Fotosfer

Fotosfer adalah lapisan terluar dari sebuah bintang yang memancarkan cahaya yang dapat diamati secara langsung. Istilah ini berasal dari bahasa Yunani Kuno, yaitu "photos" yang berarti cahaya dan "sphaira" yang berarti bola, yang secara harfiah merujuk pada "bola cahaya". Pada Matahari, fotosfer bukanlah permukaan padat seperti yang ditemukan pada planet-planet kebumian, melainkan lapisan gas atau plasma dengan ketebalan sekitar 100 kilometer hingga 400 kilometer yang menjadi transparan terhadap foton. Di lapisan inilah kerapatan materi turun cukup rendah sehingga cahaya yang dihasilkan di interior bintang dapat melepaskan diri ke angkasa luar, membawa energi yang kita rasakan sebagai panas dan cahaya. Suhu rata-rata fotosfer Matahari adalah sekitar 5.772 Kelvin, meskipun suhu ini bervariasi tergantung pada kedalaman optiknya.

Struktur dan Opasitas

Sifat fisik utama yang mendefinisikan fotosfer adalah kedalaman optik. Di bawah fotosfer, gas bintang bersifat opaque atau buram terhadap radiasi elektromagnetik, yang berarti foton terus-menerus diserap dan dipancarkan kembali oleh partikel materi, sehingga terperangkap dalam interior bintang. Fotosfer didefinisikan sebagai wilayah di mana kedalaman optik ($\tau$) mencapai nilai sekitar:

$\tau \approx \frac{2}{3}$

Pada titik ini, probabilitas sebuah foton untuk lolos tanpa hambatan menjadi sangat tinggi. Mekanisme utama yang menyebabkan opasitas (kebutaman) di fotosfer Matahari dan bintang-bintang sejenis adalah penyerapan oleh ion hidrogen negatif (H^-). Ion ini terbentuk ketika atom hidrogen netral menangkap elektron bebas tambahan.

Kerapatan partikel di fotosfer sangat rendah dibandingkan dengan atmosfer Bumi di permukaan laut. Di fotosfer Matahari, kerapatan partikel berkisar antara $10^{23}$ hingga $10^{19}$ partikel per meter kubik. Meskipun tekanannya rendah, suhu yang sangat tinggi menyebabkan materi tetap berada dalam wujud plasma terionisasi sebagian. Transisi dari interior yang buram ke ruang angkasa yang transparan terjadi sangat cepat dalam skala astronomi, yang memberikan kenampakan "tepi" yang tajam pada piringan Matahari saat dilihat dari Bumi.

Suhu dan Energi

Energi yang dipancarkan oleh fotosfer mengikuti prinsip radiasi benda hitam. Total energi yang dipancarkan per satuan luas per detik sangat bergantung pada temperatur efektif bintang tersebut. Hubungan ini dijelaskan secara matematis oleh Hukum Stefan-Boltzmann, yang menyatakan bahwa luminositas ($L$) sebuah bintang berkaitan dengan jari-jari ($R$) dan suhu efektifnya ($T_{eff}$):

$L=4\pi R^2\sigma T_{eff}^4$

Di mana $\sigma$ adalah konstanta Stefan-Boltzmann. Persamaan ini menunjukkan bahwa perubahan kecil pada suhu fotosfer akan menghasilkan perubahan besar pada jumlah energi yang dipancarkan.

Profil suhu di dalam fotosfer tidak seragam; suhu menurun seiring dengan bertambahnya ketinggian dari dasar fotosfer menuju lapisan teratas. Di bagian dasar fotosfer, suhu bisa mencapai 6.500 K, sementara di bagian atas, sebelum memasuki lapisan kromosfer, suhu dapat turun hingga minimum sekitar 4.400 K. Gradien suhu inilah yang bertanggung jawab atas pembentukan garis-garis serapan dalam spektrum bintang.

Fenomena Permukaan

Fotosfer bukanlah lapisan yang tenang dan seragam, melainkan sangat aktif dan dinamis. Salah satu fitur yang paling menonjol adalah granulasi. Granula adalah sel-sel konveksi yang tampak seperti butiran-butiran beras pada permukaan Matahari. Fenomena ini merupakan manifestasi dari kolom-kolom plasma panas yang naik dari zona konveksi di bawahnya, mendingin di permukaan, dan kemudian turun kembali melalui jalur yang lebih gelap di antara granula. Setiap granula biasanya berdiameter sekitar 1.000 km dan hanya bertahan selama 8 hingga 20 menit sebelum digantikan oleh yang baru.

Selain granulasi skala kecil, terdapat pola sirkulasi yang jauh lebih besar yang disebut supergranulasi. Supergranula memiliki diameter sekitar 30.000 km dan dapat bertahan selama 24 jam. Aliran materi horizontal di dalam supergranula menyapu medan magnet ke tepi sel-sel ini, menciptakan jaringan kromosferik yang dapat diamati pada lapisan di atas fotosfer.

Fitur fotosfer yang paling terkenal dan sering diamati adalah bintik matahari (sunspots). Bintik matahari adalah area yang tampak lebih gelap daripada sekitarnya karena memiliki suhu yang lebih rendah, yaitu sekitar 3.000 K hingga 4.500 K. Penurunan suhu ini disebabkan oleh konsentrasi medan magnet yang sangat kuat yang menghambat aliran konveksi panas dari interior bintang. Bintik matahari sering muncul berpasangan atau dalam kelompok dan jumlahnya bervariasi mengikuti siklus aktivitas matahari 11 tahunan.

Di sekitar bintik matahari, sering ditemukan daerah yang lebih terang yang disebut fakula (faculae). Fakula adalah konsentrasi tabung fluks magnetik yang berdiameter kecil namun sangat terang. Meskipun bintik matahari mengurangi total radiasi yang keluar dari area tertentu, keberadaan fakula yang sangat terang di sekitarnya sering kali mengkompensasi, atau bahkan meningkatkan, total luminositas Matahari pada saat aktivitas magnetik tinggi.

Komposisi dan Spektrum

Cahaya yang berasal dari fotosfer, ketika diurai melalui prisma atau kisi difraksi, menghasilkan spektrum kontinu yang dipotong oleh garis-garis gelap yang dikenal sebagai garis Fraunhofer. Garis-garis ini terbentuk karena gas-gas dingin di lapisan atas fotosfer menyerap panjang gelombang tertentu dari cahaya yang dipancarkan oleh lapisan yang lebih panas di bawahnya. Analisis terhadap garis-garis ini memungkinkan para astronom untuk menentukan komposisi kimia bintang dengan sangat akurat.

Berdasarkan analisis spektroskopi, komposisi fotosfer Matahari didominasi oleh unsur-unsur ringan. Kelimpahan unsur-unsur ini biasanya dinyatakan dalam fraksi massa atau jumlah atom. Berikut adalah urutan kelimpahan unsur utama di fotosfer Matahari:

1. Hidrogen (sekitar 73,46% dari massa)
2. Helium (sekitar 24,85% dari massa)
3. Oksigen (sekitar 0,77% dari massa)
4. Karbon (sekitar 0,29% dari massa)
5. Besi (sekitar 0,16% dari massa)

Penggelapan Tepi

Salah satu fenomena visual yang unik pada fotosfer adalah penggelapan tepi (limb darkening). Ketika kita mengamati piringan Matahari, bagian pusatnya tampak lebih terang dibandingkan dengan bagian tepinya. Hal ini terjadi karena geometri pengamatan kita menembus lapisan fotosfer. Saat melihat ke pusat piringan, garis pandang kita menembus secara tegak lurus ke lapisan yang lebih dalam dan lebih panas. Sebaliknya, saat melihat ke arah tepi, garis pandang kita menembus fotosfer secara miring, sehingga kita hanya melihat lapisan yang lebih tinggi dan lebih dingin.

Fenomena ini memberikan bukti langsung mengenai struktur termal fotosfer, menegaskan bahwa suhu menurun seiring dengan bertambahnya ketinggian di lapisan ini. Penggelapan tepi juga merupakan parameter penting dalam pemodelan atmosfer bintang dan analisis kurva cahaya pada sistem bintang ganda gerhana serta transit eksoplanet.