macam pergerakan, yaitu sebagai berikut:

• Matahari berotasi pada sumbunya dengan selama sekitar 27 hari untuk mencapai satu kali putaran. Gerakan rotasi ini pertama kali diketahui melalui pengamatan terhadap perubahan posisi bintik matahari. Sumbu rotasi matahari miring sejauh 7,25° dari sumbu orbit Bumi sehingga kutub utara matahari akan lebih terlihat di bulan September sementara kutub selatan matahari lebih terlihat di bulan Maret. Matahari bukanlah bola padat, melainkan bola gas, sehingga matahari tidak berotasi dengan kecepatan yang seragam. Ahli astronomi mengemukakan bahwa rotasi bagian interior matahari tidak sama dengan bagian permukaannya. Bagian inti dan zona radiatif berotasi bersamaan, sedangkan zona konvektif dan fotosfer juga berotasi bersama, tetapi dengan kecepatan yang berbeda. Bagian ekuatorial (tengah) memakan waktu rotasi sekitar 24 hari, sedangkan bagian kutubnya berotasi selama sekitar 31 hari. Sumber perbedaan waktu rotasi matahari tersebut masih diteliti.

• Matahari dan keseluruhan isi tata surya bergerak di orbitnya mengelilingi galaksi Bimasakti. Matahari terletak sejauh 28 ribu tahun cahaya dari pusat galaksi Bimasakti. Kecepatan rata-rata pergerakan ini adalah 828 ribu km/jam sehingga diperkirakan akan membutuhkan waktu 230 juta tahun untuk mencapai satu putaran sempurna mengelilingi galaksi.

Jarak matahari ke bintang terdekat

Sistem 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 Sentaurus. Jarak matahari ke Proxima Centauri adalah 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 paralaks (parallax).

Ciri khas matahari

Berikut ini adalah beberapa ciri khas yang dimiliki oleh matahari.

Prominensa (lidah api matahari)

Erupsi prominensa yang terjadi pada 30 Maret 2010

Prominensa adalah salah satu ciri khas matahari, berupa bagian matahari menyerupai lidah api yang sangat besar dan terang yang mencuat keluar dari bagian permukaan serta sering kali berbentuk loop (putaran). Prominensa disebut juga sebagai filamen matahari karena, meskipun julurannya sangat terang bila dilihat di angkasa yang gelap, prominensa tidak lebih terang daripada 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) diperkirakan sepanjang 350 ribu km.

Sama seperti korona, prominensa terbentuk dari plasma, tetapi memiliki suhu yang lebih dingin. Prominensa berisi materi dengan massa mencapai 100 miliar kg. Prominensa terjadi di lapisan fotosfer matahari dan bergerak ke luar 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.

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.

Bintik matahari

Bintik matahari terlihat seperti noda kehitaman di permukaan matahari.

Bintik matahari adalah 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 °C sedangkan di daerah penumbra adalah 3.500 °C. 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.

Angin matahari

Angin matahari terbentuk dari aliran konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atmosfer matahari yang bergerak ke seluruh tata surya. Partikel-partikel tersebut memiliki energi yang tinggi. Namun, proses pergerakan ke luar medan gravitasi matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna. Kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai 400 km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500 km/s. Kecepatan ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari matahari. Angin matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750 km/s dan berasal dari lubang korona di atmosfer matahari.

Beberapa bukti keberadaan 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.

Badai matahari

Badai 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 sering kali terjadi bersamaan dengan luapan massa korona. Badai matahari memberikan risiko radiasi yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronaut, 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.

Eksplorasi matahari

Solar Maximum Mission, salah satu satelit yang diluncurkan Amerika Serikat untuk mempelajari matahari.

Wahana 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 pada tahun 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 ribu gambar matahari.

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, tetapi dibiarkan tetap berada di orbit.

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, tetapi 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.

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.

Misi eksplorasi matahari yang paling terkenal adalah Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) yang dikembangkan oleh Badan Antariksa Amerika Serikat (NASA) yang 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.

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.

Matahari sebagai simbol kepercayaan dan kebudayaan

Matahari telah menjadi simbol penting di banyak kebudayaan sepanjang peradaban manusia. Dalam mitologi yang 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 sering kali disembah sebagai dewa.

Relief Helios di Kuil Athena, Troja.

Peranan matahari di berbagai kebudayaan dan kepercayaan

• Ra (atau Re) adalah dipuja sebagai Dewa Matahari sekaligus pencipta di kebudayaan Mesir Kuno. Pada hieroglif, matahari digambarkan sebagai sebuah cakram. Ra menyimbolkan mata langit sehingga sering digambarkan sebagai cakram yang berada pada kepala burung falkon atau cakram bersayap. Dewa Ra dipercaya mengendarai kereta perang melintasi langit di siang hari. Dewa Ra juga digambarkan sebagai penjaga pharaoh atau Raja Mesir. Selain itu, Ra digambarkan sebagai dewa yang sudah tua dan tinggal di langit untuk mengawasi dunia.

• Dalam mitologi India, matahari disebut dengan nama Surya. Selain sebagai matahari itu sendiri, Surya juga dikenal sebagai dewa matahari. Kata surya berasal dari bahasa Sanskerta sur atau svar yang berakhir bersinar. Surya digambarkan sebagai dewa yang memegang keseimbangan di muka Bumi. Penyembahan matahari telah dilakukan oleh penganut kepercayaan Hindu selama ribuan tahun. Kini, perayaan matahari terbit masih dilangsungkan di pinggiran Sungai Gangga yang terletak di kota tersuci di India, kota Benares. Surya Namaskar atau penghormatan kepada matahari adalah sebuah gerakan penting dalam yoga.

• Helios adalah dewa matahari kuno, saudara dari Selene (dewi bulan) dalam mitologi Yunani. Helios disebut juga sebagai Sol Invictus di kebudayaan Romawi. Selain itu, Helios juga merupakan sisi lain dari Apollo. Dikisahkan Helios adalah dewa yang bermahkotakan halo matahari dan mengendarai kereta perang menuju ke angkasa. Helios adalah dewa yang bertanggung jawab memberikan cahaya ke surga dan Bumi dengan cara menambat matahari di kereta yang dikendarainya.

• Bangsa Inca menyembah dewa matahari yang bernama Inti, sebagai dewa tertinggi. Dewa Inti dipercaya menganugerahkan peradaban Inca kepada anaknya, Manco Capac, yang juga merupakan raja bangsa Inca yang pertama. Bangsa Inca menyebut diri mereka sebagai anak-anak matahari. Setiap tahun mereka memberikan persembahan hasil panen dalam jumlah besar untuk upacara-upacara yang berhubungan dengan penyembahan matahari.

• Dewa matahari yang disembah oleh bangsa Maya adalah Kinich-ahau. Kinich-ahau adalah pemimpin bagian utara.

• Suku Aztec menyembah Huitzilopochtli, yang merupakan dewa perang dan simbol matahari. Setiap hari Huitzilopochtli dikisahkan menggunakan sinar matahari untuk mengusir kegelapan dari langit, namun setiap malam dewa ini mati dan kegelapan datang kembali. Untuk memberi kekuatan pada dewa mereka, bangsa Aztec mempersembahkan jantung manusia setiap hari.
• Shintoisme merupakan agama yang berinti pada penyembahan Dewi Matahari yang bernama Amaterasu masih terus bertahan di Jepang. Jepang memiliki julukan "Negara matahari Terbit".

Intihuatana, bangunan yang berfungsi sebagai penanda waktu pada masa peradaban Inca.

Bangunan dan benda yang berhubungan dengan matahari

• Jam matahari adalah seperangkat alat yang dipakai sebagai penunjuk waktu berdasarkan bayangan gnomon (batang atau lempengan penanda)yang berubah-ubah letaknya seiring dengan pergerakan Bumi terhadap matahari. Jam matahari berkembang di antara kebudayaan kuno Babylonia, Yunani, Mesir, Romawi, Tiongkok, dan Jepang. Jam matahari tertua yang pernah ditemukan oleh Chaldean Berosis, yang hidup sekitar 340 SM. Beberapa artefak jam matahari lain ditemukan di Tivoli, Italia tahun 1746, di Castel Nuovo tahun 1751, di Rigano tahun 1751, dan di Pompeii tahun 1762.
• Stonehenge yang terletak di Wiltshire, Inggris, memiliki pilar batu terbesar yang disebut Heelstone menandai posisi terbitnya matahari tanggal 21 Juni (posisi matahari tepat di utara Bumi).
• Observatorium kuno yang dibangun bagi Dewa Ra masih dapat ditemui di Luxor, sebuah kota di dekat Sungai Nil di Mesir. Sedangkan El Karmak adalah kuil yang juga dibangun untuk Dewa Ra dan terletak di timur laut Luxor. Ratusan obelisk Mesir yang berfungsi sebagai jam matahari pada masanya juga dapat ditemukan di Luxor dan Heliopolis (kota matahari).
• Salah satu bangunan terkenal yang didedikasikan untuk Surya dibangun pada abad ke 13 bernama Surya Deula (Candi Matahari) yang terletak Konarak, India.
• Pilar Intihuatana yang terletak di kawasan Machu Picchu adalah bangun yang didirikan oleh bangsa Inca. Pada tengah hari setiap tanggal 21 Maret dan 21 September, posisi matahari akan berada hampir tepat di atas pilar sehingga tidak akan ada bayangan pilar sama sekali. Pada saat inilah, masyarakat Inca akan mengadakan upacara di tempat tersebut karena mereka percaya bahwa matahari sedang diikat di langit. Intihuatana dipakai untuk menentukan hari di mana terjadi equinox (lama siang hari sama dengan malam hari) dan periode-periode astronomis lainnya
• Bangsa Maya terkenal dengan kalender berisikan 365 hari dan 260 hari yang dibuat berdasarkan pengamatan astronomis, termasuk terhadap matahari. Kalender 365 hari ini disebut Haab, sedangkan kalender 260 hari disebut Tzolkin.
• Kalender Aztec dipahat di atas sebuah baru berbentuk lingkaran. Isinya adalah 365 siklus kalender berdasarkan matahari dan 260 siklus ritual. Kalender batu Aztec ini kini disimpan di National Museum of Anthropology and History di Chapultepec Park, Mexico City.
• Matahari juga telah menjadi objek yang menarik bagi pelukis dan penulis terkenal dunia. Claude Monet, Joan Miro, Caspar David Friedrich (judul lukisan: Woman in Morning Sun - Wanita dalam Matahari Pagi, dan Vincent van Gogh (judul lukisan: Another Light, A Stronger Sun - Cahaya Lain, Matahari yang Lebih Kuat) adalah beberapa pelukis yang pernah menjadikan matahari sebagai objek lukisannya. Sedangkan Ralph Waldo Emerson dan Friedrich Nietzsche adalah penulis dan filsuf yang pernah membuat cerita, puisi, maupun kata-kata mutiara dengan subjek matahari.

Manfaat dan peran matahari

Matahari adalah sumber energi bagi kehidupan. Matahari memiliki banyak manfaat dan peran yang sangat penting bagi kehidupan seperti:

• Panas matahari memberikan suhu yang pas untuk kelangsungan hidup organisme di Bumi. Bumi juga menerima energi matahari dalam jumlah yang pas untuk membuat air tetap berbentuk cair, yang mana merupakan salah satu penyokong kehidupan. Selain itu, panas matahari memungkinkan adanya angin, siklus hujan, cuaca, dan iklim.
• Cahaya matahari dimanfaatkan secara langsung oleh tumbuhan berklorofil untuk melangsungkan fotosintesis, sehingga tumbuhan dapat tumbuh serta menghasilkan oksigen dan berperan sebagai sumber pangan bagi hewan dan manusia. Makhluk hidup yang sudah mati akan menjadi fosil yang menghasilkan minyak Bumi dan batu bara sebagai sumber energi. Hal ini merupakan peran dari energi matahari secara tidak langsung

Panel surya dipasang di atap rumah untuk menangkap sinar matahari dan mengubahnya menjadi energi listrik.

• Pembangkit listrik tenaga surya adalah moda baru pembangkit listrik dengan sumber energi terbarukan. Pembangkit listrik ini terdiri dari kaca-kaca besar atau panel yang akan menangkap cahaya matahari dan mengkonsentrasikannya ke satu titik. Panas yang ditangkap kemudian digunakan untuk menghasilkan uap panas bertekanan, yang akan dipakai untuk menjalankan turbin sehingga energi listrik dapat dihasilkan. Prinsip panel surya adalah penggunaan sel surya atau sel photovoltaic yang terbuat dari silikon untuk menangkap sinar matahari. Sel surya sudah banyak dipakai untuk kalkulator tenaga surya. Panel surya sudah banyak dipasang di atap bangunan dan rumah di daerah perkotaan untuk mendapatkan listrik dengan gratis.
• Pergerakan rotasi Bumi menyebabkan ada bagian yang menerima sinar matahari dan ada yang tidak. Hal inilah yang menciptakan adanya hari siang dan malam di Bumi. Sedangkan pergerakan Bumi mengelilingi matahari menyebabkan terjadinya musim.
• Matahari menjadi penyatu planet-planet dan benda angkasa lain di sistem tata surya yang bergerak atau berotasi mengelilinya. Keseluruhan sistem dapat berputar di luar angkasa karena ditahan oleh gaya gravitasi matahari yang besar.

Referensi

1. Surya — KBBI Daring
2. Mentari — KBBI Daring
3. Syamsu — KBBI Daring
4. Syamsi — KBBI Daring
5. Rawi — KBBI Daring
6. Baskara— KBBI Daring
7. "Sol". Oxford English Dictionary (edisi ke-Online). Oxford University Press.  Templat:OEDsub
8. "Helios". Lexico UK Dictionary. Oxford University Press. 
9. "solar". Oxford English Dictionary (edisi ke-Online). Oxford University Press.  Templat:OEDsub
10. Solar² — KBBI Daring
11. Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009). "Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Earth mass ratio and the Astronomical Unit". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (dalam bahasa Inggris). 103 (4): 365–372. Bibcode:2009CeMDA.103..365P. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478.  Parameter |s2cid= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
12. Williams, D.R. (1 Juli 2013). . NASA Goddard Space Flight Center. Diarsipkan dari versi asli tanggal 15 Juli 2010. Diakses tanggal 12 Agustus 2013.  Parameter |url-status= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
13. Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press. 
14. Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A.J. (2006). "The new solar abundances – Part I: the observations" (PDF). Communications in Asteroseismology. 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76.  Parameter |s2cid= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
15. . NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 27 Mei 2010. Diakses tanggal 24 Oktober 2010.  Parameter |url-status= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
16. Hinshaw, G.; et al. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732 . Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.  Parameter |s2cid= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
17. Mamajek, E.E.; Prsa, A.; Torres, G.; et, al. (2015). "IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties". arΧiv:1510.07674 [astro-ph.SR]. 
18. Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle F. (2012), "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits", The Astrophysical Journal, 750 (2): 135, arXiv:1203.4898 , Bibcode:2012ApJ...750..135E, doi:10.1088/0004-637X/750/2/135  Parameter |s2cid= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan) Kesalahan pengutipan: Tanda <ref> tidak sah; nama "arxiv1203_4898" didefinisikan berulang dengan isi berbeda
19. . NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2 Januari 2008. 
20. Ko, M. (1999). Elert, G., ed. "Density of the Sun". The Physics Factbook. 
21. Ko, M. (1999). Elert, G., ed. "Density of the Sun". The Physics Factbook. 
22. "Principles of Spectroscopy". Universitas Michigan, Astronomy Department. 30 Agustus 2007. 
23. Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331 . Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. 
24. Connelly, JN; Bizzarro, M; Krot, AN; Nordlund, Å; Wielandt, D; Ivanova, MA (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187.  Parameter |s2cid= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)(perlu mendaftar)
25. Seidelmann, P.K.; et al. (2000). "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000". Diakses tanggal 22 Maret 2006. 
26. "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. Diakses tanggal 29 Juli 2008.  Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. hlm. 37. NASA SP-402. 
27. "How Round is the Sun?". NASA. 2 October 2008. Diakses tanggal 7 March 2011. 
28. "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 6 February 2011. Diakses tanggal 7 March 2011. 
29. Woolfson, M (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics. 41 (1): 1.12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 
30. Basu, S.; Antia, H. M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. 457 (5–6): 217. arXiv:0711.4590 . Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. 
31. Wilk, S. R. (2009). "The Yellow Sun Paradox". Optics & Photonics News: 12–13. 
32. Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. Diakses tanggal 2007-08-01. 
33. Lada, C. J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375 . Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. 
34. Burton, W. B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews. 43 (3–4): 244–250. Bibcode:1986SSRv...43..244.. doi:10.1007/BF00190626. 
35. Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B. 
36. . Science @ NASA. NASA. 22 April 2003. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2009-07-18. Diakses tanggal 2013-05-31. 
37. Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (2002). (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA.107g.SSH8R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. Diarsipkan dari versi asli (PDF) tanggal 2009-08-14. Diakses tanggal 2013-05-31. 
38. http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html 2013-11-21 di Wayback Machine., Our Local Galactic Neighborhood, NASA
39. http://www.centauri-dreams.org/?p=14203, Into the Interstellar Void, Centauri Dreams
40. Adams, F. C.; Graves, G.; Laughlin, G. J. M. (2004). (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 22: 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. Diarsipkan dari versi asli (PDF) tanggal 2011-07-26. Diakses tanggal 2013-05-31. 
41. Kogut, A.; et al. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". Astrophysical Journal. 419: 1. arXiv:astro-ph/9312056 . Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:10.1086/173453. 
42. . US Naval Observatory. 31 January 2008. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2007-10-13. Diakses tanggal 2009-07-17. 
43. Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. hlm. 25–27. ISBN 0-684-85618-2. 
44. Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). (PDF). Astronomy and Astrophysics. 355: 365–374. Bibcode:2000A&A...355..365G. Diarsipkan dari versi asli (PDF) tanggal 2011-05-10. Diakses tanggal 2013-06-07. 
45. Jones, Geraint (16 August 2012). "Sun is the most perfect sphere ever observed in nature". the Guardian. Diakses tanggal August 19, 2012. 
46. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9. 
47. Schutz, Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. hlm. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0. 
48. Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (edisi ke-4th). Saunders College Publishing. hlm. 322. ISBN 0-03-006228-4. 
49. Falk, S. W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0. 
50. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 11. ISBN 978-0-691-05781-1. 
51. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 73. ISBN 978-0-521-39788-9. 
52. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 58–67. ISBN 978-0-521-39788-9. 
53. García, R. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan)
54. Basu; et al. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. 699 (699): 1403. arXiv:0905.0651 . Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. 
55. "NASA/Marshall Solar Physics". Solarscience.msfc.nasa.gov. 2007-01-18. Diakses tanggal 2009-07-11. 
56. Broggini, Carlo (26–28 June 2003). "Nuclear Processes at Solar Energy". Physics in Collision: 21. arXiv:astro-ph/0308537 . Bibcode:2003phco.conf...21B. 
57. Goupil, M. J.; et al. (2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247 . Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031  Parameter |month= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
58. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1. 
59. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9. 
60. p. 102, The physical universe: an introduction to astronomy, Frank H. Shu, University Science Books, 1982, ISBN 0-935702-05-9.
61. Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun Diarsipkan 2001-11-29 di Library of Congress Web Archives. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.
62. Haubold, H.J.; Mathai, A.M. (May 18, 1994). "Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment". Basic space science. AIP Conference Proceedings. 320: 102. arXiv:astro-ph/9405040 . Bibcode:1995AIPC..320..102H. doi:10.1063/1.47009. 
63. Myers, Steven T. (1999-02-18). "Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium". Diakses tanggal 15 July 2009. 
64. NASA (2007). "Ancient Sunlight". Technology Through Time (50). Diakses tanggal 2009-06-24. 
65. Michael Stix (January 2003). "On the time scale of energy transport in the sun". Solar Physics. 212 (1): 3–6. Bibcode:2003SoPh..212....3S. doi:10.1023/A:1022952621810. ^{[pranala nonaktif permanen][pranala nonaktif permanen]}
66. Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1): 013009. arXiv:hep-ph/0102063 . Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009. 
67. . World Book at NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2013-05-10. Diakses tanggal 2012-10-10. 
68. ed. by Andrew M. Soward... (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002. Boca Raton: CRC Press. hlm. 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2. Pemeliharaan CS1: Teks tambahan: authors list (link)
69. Mullan, D.J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". Dalam Page, D., Hirsch, J.G. From the Sun to the Great Attractor. Springer. hlm. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. Pemeliharaan CS1: Banyak nama: editors list (link)
70. Abhyankar, K.D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bull. Astr. Soc. India. 5: 40–44. Bibcode:1977BASI....5...40A. 
71. Gibson, E.G. (1973). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0. 
72. Shu, F.H. (1991). The Physics of Astrophysics. 1. University Science Books. ISBN 0-935702-64-4. 
73. Rast, Mark (12). "Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations". The Astrophysical Journal. Diakses tanggal 31 December 2012.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan); Parameter |month= yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan); Periksa nilai tanggal di: |date=, |year= / |date= mismatch (bantuan)
74. Parnel, C. . University of St Andrews. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2015-11-07. Diakses tanggal 2006-03-22. 
75. De Pontieu, B. (2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science. 318 (5856): 1574–77. Bibcode:2007Sci...318.1574D. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan)
76. Solanki, S.K. (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science. 263 (5143): 64–66. Bibcode:1994Sci...263...64S. doi:10.1126/science.263.5143.64. PMID 17748350.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan)
77. Hansteen, V.H. (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal. 482 (1): 498–509. Bibcode:1997ApJ...482..498H. doi:10.1086/304111.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan)
78. Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Erdelyi2007
79. Dwivedi, Bhola N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (PDF). Current Science. 91 (5): 587–595. ^{[pranala nonaktif permanen]}
80. Russell, C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". Dalam Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L. (PDF). American Geophysical Union. hlm. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. Diarsipkan dari versi asli (PDF) tanggal 2018-10-01. Diakses tanggal 2013-06-07. Pemeliharaan CS1: Menggunakan parameter penyunting (link)
81. A.G, Emslie; J.A., Miller (2003). "Particle Acceleration". Dalam Dwivedi, B.N. Dynamic Sun. Cambridge University Press. hlm. 275. ISBN 978-0-521-81057-9. 
82. European Space Agency. The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass. Siaran pers. Diakses pada 2006-03-22.
83. "The Mean Magnetic Field of the Sun". Wilcox Solar Observatory. 2006. Diakses tanggal 2007-08-01. 
84. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1. 
85. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. hlm. 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1. 
86. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. hlm. 14–15, 34–38. ISBN 978-0-521-39788-9. 
87. . CNN. 2001-02-16. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2005-11-15. Diakses tanggal 2009-07-11. 
88. . Science.nasa.gov. 2001-02-15. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2009-05-12. Diakses tanggal 2009-07-11. 
89. Wang, Y.-M.; Sheeley (2003). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal. 591 (2): 1248–56. Bibcode:2003ApJ...591.1248W. doi:10.1086/375449.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan)
90. (Inggris) Hathaway, DH (2003). "Solar Rotation". NASA/Marshall Space Flight Center. Diakses tanggal 16-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
91. (Inggris) Cain, F (2008). "Rotation of the Sun". Universe Today. Diakses tanggal 16-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
92. (Inggris) Coffey, J (2010). "Does The Sun Rotate?". Universe Today. Diakses tanggal 16-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
93. (Inggris) Tam, K (1996). "Distance to The Nearest Star". The Physics Factbook™. Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
94. (Inggris) Gib, M. . NASA'S HEASARC High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2012-01-18. Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
95. (Inggris) Villanueva, JC (2010). "Solar Prominence". Universe Today. Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
96. (Inggris) Braham, I (2009), Ruang angkasa Seri intisari ilmu, Erlangga For Kids, hlm. 120, ISBN 9789797419233  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (lidah api lihat di Penelusuran Buku Google)
97. (Inggris) Zell, H (2011). "Monster Prominence Erupts from the Sun". NASA. Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
98. (Inggris) Cline, T. "Issue #52: Sunspots From A To B - Solar Magnetism". NASA. Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
99. (Inggris) Cain, F (2009). "What Are Sunspots?". Universe Today. Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
100. (Inggris) Cain, F (2008). "Solar Wind". Universe Today. Diakses tanggal 23-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
101. (Inggris) Radiman I, Soegiatini E, Sungging E. Soegianto E. 2007. The motion of solar wind charged particle in a sinusoidal vibrating magnetic field. J Mat Sains 12:127:133.
102. (Inggris) Holman, G (2007). . NASA's Goddard Space Flight Center. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2020-04-30. Diakses tanggal 23-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
103. (Inggris) Cain, F (2008). "Solar Flares". Universe Today. Diakses tanggal 23-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
104. (Indonesia) Sudibyo, M (2011). . Kompasiana. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-04-24. Diakses tanggal 23-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
105. (Inggris) "The Space Exploration Timeline That Reflects The History Of Space Exploration". Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
106. (Inggris) Hamilton, CJ (2000). "Chronology of Space Exploration". Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
107. (Inggris) . 2009. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2016-03-10. Diakses tanggal 17-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
108. (Inggris) Cain, F (2008). "NASA and The Sun". Universe Today. Diakses tanggal 20-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
109. (Inggris) Deepak, S (2003). . Kalpana. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2016-03-04. Diakses tanggal 16-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
110. Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama solar nasa
111. (Inggris) "Re". NESTA. 2011. Diakses tanggal 16-06-2011.  Parameter |first1= tanpa |last1= di Authors list (bantuan); Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
112. (Inggris) "The Goddess of Ancient Egypt". Tour Egypt. 2011. Diakses tanggal 20-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
113. (Inggris) Prophet, ML; Prophet, EC; Booth, A (2003), Booth, A, ed., The Masters and Their Retreats Climb the highest mountain series, USA: Summit University Press, hlm. 560, ISBN 9780972040242  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (berasal dari bahasa Sansekekerta lihat di Penelusuran Buku Google)
114. Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Lang
115. (Inggris) Littleton, CS; Marshall Cavendish Corporation (2005), Gods, goddesses, and mythology, Volume 1, Marshall Cavendish, hlm. 709, ISBN 9780761475590  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (lihat di Penelusuran Buku Google)
116. (Inggris) Vita-Finzi, C (2008), The Sun: A User's Manual, Springer, hlm. 156, ISBN 9781402068805  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (halo lihat di Penelusuran Buku Google)
117. (Inggris) Roza, G (2007), Incan Mythology and Other Myths of the Andes Mythology around the world, The Rosen Publishing Group, hlm. 64, ISBN 9781404207394  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (lihat di Penelusuran Buku Google)
118. (Inggris) James Lewis Thomas Chalmbers Spence (2009), The Myths of Mexico and Peru: Aztec, Maya and Inca, Forgotten Books, hlm. 123, ISBN 9781605068329  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (lihat di Penelusuran Buku Google)
119. Histrory World. http://www.historyworld.net/wrldhis/PlainTextHistories.asp?gtrack=pthc&ParagraphID=ezq#ezq diakses 24 Juni 2011
120. (Indonesia) PUSPA IPTEK (2006). . Yayasan Parahyangan Satya. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-07-13. Diakses tanggal 24-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
121. (Inggris) Phillips, KJH (1995), Guide to the Sun, Cambridge: Cambridge University Press, hlm. 1, ISBN 9780521397889  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (berukuran sedang lihat di Penelusuran Buku Google)
122. (Inggris) Cline, T. "El Karmak". NASA. Diakses tanggal 20-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
123. Sacred Place. 2010. Macchu Pichu [terhubung berkala]. http://www.sacredsites.com/americas/peru/machu_picchu.html [diakses 22 Juni 2011]
124. (Inggris) Clow, BH; Calleman, CJ (2007), The Mayan Code: Time Acceleration and Awakening the World Mind, Inner Traditions / Bear & Co., hlm. 282, ISBN 9781591430704  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan) (lihat di Penelusuran Buku Google)
125. (Inggris) Aztec Calendar - Sun Stone. http://www.crystalinks.com/aztecalendar.html diakses 24 Juni 2011
126. (Indonesia) Greenpeace. 2011. Energi Matahari [terhubung berkala]. http://www.greenpeace.org/seasia/id/campaigns/perubahan-iklim-global/Energi-Bersih/Energi_Matahari/ 2014-10-06 di Wayback Machine. [diakses 23 Juni 2011]
127. (Inggris) Wilson, TV (2011). "How the Earth Works". HowStuffWorks. Diakses tanggal 23-06-2011.  Periksa nilai tanggal di: |accessdate= (bantuan)
128. Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama ianbraham

Bacaan lanjutan

• Cohen, Richard (2010). Chasing the Sun: the Epic Story of the Star that Gives us Life. Simon & Schuster. ISBN 1-4000-6875-4. 
• Thompson, M. J. (2004). "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior". Astronomy & Geophysics. 45 (4): 21–25. 
• Solar Activity Scholarpedia Hugh Hudson 3(3):3967. DOI:10.4249/scholarpedia.3967

Lihat pula

• Bumi
• Planet Mars
• Neptunus
• Heliofisika
• Tonjolan matahari
• Aurora
• Uranus
• Jupiter
• Badai geomagnetik
• Magnetosfer
• Medan magnet antarplanet
• Jari-jari Matahari
• Planet
• Fotosfer

Pranala luar

Lihat informasi mengenai Matahari di Wiktionary.

Wikimedia Commons memiliki media mengenai Sun.

Wikiquote memiliki koleksi kutipan yang berkaitan dengan: Matahari.

• (Inggris) Situs web NASA tentang Matahari 2013-01-21 di Wayback Machine. Diarsipkan 2013-01-24 di WebCite tentang matahari
• (Indonesia) Situs web Greenpeace tentang Energi Matahari 2014-10-06 di Wayback Machine. tentang energi matahari
• (Indonesia) Situs web Kompasiana tentang badai matahari 2011-04-24 di Wayback Machine.

Kesalahan pengutipan: Ditemukan tag <ref> untuk kelompok bernama "lower-alpha", tapi tidak ditemukan tag <references group="lower-alpha"/> yang berkaitan