## ESTIMASI BADAI GEOMAGNET BERDASARKAN KONDISI KOMPONEN ANGIN SURYA DAN MEDAN MAGNET ANTARPLANET (ESTIMATION OF GEOMAGNETIC STORM BASED ON SOLAR WIND COMPONENT’S AND INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD CONDITION )
Anwar Santoso, Mamat Ruhimat, Rasdewita Kesumaningrum, Siska Fillawati Pusat Sains Antariksa
Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djundjunan 133 Bandung 40173 Indonesia e-mail: anwar.santoso@lapan.go.id Diterima 8 Mei 2016; Direvisi 18 April 2017; Disetujui 19 Juli 2017

## ABSTRACT
One  of  the  space  weather  phenomena  is  geomagnetic  storms.  Geomagnetic  storms  were caused  by  the  entry  of  fast  solar  wind  due  to  Coronal  Mass  Ejection  in  conjunction  with  the Interplanetary  Magnetic  Field  (IMF  )Bz.  that  leads  to the  south.  Conditions  of  solar  wind  component along  southward  of    IMF  Bz  before  geomagnetic  storms  can  determine  the  formation  of  geomagnetic storms.  In  addition,  through  the  solar  wind  conditions  and  Bz  component  of  the  IMF  before  the geomagnetic  storm  intensity  of  geomagnetic  storms  can  be  estimated  through  the  model  of geomagnetic  storms  as  a  function  of  the  density  of  solar  wind  and  geomagnetic  storms  models  as  a combined function of the density and speed of the solar wind. This case study used geomagnetic storm events data occurred in March 17, 2013; February 19, 2014; March 17, 2015; and June 23, 2015. The results  of  the  study  showed  that  the  estimates  of  the  geomagnetic  storms  (Dst  index)  based  on  the condition of the solar wind components before geomagnetic storms and geomagnetic storm models as a  combined  function  of  the  density  and  velocity  components  of  the  solar  wind  were  still  quite  good. However,  the  estimates  of  the  geomagnetic  storms  using  the  model  as  a  combined  function  of  the density and velocity components of the solar wind with the average deviation of 17,6 nT (12.8%) were better  than  using  the  model  of  geomagnetic  storms  as  a  function  of  the  solar  wind  density  with  the average deviation of 37.3 nT (27.6%).
Keywords: solar wind parameters, Interplanetary Magnetic Field, geomagnetic storm

## ABSTRAK
Salah  satu  fenomena  cuaca  antariksa  adalah  badai  geomagnet.  Badai  geomagnet  terjadi akibat masuknya angin surya cepat karena lontaran massa korona bersamaan dengan Bz Interplanetary Magnetic  Field ( IMF) yang mengarah ke selatan. Kondisi komponen angin surya bersama arah selatan Bz  IMF  sebelum  badai  geomagnet  dapat  menentukan  pembentukan  badai  geomagnet.  Selain  itu, melalui kondisi komponen angin surya dan Bz IMF sebelum badai geomagnet  maka intensitas badai geomagnet dapat diestimasi melalui model badai geomagnet sebagai fungsi kerapatan angin surya dan model badai geomagnet sebagai fungsi gabungan kerapatan dan kecepatan angin surya. Untuk studi kasus digunakan data kejadian  badai geomagnet  pada 17 Maret 2013, 19 Februari 2014, 17 Maret 2015  dan  23  Juni  2015.  Hasil  studi  diperoleh  bahwa  estimasi  badai  geomagnet  (indeks  Dst) berdasarkan  kondisi  komponen  angin  surya  sebelum  badai  geomagnet  dan  model  badai  geomagnet sebagai fungsi gabungan komponen kerapatan  dan kecepatan angin surya masih cukup baik. Namun demikian, estimasi badai geomagnet menggunakan model badai geomagnet sebagai fungsi gabungan komponen kerapatan dan kecepatan angin surya dengan deviasi rata-rata 17,6 nT (12,8%) lebih baik daripada model badai geomagnet sebagai fungsi kerapatan  angin surya dengan deviasi rata-rata 37,3 nT (27,6%).
Kata kunci: parameter angin surya, medan magnet antarplanet, badai geomagnet

## 1 PENDAHULUAN
Riset cuaca antariksa merupakan kegiatan penting  di Pusat Sains Antariksa LAPAN  untuk  mempelajari  karakteristik dan  sumber  pembangkitnya  sehingga dapat  dimanfaatkan  untuk  mitigasi terhadap  dampak  yang  ditimbulkannya di lingkungan Bumi seperti diamanatkan dalam  Undang-undang  No.  21  Tahun 2013.  Matahari  merupakan  sumber utama penggerak cuaca antariksa. Salah satu fenomena di Matahari yang menjadi sumber penggerak cuaca antariksa adalah Coronal Mass Ejection (CME) atau lontaran massa  korona.  Ketika  terjadi  lontaran massa  korona,  partikel-partikel  dan medan magnet dilontarkan ke antariksa. Partikel-partikel  tersebut  terbawa  serta oleh angin surya ( Solar Wind , SW). Angin surya  yang  menuju  Bumi  akan  ber- tumbukan  dengan  magnetosfer.  Dalam tumbukan ini akan terjadi injeksi energi medan listrik melalui mekanisme rekoneksi  (Burton  dkk. ,  1975;  O’Brien dan  McPherron,  2000;  Ballatore  dan Gonzalez, 2003, Russell, 2006). Selanjut-
nya dari energi yang dihasilkan tersebut akan  menyebabkan  pertumbuhan  arus cincin  di  sekitar  Bumi.  Pertumbuhan arus cincin akibat masuknya energi medan listrik  akan  memicu  gangguan  medan magnet  Bumi  dengan  skala  global (Gonzales dkk., 1994; Nagatsuma, 2002; Kivelson dan Russell, 1995;  Gopalswamy, 2009;  Russel,  2006;  Khabarova,  2007; Santoso, 2010). Peristiwa ini dinamakan badai  geomagnet  ( magnetic  storm ). Ketika  rekoneksi  berlangsung,  injeksi partikel-partikel yang berasal dari lontaran masa  korona  tersebut  di  atas  akan semakin intens bersamaan dengan medan magnet antarplanet mengarah ke selatan ( Interplanetary Magnetic Field arah Bz(-)) . Angin  surya  yang  terlibat  rekoneksi terproyeksi  dalam  komponen  densitas (Nsw  dalam  1/cm 3 ),  kecepatan  (Vsw dalam  km/detik)  dan  tekanan  (Psw dalam  nPa).  Perpaduan  antara  aktivitas di  permukaan  Matahari  dan  komponen- komponen angin surya dengan Interplanetary  Magnetic  Field (IMF)  atau medan  magnet  antarplanet  arah  selatan
(Bz  dalam  nT)  menentukan  kuat  atau lemahnya  pertumbuhan  arus  cincin  di magnetosfer.  Bahkan  bisa  menentukan intensitas badai geomagnet yang dibentuknya  (Yermolaev  dkk.,  2005; Khabarova,  2007;  Futaana  dkk.,  2007; Jadeja  dkk.,  2008;  Gopalswamy,  2009). Intensitas  badai  geomagnet  di  ekuator, lintang rendah dan menengah dinyatakan dengan  indeks  Dst  (dalam  nT).  Tingkatan kuat  badai  geomagnet  (melalui  indeks Dst) dapat dikelompokkan menjadi lemah (Dst  >  -50nT);  sedang  (-50  nT  >  Dst  >  - 100 nT); kuat (-100 nT > Dst > -200 nT); sangat  kuat  (-200  nT  >  Dst  >  -300  nT) dan  super  badai  (Dst  <  -300  nT)  (Loewe dan Prolls, 1997).
Umumnya,  pertumbuhan  arus cincin yang menimbulkan badai geomagnet  dipengaruhi  oleh  tekanan dinamik  angin  surya.  Vsw  merupakan salah  satu  komponen  tekanan  dinamik tersebut.  Namun,  beberapa  fenomena pertumbuhan arus cincin terjadi bersamaan  kuatnya  komponen  densitas dan tekanan angin surya tanpa kenaikan  komponen  kecepatan  angin surya.  Berdasarkan  kondisi  tersebut, Khabarova
(2007) memperkenalkan formulasi  kaitan  antara  Bz  dan  Nsw yakni :
(1-1)
Dengan  P  adalah  fungsi  linier antara Bz min dengan  densitas  angin  surya  (N) dan dT adalah  durasi  waktu  antara  N mencapai  maksimum  dan  Bz  mencapai minimum (jam).
Dari  studi  kasus  terhadap  30 kejadian  badai  geomagnet  sepanjang 1995-2001,  Khabarova  (2007)  telah memperoleh kaitan antara Dst dengan P yakni:
Dst = -4,5 + 6,5 P (1-2)
Dalam makalah ini persamaan (1-2) disebut  dengan  model  badai  geomagnet sebagai  fungsi  komponen  kerapatan angin  surya.  Dst  sebenarnya  merepre- sentasikan ukuran arus gabungan antara arus  cincin  dan  arus magnetopause . Oleh karenanya, Dst ini harus dikoreksi dari  pengaruh  arus  magnetopause.  Dst yang  terkoreksi  arus  magnetopause dinotasikan  dengan  Dst*.  Dst*  dirumus- kan sebagai:
(1-3)
Dengan  Dst * menyatakan  indeks Dst  yang  dibangkitkan  hanya  oleh  arus cincin,  Konstanta  b  =  4,68  nT/  (nPa) 1/2 dan  c  =  7,26  nT/  (nPa) 1/2 (Burton  dkk., 1975;  O’Brien  dan  McPherron,  2000; Ballatore and Gonzalez, 2003).
Oleh karena kenyataannya, banyak kejadian  badai  geomagnet  dibangkitkan oleh  komponen  kecepatan  (Vsw)  angin surya,  maka  dalam  makalah  ini  penulis memperkenalkan  juga  variabel  P  ( fitting factor )  sebagai  fungsi  V SW dengan mengadopsi dan memodifikasi variabel P sebagai fungsi kerapatan (Nsw) angin surya yang diperkenalkan oleh Khabarova (2007) seperti ditunjukkan pada persamaan (1-1) sehingga diperoleh P sebagai fungsi Vsw dengan formulasinya sebagai,
(1-4)
Dengan dT adalah  waktu  antara  Bz minimum dan puncak Vsw.
Banyak  juga  kejadian  badai geomagnet dibangkitkan oleh perpaduan perilaku  komponen  Nsw  dan  Vsw sehingga  P  yang  mewakili  kombinasi pengaruh  komponen  Vsw  dan  Nsw (gabungan  Persamaan  (1-1)  dan  (1-4)) diformulasikan sebagai,
P tot = P + P Bz-Vsw P tot = P Bz-Nsw + P Bz-Vsw (1-5)
Dengan  P  sebagai  fungsi  Nsw  dari Persamaan  (1-1). P Bz-Vsw adalah  variabel P  sebagai  fungsi  kecepatan  angin  surya (Vsw)  yang  diadopsi  dari  Khabarova (2007).
Dengan menggunakan 64 kejadian badai geomagnet sepanjang tahun 1996- 2006  maka  penulis  telah  memperoleh kaitan  antara P tot dengan  Dst*minimum yakni,
Dst* = 1,599(P total ) – 34,48 (1-6)
Persamaan (1-6) ini disebut dengan model  badai  geomagnet  sebagai  fungsi gabungan  komponen  kerapatan  dan kecepatan angin surya.
Dalam  makalah  ini  dilakukan estimasi badai geomagnet menggunakan model  badai  geomagnet  sebagai  fungsi kerapatan  angin  surya  dan  model  badai geomagnet  sebagai  fungsi  gabungan komponen  kerapatan  dan  kecepatan angin  surya.  Dengan  membandingkan kedua  hasil  ini  diharapkan  kejadian badai  geomagnet  terutama  yang  ekstrim dapat diperkirakan. Selanjutnya, dimanfaatkan  untuk  mitigasi  terhadap dampak yang merugikannya.

## 2 DATA DAN METODE
Data  yang  digunakan  adalah indeks  Dst dari  universitas  Kyoto, Jepang  (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/ dst_final/index.html)  tahun  2013-2015 , komponen  angin  surya  (densitas,  Nsw; kecepatan,  Vsw;  tekanan,  Psw)  dan komponen  Bz  IMF    dari  NASA/Goddard Space  Flight  Center,  Amerika  Serikat (http://omniweb.gsfc.nasa.gov/form/dx1. html) tahun 2013-2015.
Dari identifikasi indeks Dst tahun 2013-2015  maka  diperoleh  8  kejadian badai  geomagnet  kuat  (Dst  <  -100  nT), seperti ditunjukkan pada Tabel 2-1.
Tabel 2-1:  DAFTAR
KEJADIAN BADAI
GEOMAGNET  KUAT  (Dst,  -100  nT) TAHUN 2013-2015 No. Tanggal Kejadian Dst Minimum 1 17 Maret 2013 -132 nT 2 1 Juni 2013 -119 nT 3 19 Februari 2014 -116 nT 4 17 Maret 2015 -132 nT 5 23 Juni 2015 -204 nT 6 7 Oktober 2015 -124 nT 7 20 Desember 2015 -170 nT 8 31 Desember 2015 -109 nT
Sebagai studi kasus dipilih kejadian  badai  geomagnet  tanggal  17 Maret 2013, 19 Februari 2014, 17 Maret 2015  dan  23  Juni  2015.  Berikutnya dilakukan  penentuan  penentuan  P Bz-Nsw dari  Persamaan  (1-1)  dengan  input  Bz, Nsw  dan  dT  pada  empat  kejadian  badai geomagnet kuat pada tanggal tersebut di atas.   P Bz-Nsw yang diperoleh  selanjutnya diinputkan  ke  model  badai  geomagnet sebagai  fungsi  kerapatan  angin  surya untuk  mengestimasi  Dst.  Dengan  input Bz,  Nsw  dan  dT  pada  kejadian  badai geomagnet  tanggal  17  Maret  2013,  19 Februari  2014,  17  Maret  2015  dan  23 Juni  2015  yang  sama  maka  dilakukan penentuan  P Tot dari  Persamaan  (1-5) yang hasilnya diinputkan ke model badai geomagnet  sebagai  fungsi  gabungan komponen  kerapatan    dan  kecepatan angin  surya  untuk  estimasi  Dst*.  Hasil keluaran model badai geomagnet sebagai fungsi kerapatan angin surya dan model badai geomagnet sebagai fungsi gabungan komponen  kerapatan    dan  kecepatan angin surya kemudian dianalisis dengan membandingkan  hasil  keluaran  antar keduanya  dan  juga  dengan  Dst  data. Dalam  makalah  ini  penulis  mengasumsi- kan  bahwa baik  model  badai  geomagnet sebagai  fungsi  kerapatan  angin  surya maupun model badai geomagnet sebagai
fungsi  gabungan  komponen  kerapatan dan  kecepatan  angin  surya  akan memiliki  efisiensi  dan  daya  guna  yang tinggi  untuk  kegiatan  estimasi  badai geomagnet  apabila  selisih  waktu  antara Bz mencapai  minimum  dan  Dst mencapai  minimum  adalah  minimal  3 jam.  Hal  ini  karena  kedua  model mempunyai  masukan  Bz  minimum sebagai  salah  satu  faktor  penentunya yakni  dalam  formulasi  P Bz-Nsw dan  P total . Sehingga apabila selisih waktu antara Bz mencapai  minimum  dan  Dst  mencapai minimum  adalah  0  atau  hanya  1  jam maka ketika Bz mencapai minimum, Dst juga  sudah  mencapai    minimum. Estimasi badai geomagnet menggunakan kedua  model  tersebut  dengan  masukan Bz  minimum  menjadi  tidak  efisien  dan tidak berdaya guna.

## 3 HASIL PEMBAHASAN
Dengan  model  badai  geomagnet sebagai  fungsi  kerapatan  angin  surya (Persamaan  1-1)  dan  model  badai geomagnet  sebagai  fungsi  gabungan komponen  kerapatan    dan  kecepatan angin  surya  (Persamaan  1-6)  maka estimasi  kejadian  badai  geomagnet  dan sekaligus  besar  intensitasnya  dapat dilakukan.  Sayangnya,  rumus  ini  masih memiliki kelemahan atau kurang bermanfaat  jika dT yakni  durasi  waktu antara Nsw atau Nsw mencapai maksimum  dengan  Bz  minimum  terjadi di  sekitar  Dst  minimum  atau  puncak intensitas  badai  geomagnet.  Hal  ini dikarenakan parameter P total mengandung variabel dT tersebut. Contohnya fenomena ini  dijumpai  pada  kegiatan  pengolahan data  sebelumnya  yakni  pada  kejadian badai  geomagnet  yang  ilustrasinya seperti ditunjukkan pada Gambar 3-1.
Gambar 3-1, menunjukkan perilaku  komponen  angin  surya  (Nsw, Vsw,  dan  Psw)  dan  Bz  IMF  sebelum
badai  geomagnet  4  Mei  1998.  Dari Gambar  3-1  diketahui  bahwa  intensitas badai  geomagnet  maksimum  terjadi pukul 05.00 UT pada 4 Mei 1998 (Dst = -205  nT).  Bz  IMF  mencapai  nilai minimum  pukul  04.00  UT  pada  4  Mei 1998.  Demikian  pula  komponen  Nsw dan  Vsw  angin  surya  mencapai  puncak pada  pukul  04.00  UT,  4  Mei  1998. Selisih  waktu  antara  Bz  IMF  mencapai minimum dengan Dst mencapai minimum hanya sebesar 1 jam. Dengan kondisi ini maka penerapan model badai geomagnet sebagai  fungsi  kerapatan  angin  surya dan  model  badai  geomagnet  sebagai fungsi  gabungan  komponen  kerapatan dan  kecepatan  angin  surya  untuk estimasi Dst minimum kurang efisien.
Gambar 3-1: Perilaku  parameter  angin  surya, Bz  IMF  dan  indeks  Dst  pada  saat badai  geomagnet  tanggal  4  Mei 1998
Sementara  itu,  untuk  kondisi lainnya  yaitu  jika  maksimum  Vsw  atau Nsw  dan  Bz  minimum  terjadi  tidak  di sekitar  Dst  minimum  maka  penerapan rumus  model  badai  geomagnet  sebagai fungsi kerapatan angin surya dan  model badai geomagnet sebagai fungsi gabungan komponen  kerapatan  dan  kecepatan angin surya untuk estimasi Dst minimum akan  berdayaguna tinggi.  Contohnya fenomena  ini  dijumpai  pada  kegiatan pengolahan data sebelumnya yakni pada kejadian badai geomagnet yang

## ilustrasinya  seperti  ditunjukkan  pada
Gambar 3-2.
Gambar 3-2: Perilaku  parameter  angin  surya, Bz  IMF  dan  indeks  Dst  pada  saat badai  geomagnet  20  November
2003
Gambar 3-2,
menunjukkan perilaku  komponen  angin  surya  (Nsw, Vsw,  dan  Psw)  dan  Bz  IMF  sebelum badai  geomagnet  tanggal  20  November 2003. Dari Gambar 3-2, diketahui bahwa intensitas  badai  geomagnet  maksimum terjadi  pukul  20.00  UT  pada  20 November 2003 (Dst = -422 nT). Bz IMF mencapai  nilai  minimum  pukul  15.00 UT,  20  November  2003.  Sedangkan komponen  Nsw  dan  Vsw  angin  surya mencapai puncak pada pukul 09.00 UT, 20 November 2003. Selisih waktu antara Bz  IMF  mencapai  minimum  dengan  Dst mencapai  minimum  sebesar  5  jam. Kondisi  ini  relatif  masih  cukup  efisien untuk menerapkan model badai geomagnet sebagai  fungsi  kerapatan  angin  surya dan  model  badai  geomagnet  sebagai fungsi  gabungan  komponen  kerapatan dan  kecepatan  angin  surya  untuk estimasi  Dst  minimum.  Kondisi  yang paling  ideal  untuk  menerapkan  model badai geomagnet sebagai fungsi kerapatan angin surya dan  model badai geomagnet sebagai  fungsi  gabungan  komponen kerapatan  dan  kecepatan  angin  surya yaitu  jika  jeda  waktu  Bz  mencapai minimum dengan Dst mencapai minimum lebih  lama  lagi  dan  jeda  waktu  Bz mencapai  minimum  tidak  terlalu  besar dengan puncak nilai Nsw dan Vsw.
Dengan  demikian  untuk  jeda waktu  ketika  Bz  mencapai  minimum sampai Dst minimum berkisar antara 2- 3  jam,  maka  estimasi  kejadian  badai geomagnet dan sekaligus besar intensitasnya  masih  logis  untuk  dapat dilakukan  menggunakan  model  badai geomagnet  sebagai  fungsi  komponen kerapatan    angin  surya  yakni  Dst  =  6,5 (P Bz-Nsw ) – 4,5  dan  model  badai  geomagnet sebagai  fungsi  gabungan  komponen kerapatan    dan  kecepatan  angin  surya yakni Dst* = 1,599 (P Total ) – 34,48.
Sebagai  studi  kasus,  dalam makalah  ini  dianalisis  4  kejadian  badai geomagnet  dengan  Dst  <  -100  nT sepanjang 2013-2015.
Studi Kasus I : Estimasi Badai Geomagnet (Dst = -132 nT) tanggal 17 Maret 2013 Badai  geomagnet  17  Maret  2013 diduga  terjadi  karena  dipicu  oleh kejadian flare yang diikuti oleh  lontaran massa  korona  pada  15  Maret  2013 pukul  17.20  UT  (http://cdaw.gsfc.nasa. gov/CME_list/UNIVERSAL/). Akibat lontaran  massa  korona  ini  maka parameter  angin  surya  mengalami kenaikan  mendadak  ketika  rekoneksi. Bersamaan  dengan  itu,  medan  magnet antar  planet  (IMF)  sedang  mengarah  ke selatan  sehingga  menyebabkan  badai geomagnet yang ditandai dengan terdepresinya  indeks  Dst  sampai  nilai -132  nT  pada  17  Maret  2013  pukul 20.00  UT,  seperti  ditunjukkan  pada Gambar 3-3.
Identifikasi  terhadap  parameter angin  surya,  IMF  Bz  dan  indeks  Dst diperoleh Bz = -14,4; Nsw = 14.2; Vsw = 721  km/s; d T  (Bz-N)  =  1; d T  (Bz-V)  =  1 dan Pa = 6,25.
Berdasakan  data  tersebut,  kita hitung  P Bz-Nsw menggunakan  Persamaan (1-1),  P Bz-Vsw menggunakan  Persamaan (1-4) dan P total menggunakan Persamaan (1-5), sehingga diperoleh P Bz-Nsw = -18,22; P Bz-Vsw =  -41,25  dan  P Total =  -59,42. Kemudian,  dilakukan  estimasi  Dst  dan Dst*  minimum  untuk  kejadian  badai geomagnet  tanggal  17  Maret  2013
-450 -400 -350 -300 -250 -200 -150 -100 -50 0 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20 30 0 4 8  12  16  20  24  28  32  36  40  44 A m p lit u d o (V sw , D st , P sw , Bz) Waktu (UT) Variasi komponen Angin surya, Bz IMF dan indeks Dst (Dst = -422 nT) Tanggal 20-21 November 2003 Bz Nsw Amp lit u d o (N sw )
menggunakan  model  badai  geomagnet sebagai  fungsi  kerapatan  angin  surya dan  model  badai  geomagnet  sebagai fungsi  gabungan  komponen  kerapatan dan  kecepatan  angin  surya,  maka diperoleh  Dst  =  6,5  (-18,22) – 4,5  = -122,93 dan Dst* =  1,599  (-59,4197) – 34,48 =-129,49 nT.
Gambar 3-3: (atas)  Variasi  indeks  Dst  Bulan
Maret  2013  (http://wdc.kugi.kyoto- u.ac.jp/dst_provisional/201303/in dex.html), (bawah) Perilaku parameter  angin  surya,  Bz  IMF dan  indeks  Dst  (http://omniweb. gsfc.nasa.gov/form/dx1.html) pada saat  badai  geomagnet  17  Maret 2013
Dibandingkan  dengan raw data Dst  minimum  (-132  nT),  diperoleh deviasi  antara  Dst  minimum raw data dengan  hasil model  badai  geomagnet sebagai  fungsi  kerapatan  angin  surya sebesar  -9,07  nT  (6,87%)  dan  terhadap Dst*  sebesar  -2,51  nT  (1,90%).  Yang menarik  dalam  kasus  ini,  jeda  waktu antara  Bz  mencapai  minimum  sampai Dst  mencapai  minimum  adalah  11  jam. Hal  ini  berarti  sudah  dapat  diestimasi nilai  Dst  minimum  11  jam  sebelum  Dst tersebut  benar-benar  mencapai  titik minimumnya.
Studi Kasus II :Estimasi Badai Geomagnet (Dst = -112 nT) 19 Februari 2014
Peristiwa  badai  geomagnet  pada kejadian ini diduga terjadi karena dipicu oleh dua kejadian flare yang diikuti oleh lontaran  massa  korona  yaitu  flare tanggal  16  Februari  2014  pukul  10.00 UT dan tanggal 18 Februari 2014 pukul 01.36 UT. Kedua lontaran massa korona ini  mengakibatkan  parameter  angin surya  mengalami  kenaikan  mendadak ketika rekoneksi. Bersamaan dengan itu, medan magnet antar planet (IMF) sedang mengarah  ke  selatan  cukup  kuat sehingga indeks Dst mencapai nilai -112 nT pada tanggal 19 Februari 2014 pukul 08.00  UT,  seperti  ditunjukkan  pada Gambar 3-4.
Gambar 3-4: (atas)  Variasi  indeks  Dst  Bulan Februari  2014  (http://wdc.kugi. kyoto-u.ac.jp/dst_realtime/  2014 02/index.html),  (bawah)  Perilaku parameter  angin  surya,  Bz  IMF dan  indeks  Dst  (http://omniweb. gsfc.nasa.gov/form/dx1.html) pada saat badai geomagnet tanggal 19 Februari 2014
Sesudah  dilakukan  identifikasi terhadap  parameter  angin  surya  diperoleh Bz = -12,6; Nsw = 10,5; Vsw = 474 km/s; d T  (Bz-N)  =  1; d T  (Bz-V)  =  1  dan  Pa  = 4,27.
Berdasakan  perhitungan  seperti yang  dilakukan  pada  kasus  I  diperoleh P Bz-Nsw =  -15,84;  P Bz-Vsw =  -34,37  dan P Total = -50,21.
Hasil  estimasi  terhadap  Dst  dan Dst*  minimum  didapat  Dst  =  -107,46 dan  Dst*  =  -114,77  nT.  Deviasi  antara Dst minimum raw data dengan Dst hasil keluaran model badai geomagnet sebagai fungsi  kerapatan  angin  surya  sebesar 4,54  nT  (-4,05%).  Sedangkan  terhadap Dst* hasil  keluaran  model  badai geomagnet  sebagai  fungsi  gabungan komponen  kerapatan    dan  kecepatan angin  surya  sebesar  -2,77  nT  (2,47%). Jeda waktu antara Bz mencapai minimum sampai  Dst  mencapai  minimum  adalah 4 jam.
Studi  Kasus  III :  Estimasi  Badai Geomagnet (Dst = -223 nT) 17 Maret 2015
Gambar 3-5 memperlihatkan parameter  angin  surya  yang  mengalami kenaikan  mendadak  ketika  rekoneksi dikarenakan  adanya  flare  yang  diikuti oleh  lontaran  massa  korona  pada  15 Maret  2015.  Bersamaan  dengan  itu, medan magnet antar planet (IMF) sedang mengarah  ke  selatan  cukup  kuat sehingga menyebabkan badai geomagnet yang  ditandai  dengan  terdepresinya indeks  Dst  sampai  nilai  -223  nT,  17 Maret 2015 pukul 22.00 UT.
Gambar 3-5: (atas)  Variasi  indeks  Dst,    Maret 2015  (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac. jp/dst_realtime/201503/index.ht ml),  (bawah)  Kondisi  komponen angin  surya,  Bz  IMF  dan  indeks Dst  (http://omniweb.gsfc.nasa.gov/ form/dx1.html)  pada  saat  badai geomagnet tanggal 17 Maret 2015
Hasil identifikasi terhadap parameter  angin  surya,  IMF  Bz  dan indeks  Dst  diperoleh  Bz  =  -16,3;  Nsw  = 26,2; Vsw = 609 km/s; d T (Bz-N) = 7; d T (Bz-V) = 8 dan Pa = 20,76. Berdasarkan Persamaan (1-1), (1-4) dan (1-5) diperoleh P Bz-Nsw =  -29,84;  P Bz-Vsw =  -86,10  dan P Total =  -115,94.  Selanjutnya  dilakukan estimasi terhadap Dst dan Dst* minimum untuk  kejadian  badai  geomagnet  17 Maret  2015  menggunakan  model  badai geomagnet  sebagai  fungsi  kerapatan angin surya dan model badai geomagnet sebagai  fungsi  gabungan  komponen kerapatan    dan  kecepatan  angin  surya, maka diperoleh Dst = -198,48 dan Dst* = -219,87 nT.
Deviasi antara Dst minimum raw data dengan  Dst hasil  keluaran  model badai geomagnet sebagai fungsi kerapatan angin surya sebesar 24,52 nT (-11%).  Sedangkan  deviasi  antara  Dst minimum raw data dengan  Dst* hasil keluaran model badai geomagnet sebagai fungsi  gabungan  komponen  kerapatan dan kecepatan angin surya sebesar 3,13 nT  (-1,40%).  Adapun  jeda  waktu  antara Bz  mencapai  minimum  sampai  Dst mencapai minimum adalah 14 jam.
Studi Kasus IV :Estimasi Badai Geomagnet (Dst = -204 nT) 23 Juni 2015
Kejadian  badai  geomagnet,  23 Juni  2015  diduga  karena  ditimbulkan oleh dua kejadian flare yang diikuti oleh lontaran  massa  korona.  Akibatnya parameter  angin  surya  mengalami kenaikan  mendadak  ketika  rekoneksi. Pada  saat  itu,  medan  magnet  antar planet (IMF) sedang mengarah ke selatan cukup  kuat  sehingga  menyebabkan indeks  Dst  terdepresi  mencapai  nilai -204  nT  pada  tanggal  23  Juni  2015 pukul  05.00  UT,  seperti  ditunjukkan pada Gambar 3-6.
Gambar 3-6: (atas)  Variasi  indeks  Dst  Bulan Juni  2015  (http://wdc.kugi.kyoto- u.ac.jp/dst_realtime/201506/inde x.html),  (bawah)  Kondisi  komponen angin  surya,  Bz  IMF  dan  indeks Dst  (http://omniweb.gsfc.nasa.gov/ form/dx1.html) pada  saat  badai geomagnet tanggal 23 Juni 2015
Hasil identifikasi terhadap parameter  angin  surya,  IMF  Bz  dan indeks  Dst  diperoleh  Bz  =  -26,3;  Nsw  = 49,9; Vsw = 714 km/s; d T (Bz-N) = 0; d T (Bz-V) = 6 dan Pa = 47,03. Hasil  perhitungan  untuk  P Bz-Nsw , P Bz-Vsw , dan P total secara berurutan adalah sebesar  -26,3;  =  -91,75  dan  -118,05. Diperoleh estimasi Dst dan Dst* minimum untuk kejadian badai geomagnet tanggal 23  Juni  2015  sebesar  -175,45  nT  dan - 223,25 nT.
Deviasi antara Dst minimum raw data dengan  Dst hasil  keluaran  model badai geomagnet sebagai fungsi kerapatan angin surya sebesar 28,55 nT (-14%).  Sedangkan  deviasi  antara  Dst minimum raw data dengan  Dst* hasil keluaran model badai geomagnet sebagai fungsi  gabungan  komponen  kerapatan dan  kecepatan  angin  surya  sebesar -19,25  nT  (9,43%).  Jeda  waktu  yang terjadi  antara  Bz  mencapai  minimum sampai  Dst  mencapai  minimum  adalah 9 jam.
Detail  hasil  estimasi  dan  deviasi dari  model  badai  geomagnet  sebagai
fungsi  komponen  kerapatan    dan  model badai geomagnet sebagai fungsi gabungan komponen  kerapatan    dan  kecepatan angin  surya  pada  masing-masing  studi kasus diberikan pada Tabel 3-1.
Tabel 3-1:  NILAI  HASIL ESTIMASI  DAN DEVIASI
DARI  MODEL  BADAI  GEOMAGNET SEBAGAI FUNGSI KERAPATAN ANGIN  SURYA  DAN  MODEL  BADAI GEOMAGNET  SEBAGAI  FUNGSI GABUNGAN KOMPONEN KERAPATAN

## DAN KECEPATAN ANGIN SURYA
Kasus Badai (Dst raw ) Deviasi Dst Deviasi Dst* nT % nT % 17-03-2013 (-132 nT) -9,1 6,9 -2,5 1,9 01-06-2013 (-119 nT) 70,6 -59,3 44,2 -37,2 19-02-2014 (-112 nT) -8,5 7,4 -1,2 1,1 17-03-2015 (-223 nT) -24,5 11 -3,1 1,4 23-06-2015 (-204 nT) 28,6 14 19,2 -9,4 07-10-2015 (-124 nT) 51,2 -41,3 14,9 -12,0 20-12-2015 (-170 nT) 48,2 -28,3 35,7 -20,9 31-12-2015 (-109 nT) 57,3 -52,6 20,2 -18,5 Rata-rata 37,3 27,6 17,6 12,8 Catatan: rata-rata diperoleh setelah menganulir tanda  +  dan – yang  secara  fisis  hanya menunjukkan  bahwa  bila  bertanda – maka artinya  nilai  model  kurang  dari  nilai  data  dan sebaliknya.
Berdasarkan  hasil  pada  tabel tersebut  maka  dapat  dikatakan  bahwa estimasi  badai  geomagnet  (indeks  Dst) berdasarkan  kondisi  komponen  angin surya  sebelum  badai  geomagnet  dan model  badai  geomagnet  sebagai  fungsi gabungan  komponen  kerapatan    dan kecepatan  angin  surya  masih  cukup baik.  Namun  demikian,  estimasi  badai geomagnet  menggunakan  model  badai geomagnet  sebagai  fungsi  gabungan komponen  kerapatan  dan  kecepatan angin  surya  dengan  deviasi  rata-rata 17,6  nT  (12,8%)  lebih  baik  daripada model  badai  geomagnet  sebagai  fungsi kerapatan    angin  surya  dengan  deviasi rata-rata 37,3 nT (27,6%).

## 4 KESIMPULAN
Badai  geomagnet  terjadi  akibat masuknya  partikel-partikel  dari  angin
surya  ke  magnetosfer  Bumi  bersamaan dengan  Bz  IMF  yang  mengarah  ke selatan. Perilaku komponen angin surya bersama Bz IMF sebelum badai geomagnet dapat  menentukan  terbentuknya  badai geomagnet  yang  ditimbulkannya.  Dari analisis  dapat  disimpulkan  bahwa estimasi  badai  geomagnet  (indeks  Dst) berdasarkan  kondisi  komponen  angin surya  sebelum  badai  geomagnet  dan model  badai  geomagnet  sebagai  fungsi gabungan  komponen  kerapatan    dan kecepatan  angin  surya  masih  cukup baik.  Namun  demikian,  estimasi  badai geomagnet  menggunakan  model  badai geomagnet  sebagai  fungsi  gabungan komponen  kerapatan  dan  kecepatan angin  surya  dengan  deviasi  rata-rata 17,6  nT  (12,8%)  lebih  baik  daripada model  badai  geomagnet  sebagai  fungsi kerapatan    angin  surya  dengan  deviasi rata-rata 37,3 nT (27,6%).

## UCAPAN TERIMA KASIH
Terima  kasih  disampaikan  kepada Universitas  Kyoto,  Jepang  dan  NASA- Goddard  Space  Flight  Center,  Amerika Serikat  atas  penggunaan  data  indeks Dst  dan  angin  surya  serta  IMF.  Terima kasih  juga  disampaikan  kepada  Kepala Pusat Sains Antariksa dan tim penelaah serta dewan penyunting JSD LAPAN atas saran  dan  masukannya  untuk  penyem- purnaan makalah ini.

## DAFTAR RUJUKAN
Ballatore P., and W. D., Gonzalez, 2003. On the Estimates  of  Ring  Current  Injection  and Decay ,  Earth  Planets  Space,  55,  427- 435.
Burton,  R.,  K.,  R.  L.,  McPherron,  and  C.  T., Russell, 1975. an Empirical Relationship Between  Interplanetary  Conditions  and Dst , J. Geophys. Res. , 80, 4204 – 4214.
Futaana,  Y.,  S.,  Barabash,  M.,  Yamauchi,  R.,
Lundin, and S. McKenna-Lawlor, 2007. Geo-effective  Solar  Flare  Events  in December  2006:  Space  Weather  Effect on  Mars  and  Venus  Oxygen  Loss  to Space ,  EosTrans.  AGU.88,  Fall  Meet. Suppl., Abstract P23A-1087.
Gonzales, W.D., J.A., Joselyn, Y., Kamide, H.W., Kroehl,  G.,  Rostoker,  B.T.,  Tsurutani, and  V.M.,  Vasyliunas,  1994. What  is  a
Geomagnetic Storm? “, Journal of Geophysical Research, 99, 5771-5792. Gopalswamy  N.,  2009. Halo  Coronal  Mass Ejections and Geomagnetic Storm , Earth Planet Space, 61, 1-3.
Jadeja A. K., K.N., Iyer, Hari Om Vats and P. K., Manoharan,  2008. Geo-effectiveness  of CMEs ,  J. Astrophys. Astr., 29, 287-291. Khabarova  O.  V.,  2007. Current  Problems  of Magnetic  Storm  Prediction  and  Possible ways  of  their  solving ,  Sun  and Geosphere, 32-37, 2(1).
Kivelson M. G., and C. T., Russell 1995. Introduce of Plasma Physics , Prentice-Hall, 1.
Loewe,  C.  A.,  and  G.  W.,  Prolls,  1997.
Classification  and  Mean  Behavior  of Magnetic  Storms ,  J.  Geophys.  Res.  Vol. 102, 14209-14213.
Nagatsuma  T.,  2002. Geomagnetic  Storm , Journal of the communications
research laboratory, 49, No. 3.
O’Brien,  T.  P. ,  and  R.  L., McPherron,  2000. An Empirical  Phase  Space  Analysis  of Ring Current Dynamics: Solar Wind Control of Injection  and  Decay ,  J.  Geophys.  Res.,
105, 7707-7720.
Russell  C.T.,  2006. The  Solar  Wind  Interaction
with the Earth’s Magnetosphere: Tutorial ,  Department  of  Earth  and space  sciences  and  Institute  of Geophysics  and  Space  Physics  of University of California, Los Angeles. Santoso  A.,  2010. Identifikasi  Kondisi  Angin Surya (Solar Wind) Untuk Prediksi Badai Geomagnet , Prosiding Pertemuan
Ilmiah  XXIV  HFI  Jateng  &  DIY, Semarang, 275-283.
Yermolaev,  Y.  I.,  M.  Y.,  Yermolaev,  G.  N., Zastenker,  L.  M.,  Zelenyi,  A.  A., Petrukovich, and J. A., Sauvaud, 2005. Statistical Studies of Geomagnetic Storm
Dependencies
on Solar and
Interplanetary  Events:  A  review ,  Planet Space Sci., 53, 189-196.