## ANALISIS PREKURSOR PERISTIWA FLARE/PELONTARAN MASSA KORONA DALAM RANGKA PERINGATAN DINI CUACA ANTARIKSA ( THE ANALYSIS OF FLARE/CORONAL MASS EJECTION PRECURSORS RELATED TO THE SPACE WEATHER EARLY WARNING )
Agustinus Gunawan Admiranto 1 , Nanang Widodo, Iyus Edi Rusnadi, Heri Sutastio, dan Dasimun Pusat Sains Antariksa Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jalan Dr Djundjunan 133 Bandung 40173 Indonesia
1 e-mail: gunawan.admiranto@lapan.go.id
Diterima: 28 April 2016; direvisi: 3 Juni 2016; disetujui: 14 Juni 2016

## ABSTRACT
Based on active regions dynamics we analyzed the precursors of flare/coronal mass ejections. From  the  assumption  that  the  energy  of  coronal  mass  ejection/flare  are  from  magnetic  energy conversion that can be deducted from the changes of sunspots area we analyzed some active regions which produced flare/CME to identify the area changes before the occurrence of the event. We found that in general the sunspots area decreased before the flare/CME occurred, so it is concluded that the decrease of sunspots area can be used as precursors of flare/CME.
Keywords: Sunspots area changes,  Flare, Coronal mass ejection, Precursor

## ABSTRAK
Dengan  melihat  dinamika  daerah  aktif  dilakukan  analisis  prekursor  fenomena flare / pelontaran massa korona (CME). Dengan asumsi bahwa energi pelontaran massa korona berasal dari konversi  energi  magnet  yang  dilihat  dari  perubahan  luas  harian  bintik  Matahari  maka  dilakukan analisis perubahan luas harian bintik Matahari pada beberapa daerah aktif yang menghasilkan flare dan atau CME untuk melihat bagaimana luas daerah-daerah tersebut berubah menjelang terjadinya fenomena flare /CME.  Didapat  bahwa  secara  umum  luas  bintik  Matahari  mengalami  penurunan beberapa saat sebelum peristiwa flare /CME ini terjadi. Dari sini dapat disimpulkan bahwa penurunan luas Harian bintik Matahari bisa dijadikan precursor atau indikasi akan adanya peristiwa flare /CME.
Kata kunci: Perubahan luas bintik Matahari, Flare, Pelontaran massa korona, Precursor

## 1  PENDAHULUAN
Peristiwa pelontaran massa korona ( Coronal Mass Ejection , CME) merupakan salah  satu  peristiwa  di  Matahari  yang dapat menimbulkan dampak negatif pada lingkungan  antariksa  di  Bumi  serta teknologi  di  permukaan  Bumi.  Dampak yang  dihasilkannya  antara  lain  adalah gangguan  medan  magnet  Bumi  yang bisa  mengganggu  kinerja  satelit  atau putusnya  jaringan  listrik  seperti  yang pernah  terjadi  pada  Maret  1989  (Cid et al .,  2013).  Oleh  sebab  itu,  pengetahuan tentang  hal-hal  yang  terkait  dengan berbagai  peristiwa  fisik  yang  mendahului- nya menjadi sangat penting.
Berdasarkan  penampakannya  di sekitar  piringan  okultasi  ( occulting  disk ) koronagraf, CME bisa digolongkan menjadi CME partial dan CME halo. Penggolongan ini  terkait  dengan  daerah  sumber  CME, di  mana  CME  yang  daerah  sumbernya berada  didekat  garis  meridian  tengah ( central meridian ) cenderung menghasilkan tipe  halo.  Sedangkan  bila  posisi  daerah sumber  CME  lebih  dekat  ke  piringan matahari  maka  yang  teramati  adalah tipe  parsial.  Secara  umum,  CME  tipe halo lebih memiliki kemungkinan memberikan  dampak  ke  Bumi  daripada tipe parsial (Wang, et al . 2011).
Berbagai  penelitian  dilakukan untuk  meninjau  fenomena  CME  dan dampak yang diberikannya pada lingkungan  Bumi.  Gopalswamy et  al . (2009a)  melakukan  analisis  pada  17 CME halo (yang terdapat di piringan dan tepi)  yang  berlangsung  pada  siklus Matahari ke 23 dan badai medan magnet
Bumi  yang  dihasilkannya.  Mereka  men- dapatkan bahwa CME halo tepi memiliki geoeffectiveness lebih  rendah  daripada CME  halo  piringan.  Selain  itu  waktu tunda  memiliki  nilai  sekitar  20%  lebih kecil pada CME halo tepi daripada CME halo piringan.
Pada kesempatan lain, Fainshtein dan  Egorov  (2015)  melakukan  analisis pada  CME  yang  berlangsung  di  tepi piringan  Matahari  dan  mempelajari pergerakannya.  Semua  CME  ini  ber- langsung  setelah  terjadinya prominence eruptif dan terkait dengan flare sinar X. Mereka  mendapatkan  adanya  korelasi positif  antara  ketinggian  CME  dengan struktur  awal  CME  sebelum  fenomena ini mulai bergerak.
Grechnev et al. (2014) melakukan penelitian  pada  sumber  di  Matahari  yang menghasilkan  badai  medan  magnet Bumi yang berlangsung pada 20 November 2013. Mereka mendapatkan bahwa pada 18  November  2003  di  Matahari  ber- langsung  sebuah  peristiwa  eruptif  di daerah  aktif  AR  10501  (sebuah  CME halo  piringan)  pada  pukul  07:29  UT. Ternyata  peristiwa  ini  adalah  sebuah CME  yang  terkait  dengan flare kelas M1.2  dan  selanjutnya  diikuti  dengan semburan  radio  tipe  II  dan  IV. Selanjutnya  mereka  melakukan  analisis lebih  lanjut  pada  CME  tersebut  dan didapat  bahwa  fenomena  ini  memancar- kan  partikel-partikel  energi  tinggi  yang sampai  di  daerah  sekitar  Bumi  dan menghasilkan  badai  medan  magnet Bumi  sebagaimana  teramati  pada  20 November  2013.  Penelitian  mereka  ini
ternyata sesuai dengan penelitian Gopalswamy et  al. (2013)  di  atas  yang mengatakan  bahwa  CME  halo  piringan memiliki  kemungkinan  lebih  besar untuk  menghasilkan  sebuah  badai medan magnet Bumi.
Salah  satu  penanda  adanya daerah  aktif  di  Matahari  adalah  adanya bintik  matahari.  Oleh  sebab  itu, beberapa peneliti juga melakukan analisis  hubungan  CME  dengan  bintik matahari seperti yang dilakukan Gopalswamy et  al. (2009b)  dengan memanfaatkan  data  CME  yang  sudah diamati oleh SOHO/LASCO dan disimpan dalam  katalog  (Gopalswamy et  al. , 2009c).  Di  sini  mereka  mendapatkan bahwa  pola  sebaran  CME  mirip  dengan pola  sebaran  bintik  matahari  dalam bentuk diagram kupu-kupu. Ini menyarankan  bahwa  sebagian  besar CME datang dari daerah-daerah aktif.
Dumbovic et  al. (2014)  meng- gunakan  data  CME  yang  diambil  dari SOHO/LASCO  dalam  kurun  waktu Januari  1996  sampai  30  Juni  2011 melakukan  analisis  statistik  untuk melihat kaitan antara flare /CME dengan Dst. Mereka menggunakan sampel 1392 CME  dan  1617 flare yang  berarti  ada beberapa CME yang terkait dengan lebih dari  satu flare .  Dari  analisis  ini  mereka mendapatkan  bahwa  parameter  badai medan  magnet  Bumi  memiliki  kaitan dengan  beberapa  parameter  seperti kecepatan  awal  CME,  sudut  dan  posisi, serta  kelas flare .  Analisis  mereka  juga menunjukkan  bahwa  interaksi  antar CME  memiliki  korelasi  positif  dengan badai  yang  kuat.  Selanjutnya,  mereka mendapatkan  juga  bahwa  CME  bukan halo  yang  terkait  dengan flare kelas  B atau  C  cenderung  tidak  akan  menghasil- kan badai kuat.
Yang  diuraikan  di  atas  terkait dengan  upaya  untuk  mendapatkan informasi  awal  mengenai  mekanisme yang  memunculkan  sebuah  peristiwa CME.  Ini  penting  untuk  ditelaah  lebih lanjut  karena  bila precursor atau mekanisme  dan  proses  fisis  yang mendahului sebuah CME bisa diketahui,
maka  prakiraan  terjadinya  sebuah  CME diperoleh.  Ini  terkait  pula  dengan  fakta bahwa  penjalaran  plasma  CME  dari matahari  memerlukan  waktu  tertentu untuk  bisa  sampai  di  Bumi  dan memberikan dampak yang bisa teramati. Pada peristiwa CME yang terjadi pada 29 Oktober  2003 (Halloween  Flare) ,  waktu tempuh  ini  adalah  sekitar  19  jam (Tsurutani et  al .  (2005).  Dengan demikian  masih  ada  kesempatan  bagi para peneliti untuk memberikan peringatan  dini  tentang  sebuah peristiwa eruptif yang berlangsung di Matahari yang diduga  bisa  memberikan  dampak  yang signifikan  di  Bumi.  Penelitian  ini berupaya mendapatkan informasi mengenai  mekanisme  yang  terjadi sebelum  peristiwa  CME  berlangsung dengan  melihat  fenomena  daerah  aktif yang  tampil  dalam  dinamika  bintik matahari.

## 2   DATA DAN METODOLOGI
Data yang dipakai dalam penelitian ini  diambil  dari Solar  and  Heliospheric Observatory (SOHO),  dan Transition Region  and  Coronal  Explorer (TRACE) yang diambil dalam kurun 1998 sampai 2004.  Penitikberatan  analisis  adalah pada  kelompok  bintik  matahari  yang memiliki  ukuran  luas  yang  cukup signifikan  atau  memiliki  konfigurasi medan magnet yang cukup kompleks.
Prekursor CME yang terkait dengan flare besar  (M/X),  dapat  ditelusuri  dari evolusi bintik matahari dari hari ke hari, atau  beberapa  jam  selang  citra. Data Solar  Region  Summary adalah  data harian, sehingga perubahan yang terjadi dalam  waktu  kurang  dari  24  jam  tidak tampak.  Oleh  sebab  itu,  kejadian flare yang  tercatat  harian  harus  diartikan sebagai  peristiwa  yang  terjadi  dalam  24 jam  terakhir.  Perubahan  morfologi  bintik matahari  (luas,  panjang  dalam  arah bujur,  jumlah  bintik  matahari,  kelas McIntosh dan tipe magnetik) dari hari ke hari,  harus  dibaca  sebagai  perubahan dalam  24  jam.  Perubahan  morfologi inilah  yang  dapat  dijadikan  sebagai
pendeteksi  adanya  prekursor flare yang disertai CME.
Metodologi  yang  dilakukan  adalah sebagai berikut:
(a) Menghitung  luas  daerah  aktif  (bintik matahari)  dan  perubahannya  dari waktu  ke  waktu.  Penambahan  luas harian menunjukkan terjadinya peningkatan  energi  medan  magnet dan  penurunannya  menunjukkan adanya  peluruhan  energi  medan magnet;
(b) melakukan perhitungan
untuk menentukan peningkatan atau penurunan jumlah bintik matahari di daerah  aktif.  Hal  ini  terkait  dengan kemungkinan  terjadinya  rekoneksi medan  magnet  melalui loop-loop interaction yang bisa memicu terjadinya CME;
(c) melakukan  analisis  data  SOHO (LASCO, EIT, MDI) untuk mengetahui terjadinya CME dan dan menentukan daerah  sumber  CME.  Posisi  daerah sumber CME terkait dengan kemungkinan  dampak  CME  tersebut pada Bumi ( geoeffectiveness );
.
3   HASIL DAN PEMBAHASAN
Perubahan  luas  harian  bintik Matahari dapat diartikan sebagai adanya penambahan  energi  magnet  bintik matahari bila luas meningkat, sedangkan apabila luas menurun diartikan  sebagai  pelepasan  energi magnet  bintik  Matahari  dalam  bentuk flare yang  disertai/tidak  disertai  CME. Akan tetapi, ini tidak menutup kemungkinan pada saat luas meningkat karena  jumlah sunpot bertambah  bisa terjadi  peristiwa flare .  Dalam  kasus  ini peningkatan  jumlah  bintik  matahari dalam grup diartikan sebagai peningkatan kompleksitas  topologi  medan  magnet bintik  matahari,  yang  berarti  kemung- kinan  terjadinya  rekoneksi  akibat  dari interaksi antar- loop medan magnet ( loop- loop  interaction )  yang  semakin  besar sehingga terjadi flare . Penurunan jumlah bintik  matahari  juga  dapat  dijadikan
sebagai indikator telah terjadinya pelepasan energi medan magnet, karena setelah flare ada kecenderungan topologi medan  magnet  menuju  kesetimbangan baru sehingga sistem cenderung menuju ke  kondisi  yang  paling  stabil  (energi magnet terendah).
Perubahan  kelas  McIntosh  (tiga karakter,  misal  Dkc,  Fkc)  atau  kelas Zurich  (satu  karakter,  A-  F,  H), memberikan informasi tentang morfologi (luas,  panjang  arah  bujur  dan  jumlah bintik  matahari,  atau  bentuk  bintik matahari).  Perubahan  kelas  bintik matahari  dari  A  ke  D  dalam  waktu  dua hari  memberikan  indikasi  kuat  potensi bintik  matahari  untuk  menjadi  sangat produktif  dalam  menghasilkan flare . Perubahan  dari  D  ke  E  merupakan “ warning ”  bahwa  bintik  matahari  akan mungkin menghasilkan flare besar. Dan apabila  perubahan  dari  D  ke  F  sangat cepat,  maka  jumlah flare besar  yang dihasilkan  cenderung  lebih  banyak, seperti terjadi pada kasus NOAA 10484, 10486  dan  10488,  pada  Oktober- November 2003.
Seperti  tampak  pada  Tabel  3-1, NOAA 10484 dan 10486 telah berevolusi menjadi tipe magnet Beta-Gamma-Delta, konfigurasi  medan  magnet  yang  sangat potensial menghasilkan CME karena ada dua  polaritas  positif  dan  negatif  yang berada  pada  satu  penumbra.  Gerak relatif  polaritas  positif  yang  mendekati (tumbukan)  polaritas  negatif  akan cenderung menghasilkan magnetic stress yang  tinggi  sehingga  medan  magnet berada  pada  kondisi  sangat  tidak  stabil sehingga  akan  mudah  terjadi  rekoneksi medan  magnet  yang  menghasilkan flare besar (kelas M atau X) yang kemungkinan besar  akan  disertai  CME.  Dengan demikian,  evolusi  menuju  tipe  Beta- Gamma-Delta  merupakan  PREKURSOR CME  yang  terkait  dengan flare besar. Gambar  3-1  memperlihatkan  proses pembentukan  bintik  matahari  kelas delta.
Gambar 3-1: Evolusi  bintik  matahari  menuju  tipe  magnet  Delta  akibat  dari  tumbukan  dua coronal loops dengan  polaritas  yang  berbeda.  Munculnya  tabung  medan  magnet  baru  di  dekat Delta bintik matahari dapat dijadikan sebagai Prekursor Flare yang disertai CME

## 3.1  STUDI KASUS PREKURSOR CME
Studi kasus untuk bintik matahari yang  dikategorikan  sebagai  daerah super-aktif dilakukan pada NOAA 10484 dan 10808. Kedua daerah super-aktif ini muncul  pada  saat  siklus  matahari berada pada fase menurun (2003-2005). Kasus #1. NOAA 10484
Contoh  hasil plot parameter  bintik matahari  NOAA  10484  diberikan  pada Gambar  3-2.  Luas  bintik  matahari mengalami  perubahan  dari  200  MSH pada 19 Oktober hingga mencapai 1800 MSH  pada  22  Oktober  (3  hari). Pertumbuhan  yang  sangat  cepat.  Ini menandakan ada magnetic flux emergence yang  berlangsung  cepat. Panjang grup bintik matahari pada arah bujur  juga  membesar  dan  mencapai puncak pada 22 Oktober. Jumlah bintik matahari  mengalami  kenaikan  dari  20 pada  19  Oktober  hingga  70  pada  22 Oktober.  Luas  bintik  matahari  relatif besar  [>  1000 milionth  of  solar hemisphere (MSH)  atau  perseribu  luas setengah  piringan  Matahari]  hingga  29 Oktober. Ini menandakan bintik matahari mempunyai  energi  medan  magnet  yang
besar.  Panjang  grup  pada  arah  bujur mengalami  penurunan,  demikian  pula jumlah  bintik  matahari.  Ini  berarti bahwa terjadi pelepasan energi magnetik dalam  bentuk flare pada  bagian  Timur atau  Barat  grup  bintik  matahari. Kenaikan jumlah bintik matahari menunjukkan kenaikan dalam kompleksitas konfigurasi medan magnet yang  dapat  memicu  adanya  rekoneksi medan  magnet  sehingga  terjadi flare . Tipe  magnet  Beta-Gamma-Delta  telah terbentuk sejak 20 Oktober 2003 hingga 29 Oktober 2003.
Berdasarkan  hasil  studi  kasus, maka dapat diterapkan kriteria prekursor  peristiwa flare besar  yang disertai CME sebagai berikut:
AREA > 500 MSH PANJANG ARAH BUJUR > 10 DERAJAT JUMLAH  BINTIK  MATAHARI  DALAM GRUP > 10 TIPE MAGNET: BETA-GAMMA-DELTA
Pada  Gambar  3-2,  kriteria  nilai ambang  ini  ditampilkan  sebagai  garis mendatar.
Gambar 3-2: Evolusi bintik matahari NOAA 10484 dari 19 – 31 Oktober 2003: luas dalam Millionths of Solar  Hemisphere (MSH),  panjang  arah  bujur  dalam  derajat,  jumlah  bintik  dalam  grup dan tipe magnetic/kelas McIntosh
Gambar 3-3:  Kelompok  bintik  matahari  NOAA  10484  (kotak)  diamati  oleh  SOHO/MDI  Continuum pada 20 dan 26 Oktober 2003
Pada Gambar 3-3, diberikan citra full-disk dari  pengamatan  SOHO/MDI  A Continuum  pada  20  dan  26  Oktober 2003.  Tampak  adanya  perubahan  pada bentuk  dan  luas  bintik  matahari  yang cenderung  meningkat,  menunjukkan adanya magnetic flux emergence . Kasus #2. NOAA 10808 Pada 8 September 2005, bintik matahari mempunyai  tipe  magnet  Alpha.  Karena posisinya  berada  di  dekat  tepi  Timur matahari,  pengukuran  luas,  panjang dan jumlah bintik matahari tidak dapat dilakukan  dengan  akurat.  Pada  hari berikutnya, ada peningkatan tipe
magnet  menjadi  Beta-Gamma  (9/9)  dan menjadi  Beta-Gamma-Delta  10  –  17 September  2005.  Luas  bintik  matahari naik  menjadi  500  MSH  pada  (9/9)  dan meningkat  lagi  menjadi  1500  MSH (10/9) kemudian menurun namun tetap di  atas  1000  MSH  (12/9), flare besar (kelas  M  &  X)  terjadi  ketika  luas  bintik matahari  lebih  besar  dari  500  MSH, panjang  lebih  besar  dari  10  derajat, jumlah  bintik  matahari    lebih  dari  10, tipe  magnet  Beta-Gamma  atau  Beta- Gamma-Delta  dan  kelas  Zurich  E  atau F.  Sebagai  rangkuman,  NOAA  10808 mempunyai aktivitas sebagai berikut:
 Menghasilkan flare :  29  kelas  C,  20 kelas  M  dan  10  kelas  X  dalam rentang:  7  –  17  September  2005  (10 hari) atau 3 flare besar setiap hari.
 Flare X17  pada  7  September  2005, super- flare terjadi  karena  adanya konsentrasi fluks medan magnet pada satu  bintik  matahari  grup  (tidak  ada grup bintik matahari lain).
 NOAA  10808  lahir  pada  sisi  belakang Matahari, dan berevolusi sangat cepat
sehingga  menjadi  daerah  super-aktif pada  sisi  matahari  yang  menghadap ke Bumi.
 Fakta  tersebut  menunjukkan  bahwa meskipun  matahari  dalam  fase  siklus menurun (2003-2005), namun daerah super-aktif  masih  terbentuk  dan memberikan  potensi  gangguan  pada lingkungan antariksa dan Bumi dalam bentuk flare besar dan CME.
Gambar 3-4: NOAA  10808  hasil  pengamatan  SOHO/MDI  Continuum  pada  12  September  dan  16 September  2005.  Perubahan  bentuk  grup  bintik  matahari  tampak  jelas  dalam  kurun waktu  4  hari,  menunjukkan  peluruhan  medan  medan  magnet  akibat  dari  pelepasan energi dalam bentuk flare besar (M dan X)
Gambar 3-5: Perubahan  parameter  bintik  matahari  (luas,  panjang,  jumlah  bintik  matahari  dan  tipe magnet  dan  kelas    McIntosh  dari  NOAA  10808  dibandingkan  dengan  jumlah  kejadian flare kelas C, M dan X
3.2 Tinjauan Daerah Aktif yang Menghasilkan Flare Kelas  X>3 Dalam Kurun Waktu 1998-2004 Selanjutnya, untuk mendapatkan gambaran  yang lebih menyeluruh tentang  bagaimana  proses  evolusi medan  magnet  daerah  aktif  yang  akan memicu  terjadinya  CME,  dilakukan analisis  terhadap  daerah-daerah  aktif dalam  kurun  1998-2004  yang  memiliki flare kelas  X  >  3.  Di  sini  akan  dilihat bagaimana  daerah  aktif  itu  berevolusi selama  beberapa  hari  sebelum flare terjadi,  dan  ditinjau  proses  perubahan luas,  jumlah  bintik  matahari,  dan jumlah flare yang  berlangsung  selama
kurun  waktu  itu.  Daerah-daerah  aktif yang dimaksud bisa dilihat di Tabel 3-1.
Kemudian,  untuk masing-masing daerah  aktif  tersebut  di  atas  evolusi daerah aktif selama 5 hari sebelum flare terjadi diamati, dengan melihat perubahan  luas  daerah  aktif,  jumlah bintik  matahari,  dan  jumlah flare yang terjadi  pada  kurun  itu.  Gambar  3-6  di bawah  menunjukkan  perubahan  yang berlangsung pada beberapa daerah aktif terpilih. Yang dipilih di sini adalah yang tampak  sangat  jelas  menunjukkan penurunan  luas  daerah  aktif  beberapa saat sebelum flare terjadi.

## Tabel 3-1: DAFTAR  DAERAH  AKTIF  DALAM  KURUN  WAKTU  1998-2004  DENGAN  KELAS  SINAR  X
FLARE > 3
Tanggal NOAA Puncak Kelas flare 22-Nov-98 8392 6:42:00 X3.7 28-Nov-98 8395 5:52:00 X3.3 14-Jul-00 9077 10:24:00 X5.7 15-Apr-01 9415 13:50:00 X14.4 25-Aug-01 9591 16:45:00 X5.3 15-Jul-02 10030 20:08:00 X3.0 23-Jul-02 10035 0:35:00 X4.8 24-Aug-02 10085 1:12:00 X3.1 23-Oct-03 10484 8:35:00 X5.4 28-Oct-03 10484 11:10:00 X17.2 29-Oct-03 10486 20:49:00 X10.0 02-Nov-03 10488 17:25:00 X8.3 04-Nov-03 10488 19:50:00 X28 04-Nov-03 10488 19:53:00 X17.4 16-Jul-04 10649 13:55:00 X3.6
0 10 20 30 40 24/Nov 25/Nov 26/Nov 27/Nov 28/Nov 29/Nov 30/Nov H ar ga Waktu NOAA 8392 Luas bintik Matahari 0 2 4 6 8 10 24/Nov 25/Nov 26/Nov 27/Nov 28/Nov 29/Nov 30/Nov H arg a Waktu NOAA 8392 jumlah bintik jumlah flare 0 200 400 600 800 1000 1200 7/Jul 8/Jul 9/Jul 10/Jul 11/Jul 12/Jul 13/Jul 14/Jul 15/Jul H ar ga Waktu NOAA 9077 Luas bintik Matahari
Gambar 3-6: Proses evolusi beberapa daerah aktif yang menghasilkan flare dengan kelas X >3 dalam kurun  waktu  1998-2004.  Tanda  panah  menunjukkan  saat flare terjadi.  Luas  harian bintik Matahari dinyatakan dalam satuan per sejuta luas permukaan Matahari
Dari  gambar-gambar  tersebut  di atas,  tampak  bahwa  secara  umum jumlah bintik matahari mencapai puncaknya  1-2  hari  sebelum flare terjadi. Demikian juga, luas daerah aktif mengalami  kenaikan  sejak  diamati, tetapi  1-2  hari  sebelum flare terjadi kenaikannya tidak terlalu signifikan. Hal ini  juga  terjadi  pada  perubahan  jumlah flare .
Dari  analisis  tersebut  di  atas, tampak bahwa pengamatan pada daerah aktif  secara  kontinu  bisa  dipakai sebagai  salah  satu  sarana  dalam membuat  pra  kiraan  tentang flare atau CME yang akan terjadi.
Dari  beberapa  pengamatan  di atas tampak bahwa terjadinya flare bisa diduga  dengan  melakukan  pengamatan pada  satu  kelompok  bintik  Matahari selama beberapa hari. Meskipun demikian,  penggunaan  cara  ini  dalam
membuat prakiraan tentang saat terjadinya flare tidak bisa lebih teliti dari satu  hari  karena  data  yang  dipakai hanya berselang satu hari.
Selain  itu,  dari  berbagai  data yang  diamati,  tampak  bahwa  peristiwa terjadinya flare tidak  selalu  didahului dengan  kecenderungan  menurunnya luas daerah aktif beberapa hari sebelum flare terjadi.

## 4  KESIMPULAN
Pelontaran  massa  korona  (CME) dan flare adalah dua  gejala  di matahari yang  bisa  memberikan  dampak  cukup besar  bagi  Bumi.  Analisis  pada  daerah- daerah  aktif  yang  memiliki  kemungkinan cukup  besar  untuk  menghasilkan  dua gejala ini patut dilakukan dalam rangka mendapatkan informasi mengenai prekursor  peristiwa  CME  dan flare tersebut.
0 500 1000 1500 2000 27/Oct 28/Oct 29/Oct 30/Oct 31/Oct 1/Nov 2/Nov 3/Nov 4/Nov 5/Nov H ar ga Waktu NOAA 10488 Luas bintik Matahari 0 20 40 60 80 27/Oct 28/Oct 29/Oct 30/Oct 31/Oct 1/Nov 2/Nov 3/Nov 4/Nov 5/Nov H ar ga Waktu NOAA 10488 jumlah bintik jumlah flare
Dalam  hubungan  ini,  analisis pada  daerah-daerah  super  aktif  (seperti pada  daerah  yang  menghasilkan flare Halloween dan flare Hari  Bastille)  serta daerah-daerah  aktif  lainnya  memberikan kesempatan  cukup  luas  dalam  menelaah prekursor  kedua  peristiwa  tersebut. Seperti  yang  terlihat  pada  Gambar  3-6 di  atas,  pengamatan  pada  evolusi daerah  aktif  selama  beberapa  waktu bisa  memberikan  informasi  mengenai kapan peristiwa CME atau flare tersebut berlangsung. Informasi ini cukup penting  untuk  memberikan  semacam peringatan  dini  tentang  akan  terjadinya CME atau flare tersebut.
Analisis  pada  perubahan  luas daerah aktif yang diduga akan menghasilkan flare perlu  dilakukan dengan  lebih mendalam,  terutama  pada daerah-daerah aktif yang cukup kompleks kelas  magnetiknya.  Ini  terutama  untuk mempelajari  dengan  lebih  mendalam perlilaku  daerah-daerah  aktif  tersebut, mengapa ada yang mengalami penurunan  luas  dan  ada  yang  tidak mengalami  penurunan  luas  sebelum flare terjadi.
Lalu apa yang sebenarnya terjadi dalam proses peluruhan bintik matahari yang  kemudian  diikuti  dengan  ledakan flare atau  pancaran  CME.  Apakah memang  ada  hubungan  kausal  antara keduanya?
Beberapa  peneliti  telah  mencoba mencari  hubungan  antara  peluruhan daerah  aktif  dengan  peristiwa  ledakan flare dan CME. Salah satu di antaranya adalah  Zhang et  al .  (2001)  yang melakukan  analisis  pada  peristiwa flare dan  CME  14  Juli  2000  (Peristiwa  Hari Bastille)  yang  berlangsung  di  daerah aktif NOAA 9077.
Mereka mengamati bahwa medan magnet  yang  terdapat  di  daerah  aktif tersebut  saling  meniadakan  saat  garis- garis gayanya mengalami rekoneksi. Hal ini kemudian tampil dalam berkurangnya luas  daerah  aktif,  khususnya  daerah bintik  matahari  karena  energi  medan
magnet  yang  ada  di  situ  kemudian berubah  menjadi  energi  kinetik  partikel dan  radiasi  dan  kemudian  muncul dalam  bentuk flare dan  pelontaran massa  korona.  Wang  dan  Shi  (1993) mengusulkan  proses  rekoneksi  yang berlangsung  dalam  dua  langkah,  yaitu yang  berlangsung  di  daerah  fotosfer yang  berlangsung  secara  lambat  dan bersifat  kontinu.  Rekoneksi  lambat  ini mengubah energi medan magnet menjadi  panas  dan  energi  kinetik,  dan selanjutnya  proses  ini  menghantarkan energi  magnet  dan  kompleksitas  medan magnet  ke  daerah  atmosfer  yang  lebih tinggi,  yaitu  ke  korona.  Di  daerah  ini berlangsung  rekoneksi  tahap  kedua yang  bersifat  eksplosif  dan  teramati dalam bentuk flare atau CME.
Terkait dengan analisis perubahan luas  daerah  aktif,  diperlukan  telaah yang  lebih  mendalam  mengenai  evolusi medan magnet daerah aktif itu sebelum flare terjadi.  Diharapkan  ini  bisa menjawab  pertanyaan  mengapa  tidak semua flare didahului  dengan  peristiwa penurunan luas daerah aktif.

## UCAPAN TERIMA KASIH
A.G.A. mengucapkan terima kasih kepada E. Sungging Mumpuni dan R.  Priyatikanto  atas  diskusi-diskusinya yang cukup mencerahkan.

## DAFTAR RUJUKAN
Cid, C., Palacios, J., Saiz, E., Cerrato, Y.,  Aguado,
J.,    Guerrero,  A.,  2013. Modeling  the
Recovery Phase of Extreme Geomagnetic Storms , Journal of Geophysical
Research:  Space  Physics,  vol.  118,
4352–4359.
Dumbovic, M. Devos, A., Vrsnak, B., Sudar, D., Rodriguez,  L.,  Ruzdjak,  D.,  Leer,  K., Vennerstrøm,  S.,  Veronig,  A.,  2014. Geoeffectiveness  of  Coronal  Mass Ejections  in  the  SOHO  Era ,  Solar Physics 290 (2), 579-612. Fainshtein, V.G., Egorov, Ya I., 2015. Initiation of  CMEs  Associated  with  Filament Eruption ,  and  the  nature  of  CME
related  shocks,  Advances  in  Space Research, Volume 55, Issue 3, 798-807. Gopalswamy, N., Yashiro, Xie, H., S., Akiyama,
S., Makela, P., 2009a. Large Geomagnetic  Storms  Associated  with
Limb  Halo  Coronal  Mass  Ejection , Advances  in  Geosciences  vol.  21: Solar and  Terrestrial  Science,  ed.  Marc Duldig,  World  Scientific  Publishing Company.
Gopalswamy,  N.,  Akiyama,  S.,  Yashiro,  S., Makela,  P.,  2009b. Coronal  Mass Ejections from Sunspot and non-Sunspot Regions “ Magnetic Coupling between the Interior and the Atmosphere of the Sun” , ed.  S.  S.  Hasan  dan  R.  J.  Rutten,
Astrophysics and Space Science
Proceedings, Springer-Verlag, Heidelberg,
Berlin.
Gopalswamy,  N.,  Yashiro,  S.,  Michalek,  G.,  et al.,  2009c. The  SOHO/LASCO  CME Catalog , Earth Moon and Planets, 104, 295.
Grechnev,  V.V.,  Uralov,  A.M.,  Chertok,  I.M.,
Slemzin,  V.A.,  Filippov,  B.P.,  Egorov, Ya.  I.,  Fainshtein,  V.G.,  Afanasyev, A.N., Prestage, N.P., Temmer, M., 2014.
A Challenging Solar Eruptive Event of 18 November  2003  and  the  Causes  of  the
20  November  Geomagnetic  Superstorm , II.  CMEs,  Shock  Waves,  and  Drifting Radio  Bursts,  Solar  Physics,  Volume 289, Issue 4, 1279-1312.
Tsurutani, B. T., Judge, D. L., Guarnieri, F. L. Gangopadhyay, P. Jones, A. R., Nuttall, J.,  Zambon,  G.  A.,    Didkovsky,  L., Mannucci,  A.  J.,  Iijima,  B.,  Meier,  R. R.., Immel, T. J., Woods, T. N., Prasad, S., Floyd, L., Huba, J., Solomon, S. C., Straus,  P.,  Viereck,  R.,  2005. The October  28,  2003  Extreme  EUV  Solar Flare  and  Resultant  Extreme  Ionospheric Effects: Comparison to Other Halloween Events  and  The  Bastille  Day  Event , Geophysical  Research  Letters,  vol.  32, L03S09.
Wang,  J.,  Shi,  Z.,  1993. The  Flare-Associated Magnetic  Changes  in  Active  Regions ,  II Flux Emergences and Cancellation, Sol.
Phys. 143, 119.
Y.  Wang,  Chen,  C.,  Gui,  B.,  Shen,  C.,  Ye,  P., and Wang, S., 2011. Statistical Study of
Coronal Mass Ejection Source Locations: Understanding CMEs Viewed in Coronagraphs , Journal  of  Geophysical
Research Atmospheres 116 (A12 ).
Zhang,  J.,  Wang,  J.,  Deng,  Y.,  Wu,  D.,  2001.
Astrop . J. Lett. 548, L99.