## KECEPATAN ANGIN MATAHARI DAN DAYA ULF Pc5 DI LINTANG RENDAH SEBAGAI PREKURSOR GANGGUAN DAN PENINGKATAN FLUKS ELEKTRON AKIBAT CME GEOEFEKTIF

## (SOLAR WIND SPEED AND Pc5 ULF POWER AT LOW-LATITUDE AS PRECURSOR OF DISTURBANCE AND ENHANCEMENT OF ELECTRON FLUX DUE TO GEOEFFECTIVE CMEs)
Siska Filawati 1, * dan Fitri Nuraeni 2
1 Balai Pengamatan Antariksa dan Atmosfer Pasuruan, Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional (LAPAN)
2 Pusat Sains Antariksa, Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional (LAPAN) *e-mail: siska.filawati@lapan.go.id
Diterima 12 Desember 2018; Direvisi 27 Maret 2019; Disetujui 20 Mei 2019

## ABSTRACT
Electron flux is one of the space weather parameters that needs to be monitored and predicted for the purpose of mitigating the negative effects of space weather. Solar storms caused by CME which will affect electron flux can be observed using space-based and ground-based data. The space-based data used are solar wind speed data from ACE satellite and electron flux from GOES 13 satellite. The ground-based  data  are  magnetometer  data  from  Biak  and  Parepare  stations  which  will  be  used  for calculating Pc5 power. Cross-correlation is used to evaluate the correlation between electron flux and two parameters which are solar wind speed and Pc5 power. The cross-correlation value of the solar wind speed with electron flux is higher than Pc5 power with electron flux. However, the maximum value of cross correlation of power Pc5 with electron flux occurs before that of solar wind speed with electron flux which means that Pc5 power is more effective as a precursor to electron flux enhancement.
Keywords: e lectron flux, solar wind speed, Pc5 power, cross correlation, CME

## ABSTRAK
Fluks  elektron  merupakan  salah  satu  parameter  cuaca  antariksa  yang  perlu  dipantau  dan diprediksi untuk keperluan mitigasi dampak negatif cuaca antariksa. Badai Matahari yang disebabkan oleh CME akan memengaruhi fluks elektron dan dapat diamati menggunakan data landas Bumi dan antariksa. Data lingkungan antariksa berupa kecepatan angin Matahari diperoleh dari satelit ACE dan fluks  elektron diperoleh  dari  satelit  GOES  13.  Sedangkan  data  magnetometer dari  stasiun  Biak  dan Parepare digunakan untuk perhitungan nilai daya Pc5. Korelasi silang digunakan untuk mengetahui korelasi antara fluks elektron dan dua parameter lain, yakni kecepatan angin Matahari dan daya Pc5. Nilai korelasi silang kecepatan angin Matahari dengan fluks elektron lebih tinggi dibanding dengan daya Pc5  dengan  fluks  elektron.  Namun,  nilai  maksimum  korelasi  silang  daya  Pc5  dengan  fluks  elektron terjadi sebelum kecepatan angin Matahari dengan fluks elektron yang artinya bahwa daya Pc5 lebih efektif sebagai prekursor terhadap peningkatan fluks elektron.
Kata kunci: fluks elektron, kecepatan angin Matahari, daya Pc5, korelasi silang, CME
1 PENDAHULUAN
Sabuk radiasi
elektron merupakan  salah  satu  bagian  dalam magnetosfer yang berisi elektron dengan ketinggian 1 hingga 7 radius Bumi (R E ).
Sabuk radiasi dibagi menjadi dua bagian, yaitu  sabuk  radiasi  elektron  dalam  dan sabuk  radiasi  elektron  luar  yang merupakan tempat orbit satelit telekomunikasi dan navigasi. Badai dari
Matahari  dapat  memengaruhi  kondisi sabuk radiasi elektron.
Faktor utama yang memengaruhi fluks elektron adalah aktivitas Matahari yang  menjadi  sumber  gangguan,  yakni Coronal  Mass  Ejection (CME)  atau Corotating  Interaction  Region (CIR) (Filawati  dan  Nuraeni,  2017;  Filawati, 2018; Kataoka dan Miyoshi, 2006). CME geoefektif  adalah  CME  tipe  halo  yang terjadi  di  meridian  pusat  hingga  bagian barat  Matahari  (Oprea et  al., 2013), memiliki kecepatan lebih dari 1000 km/s (Scolini et al., 2018), dan selalu didahului dengan flare setidaknya  kelas  M1.0 (Gopalswamy et al., 2015). CIR merupakan peristiwa di wilayah
antarplanet  yang  diakibatkan  oleh interaksi antara angin Matahari berkecepatan  tinggi  berinteraksi  dengan angin  Matahari  berkecepatan  rendah (Heber et al., 1999).
Kondisi antarplanet dapat dijadikan  sebagai  kondisi  awal  untuk menentukan  kondisi  magnetosfer  Bumi, salah  satunya  adalah  kondisi  sabuk radiasi elektron. Beberapa besaran yang digunakan  untuk  mengetahui  kondisi antarplanet  adalah  kecepatan  dan kerapatan  angin  Matahari  serta  medan magnet  antarplanet.  Parameter  untuk mengetahui  kondisi  sabuk  radiasi elektron  adalah  fluks  elektron.  Fluks elektron  diamati  oleh  satelit  GOES  13 yang  terletak  di  sabuk  radiasi  elektron bagian luar. Elektron dengan energi > 2 MeV  dapat  memengaruhi  kondisi  satelit secara  signifikan.  Keterkaitan  wilayah antarplanet dengan fluks elektron dapat dilihat  dari  kondisi  medan  magnet antarplanet  arah  vertikal  (Bz)  dan kecepatan angin Matahari. Fluks elektron  akan  mengalami  peningkatan sekitar  2-3  hari  dari  kondisi  minimum ataupun  maksimum  Bz  (Filawati,  2018) dan  korelasi  antara  fluks  elektron dengan  kecepatan  angin  Matahari menunjukkan  korelasi  positif  (Paulikas dan  Blake,  1979;  Takahashi  dan Ukhorskiy, 2008; Potapov et al., 2016).
Ultra Low Frequency
(ULF) merupakan gelombang dengan frekuensi rendah  (1  mHz  hingga  5  Hz)  atau  pada periode 150 hingga 600 detik (Musafar et al., 2014;  Regi et  al., 2015).  Frekuensi ULF  pada  1,7  mHz  hingga  6,7  mHz disebut  sebagai  pulsa  kontinu  pita kelima atau Pc5 yang memliki pengaruh terhadap  peningkatan  fluks  elektron  di orbit geosinkron (Regi et al., 2015). Peningkatan fluks elektron dikaitkan  dengan  kondisi  daya  Pc5  dan kecepatan  angin  Matahari  (Mann et  al., 2004). Proses dinamika tersebut dijelaskan dalam ketidakstabilan Kelvin-
Helmholtz  (K-H)  yang  diakibatkan  oleh interaksi angin Matahari dengan magnetosfer. Tekanan gelombang (energi) yang disebabkan oleh ketidakstabilan K-
H  di  magnetosfer  dapat  beresonansi dengan gelombang Alfven dan berinteraksi  dengan  elektron  sehingga dapat  meningkatkan  fluks  elektron (Rostoker et al., 1998; Mann et al., 2004; Takahashi et al., 2012; Regi et al., 2015). Ketidakstabilan  K-H  melibatkan interaksi dua gelombang dengan kecepatan  yang  berbeda  (Hwang et  al., 2011). Kondisi ketidakstabilan K-H pada plasma  yang  termagnetisasi  dijelaskan oleh Chandrasekar, 1961 sebagai
[𝐤. (𝑉 1 − 𝑉 2 ) 2 ] > 𝑛 1 + 𝑛 2 4𝜋𝑚 0 𝑛 1 𝑛 2 [(𝐤. 𝐵 1 ) 2 + (𝐤. 𝐵 2 ) 2 ] (1-1)
dengan k menyatakan arah perambatan gelombang, V dan B adalah  kecepatan dan medan magnet yang diberikan pada titik tertentu. Ketidakstabilan K-H terjadi akibat  aliran  energi,  momentum,  dan massa partikel yang besar saat Interplanetary  Magnetic  Field (IMF) menunjukkan aktivitas dalam arah utara (Farfield et. al., 2000).
Korelasi  daya  Pc5  di  Gillam Station  (66,46  LU,  6,27  BB)  dengan fluks elektron menunjukkan peningkatan  aktivitas  pada  dini  hari hingga siang hari (Rostoker, et. al. , 1998; Vassiliadis, et  al., 2007).  Hubungan
korelasi  antara  fluks  elektron  dengan kecepatan  angin  Matahari  dan  Pc5 menunjukkan  korelasi  positif  (Paulikas dan  Blake,  1979;  Takahashi  dan Ukhorskiy, 2008; Potapov, et. al. ,  2016). Dalam kurun waktu satu hari, kecepatan angin
Matahari menunjukkan peningkatan setelah daya Pc5
meningkat. Sementara itu, nilai maksimum  korelasi  kecepatan  angina Matahari  dan  Pc5  mencapai  saat  siklus Matahari  minimum  (Mann, et  al., 2004; Kellermen dan Shprits, 2012; Reeves, et. al. ,  2011)  dan  terjadi  pada  pagi  hari (Mathie dan Mann, 2000).
Karakteristik Pc5 di lintang tinggi dan rendah memiliki perbedaan. Berdasarkan  penelitian  yang  dilakukan oleh  Lepidi et  al .  (1999)  dan  Lepidi  dan Francia  (2003),  Pc5  di  lintang  tinggi menunjukkan  aktivitas  yang  kompleks dan  tidak  mengalami  perubahan  arah polarisasi,  sedangkan  di  lintang  rendah polarisasi berubah arah dari berlawanan jarum  jam  di  pagi  hari  menjadi  searah jarum  jam  di  siang  hari  dan  terjadi peningkatan  polarisasi  saat  frekuensi  2 mHz di musim panas.
Hubungan  Pc5  dan  kecepatan angin  Matahari  terhadap  fluks  elektron bukanlah  hubungan  linier  (Takahashi dan  Ukhorskiy,  2008).  Kejadian  di wilayah antarplanet merupakan peristiwa beruntun dari aktivitas Matahari.  CME  berkecepatan  tinggi berinteraksi dengan plasma yang berkecepatan  lebih  rendah  di  wilayah antarplanet dapat dikategorikan sebagai High  Speed  Stream (HSS)  dengan  CME saja  akan  menimbulkan  dampak  yang berbeda
terhadap
magnetosfer (Vassiliadis et  al., 2007;  Takahashi  dan Ukhorskiy,  2008).  Dalam  prosesnya, analisis terhadap fluks elektron, parameter  angin  Matahari,  dan  Pc5 dilakukan  dalam  berbagai  macam pendekatan  ilmiah.  Namun,  penjalaran gelombang  dan  energi  dari  Matahari  ke magnetosfer  dapat  dijelaskan  dengan ketidakstabilan
K-H dan
Magnetohydrodynamics (MHD).
Pengamatan fluks elektron diperlukan  untuk  mengetahui  proses penjalaran  badai  Matahari  ke  Bumi. Besarnya  fluks  elektron  di  magnetosfer dapat memengaruhi densitas elektron di ionosfer yang selanjutnya dapat memengaruhi ketinggian lapisan F2 (Mao et.  al. ,  2015)  sehingga  mengakibatkan proses refraksi gelombang radio terganggu. Selain itu, pengamatan fluks elektron  juga  berguna  untuk  mitigasi satelit komunikasi dan navigasi.
Penelitian  ini  bertujuan  untuk mengetahui  tanda-tanda  gangguan  dan peningkatan  fluks  elektron  dengan meninjau data kecepatan angin Matahari sebagai  parameter  kondisi  wilayah antarplanet dan daya Pc5 yang merupakan  data  medan  magnet  dari magnetometer  landas  Bumi  untuk mengetahui  gangguan  geomagnet  yang terjadi.

## 2 METODOLOGI

## 2.1   Data
Data  medan  magnet  komponen horisontal  (H)  diambil  dari  stasiun Parepare  (PRP)  pada  tahun  2015-2016 dan stasiun Biak (BIK) pada tahun 2017. Data  PRP  dan  BIK  memiliki  resolusi temporal  1  detik.  Pemilihan  data  di kedua  stasiun  tersebut  berdasarkan lokasi seperti yang tertera pada Tabel 2- 1 dan ketersediaan data.
Data fluks elektron dengan energi >  2 MeV  (dirata-ratakan  setiap 5  menit) berasal  dari  satelit  GOES  13  yang tersedia dalam arsip NOAA (https://satdat.ngdc.noaa.gov/sem/goes /data/avg/). Untuk analisis lebih lanjut, data tersebut diolah untuk mendapatkan nilai  rata-rata  setiap  jam.  Data  fluks

## Tabel 2-1: LOKASI STASIUN PENGAMATAN
Kode Stasiun Koordinat Geografis Koordinat Geomagnet Waktu Lokal BIK -1,08 LS, 136,05 BT -9,15, -152,42 UT+9 PRP -3,6 LS, 119,4 BT -8,26, -169,02 UT+8
elektron dari satelit GOES 13 dipilih atas pertimbangan ketersediaan data.
Data  kecepatan  angin  Matahari diambil  dari  arsip  data  OMNIWeb (https://cdaweb.sci.gsfc.nasa.gov/index. html/).  Kecepatan  angin  Matahari dinyatakan satuan km/detik.
Data  tersebut  akan  dianalisis berdasarkan  kejadian  CME  dengan bentangan  erupsi  lebih  dari  270° dan ketersediaan  data  komponen  H  medan magnet  Bumi  tahun  2015  hingga  2017. Berdasarkan  data  pengamatan  LASCO pada  September  2015,  Januari  2016, dan  September  2017,  terjadi  beberapa kali  peristiwa  CME  dengan  lebar  sudut erupsi  lebih  dari  270°  dalam  satu  hari selama  beberapa  hari.  Oleh  karena  itu, peristiwa CME yang dicatat adalah CME dengan lebar sudut terbesar dalam satu hari.

## 2.2   Perhitungan Daya Pc5
Nilai  komponen  H  geomagnet, fluks  elektron,  dan  kecepatan  angin Matahari  diambil  berdasarkan  tanggal peristiwa  CME.  Data  komponen  H geomagnet diolah menjadi data daya Pc5 dengan  mereduksi  derau.  Selanjutnya, proses  transformasi  Fourier  dilakukan untuk  mengubah  data  deret  waktu menjadi data frekuensi.
Hasil transformasi Fourier digunakan  untuk  memfilter  data  sesuai dengan  frekuensi  Pc5  yang  digunakan, yaitu 1/600 Hz hingga 1/150 Hz. Metode filter yang digunakan adalah Butterworth yang  dirancang  untuk  mendapatkan tanggapan frekuensi datar pada wilayah frekuensi  yang  diloloskan. Butterworth memiliki slope dengan  nilai  20 n dB, n merupakan  orde  yang  digunakan.  Daya Pc5 didefinisikan sebagai
𝑃 = 1 𝑡 ∑ 𝑝 𝑖 2 𝑡 𝑖=1 (2-1)
Satuan  daya  Pc5, P, adalah  nT 2 dan t merupakan  waktu  dalam  satuan  detik karena nilai komponen H yang digunakan  dinyatakan  dalam  satuan
detik. P merupakan penjumlahan kuadrat nilai Pc5 tiap jam.
Interpolasi  data  kosong  (tidak terekam) dilakukan setelah data dikumpulkan dan didapatkan nilai daya Pc5.  Ada  beberapa  data  yang  diperoleh melalui proses interpolasi, baik data daya Pc5,  fluks  elektron,  maupun  kecepatan angin Matahari. Interpolasi yang digunakan  adalah  interpolasi nearest , yaitu penentuan nilai di antara dua nilai yang mendekati nilai awal.

## 2.3   Korelasi Silang
Metode  korelasi  silang  dilakukan terhadap data lengkap (setelah interpolasi).  Korelasi  silang  merupakan perhitungan  korelasi  terhadap  dua persamaan  sebagai  fungsi  yang  saling memengaruhi satu sama lain. Selain itu, korelasi  silang  juga  dapat  menyatakan arah  hubungan  dua  persamaan  yang terkait.  Dalam  makalah  ini,  korelasi silang dilakukan pada data fluks elektron yang  dipengaruhi  oleh  kecepatan  angin Matahari  dan  daya Pc5.  Korelasi  silang didefinisikan sebagai,
(𝑓 ∗ 𝑔)(𝑘) = ∑ 𝑓 ∗ (𝑡)𝑔(𝑡 + ∞ 𝑡=−∞ 𝑘) (2-2)
dengan 𝑓 ∗ merupakan konjugat persamaan 𝑓(𝑡) , 𝑡 merupakan  waktu yang digunakan dalam observasi, dan 𝑘 adalah lag time (waktu jeda) yang dalam makalah  ini  berkisar  antara  -14  hingga +14  hari  dengan  resolusi  1  jam.  Nilai korelasi  silang  yang  didapatkan  dari perhitungan dibandingkan dengan nilai r terhadap k – r(k) saat nilai korelasi silang maksimum.
𝑟(𝑘) = 2 √𝑛−|𝑘| (2-3)
Pada  persamaan  (2-3), n menyatakan banyaknya  data  observasi,  dan r merupakan nilai korelasi silang pada tiap nilai k .

## 3 HASIL DAN PEMBAHASAN
Kecepatan  angin  Matahari  dapat dijadikan
kondisi awal untuk
mengetahui kondisi wilayah antarplanet yang  disebabkan  oleh  badai  Matahari beserta  pengaruhnya  di  Bumi.  Salah satunya adalah untuk antisipasi peningkatan  fluks  elektron  di  orbit geostasioner. Peningkatan fluks elektron dapat diketahui dari peningkatan kecepatan angin Matahari (Paulikas dan Blake,  1979)  dan  memiliki  tingkat korelasi  yang  tinggi  dengan  daya  Pc5 (Regi et al. , 2015).
CME  merupakan  salah  satu penyebab  meningkatnya  fluks  elektron. CME dapat mengakibatkan badai geomagnet karena memengaruhi kondisi medan  magnet  antarplanet  Bz  menuju arah  selatan  dalam  durasi  yang  lama (Crooker,  2000).  Saat  Bz  mengarah  ke selatan,  energi  angin  Matahari  dapat lolos dan berinteraksi dengan magnetosfer. Interaksi tersebut menimbulkan turbulensi di magnetosheath menuju  magnetosfer yang mengakibatkan peningkatan aktivitas geomagnet (Singh et al ., 2013).
Gangguan  yang  diakibatkan  oleh CME  dipantau  melalui  kondisi  wilayah antarplanet  (dalam  makalah  ini  adalah kecepatan angin Matahari) dan kondisi di magnetosfer  dengan  perhitungan  daya Pc5  dari  data  komponen  H  medan magnet landas Bumi yang menunjukkan peningkatan  (lonjakan).  Sementara  itu, fluks  elektron  akan  menunjukkan penurunan.
Data dikelompokkan berdasarkan kecepatan angin Matahari dan daya Pc5. Pengelompokkan ini dimaksudkan untuk mengetahui  penjalaran  energi  yang terjadi di magnetosfer dari nilai Pc5 dan kecepatan angin
Matahari yang merupakan prekursor peningkatan fluks elektron. Analisis korelasi silang dilakukan untuk mengetahui hubungan kecepatan angin Matahari terhadap fluks elektron (SW-EF) dan daya Pc5 terhadap fluks  elektron  (Pc5-EF)  tahun  2015 hingga 2017.
Gambar  3-1  (a)  merupakan kondisi  fluks  elektron,  daya  Pc5,  dan
kecepatan angin Matahari yang dibandingkan satu sama lain. Parameter yang  ditunjukkan  pada  Gambar  3-1 berkaitan dengan peristiwa peningkatan daya Pc5 bertepatan dengan peningkatan kecepatan angin Matahari. Nilai daya Pc5 mencapai puncaknya pada 20 September 2015 dengan nilai 18 nT 2 dan bersamaan dengan  nilai  kecepatan  angin  Matahari yang  meningkat  hingga  lebih  dari  550 km/s.  Namun,  nilai  kecepatan  angin Matahari  mencapai  puncaknya  pada  22 September 2015 sebesar 650 km/s yang bersamaan  dengan  nilai  daya  Pc5  yang meningkat hingga mencapai 4 nT 2 .
Kondisi fluks elektron dikelompokkan  menjadi  tiga,  yaitu rendah (fluks elektron < 580
partikel/cm 2 /s/sr),  sedang  (580-5800 partikel/cm 2 /s/sr),  dan  tinggi  (>  5800 partikel/cm 2 /s/sr) (Wrenn et al. , 2002).
Kondisi  fluks  elektron  saat  daya Pc5  mencapai  18  nT 2 tanggal  20 September 2015 menunjukkan aktivitas sedang
bernilai sekitar 5000
partikel/cm 2 /s/sr yang terjadi pada dini hari  waktu  UTC  ( Coordinated  Universal Time ).  Fluks  elektron  menunjukkan penurunan saat dini hari waktu UTC dan akan kembali ke kondisi awal pada siang hari  waktu  UTC  (Reeves et  al .,  1998), yaitu 30000 partikel/cm 2 /s/sr.
Fluks
elektron mengalami gangguan  pada  23  September  2015 karena  partikel  Matahari  sampai  di wilayah  sabuk  radiasi  Matahari.  Sabuk radiasi  Matahari  yang  mengandung banyak  elektron  berinteraksi  dengan partikel Matahari dan mengalami peningkatan tekanan sehingga ketinggian sabuk radiasi  Matahari akan turun  dan  menyebabkan  nilai  fluks elektron  rendah  di  ketinggian  5,5  R E . Fluks  elektron  mengalami  peningkatan pada 29 September 2018 yang pada saat itu  daya  Pc5  dan  kecepatan  angin Matahari menunjukkan aktivitas normal, yaitu ~0 nT 2 dan ~350 km/s.
Hasil korelasi silang pada September  2015  ditunjukkan  oleh Gambar  3-1  (b)  dan  dirangkum  dalam Tabel  3-1.  Perbandingan  antara  nilai korelasi  silang  SW-EF  dengan  Pc5-EF adalah 0,615 : 0,347.
Nilai r ( k ) SW-EF dan Pc5-EF lebih rendah dibanding dengan nilai maksimum  korelasi  silang,  artinya kecepatan  angin  Matahari  dan  Pc5 memengaruhi  kondisi  fluks  elektron secara  signifikan.  Semakin  tinggi  nilai korelasi silang, semakin tinggi pengaruhnya  terhadap  kondisi  fluks elektron.
Nilai k SW-EF adalah -5 jam dan Pc5-EF    adalah  62  jam.  Jika  ditinjau kembali  Gambar  3-1  (b),  nilai    korelasi
silang mengalami lonjakan hingga 0,245 pada k = -264 jam. Nilai negatif (-) pada k menunjukkan  bahwa  kecepatan  angin Matahari  atau  daya  Pc5  mengalami peningkatan  sebelum  terjadi  gangguan pada fluks elektron.
Berdasarkan  hasil  korelasi  silang September 2015 dapat diketahui bahwa nilai k pada Pc5-EF dapat bernilai positif dan  negatif.  Hal  ini  dapat  dijelaskan melalui mekanisme
penjalaran gelombang  Alfven  yang  memengaruhi kecepatan angin Matahari di magnetosheath dan  ketidakstabilan  K-H yang  memengaruhi  daya  Pc5.  Jika densitas  angin  Matahari  meningkat, ketidakstabilan  K-H  akan  naik  dan menyebabkan  kecepatan  Alfven  di
(a) (b)
Gambar 3-1: (a) Kecepatan angin Matahari (hitam), fluks elektron (biru), dan daya Pc5 (merah) pada tanggal 17-30 September 2015; (b) Hasil korelasi silang dari SW-EF (merah) dan Pc5-EF (biru)
magnetosheath menurun sehingga puncak  daya  Pc5  akan  dicapai  sebelum puncak kecepatan angin Matahari (Mann et al. , 2004).
Daya  Pc5  pada  bulan  Januari 2016 meningkat tajam sebelum kecepatan  angin  Matahari  mengalami peningkatan  yang  ditunjukkan  oleh Gambar  3-2  (a).  Daya  Pc5  meningkat pada  tanggal  2  dan  5  Januari  2016, sedangkan  kecepatan  angin  Matahari meningkat pada tanggal 6 Januari 2016. Gangguan fluks elektron teramati pada 6
Januari 2016 tepat saat kecepatan angin Matahari meningkat. Daya Pc5 mencapai 4,5 nT 2 pada tanggal 2 Januari 2016 dan 5 nT 2 pada tanggal 5 Januari 2016.
Kondisi kecepatan angin Matahari menunjukkan penurunan dari tanggal 2 Januari  2016  dengan  nilai  sekitar  490 km/jam ke 380 km/jam pada tanggal 5 Januari 2016. Kondisi ini berubah pada tanggal  6  Januari  2016,  yaitu  terjadi peningkatan  tajam  dari  380  km/s menuju lebih dari 600 km/s yang diikuti oleh penurunan nilai fluks elektron.
(a)
(b)
Gambar 3-2: (a) Kecepatan angin Matahari (hitam), fluks elektron (biru), dan daya Pc5 (merah) pada tanggal 2-11 Januari 2016; (b) Hasil korelasi  silang dari SW- EF (merah) dan Pc5-EF (biru)
Kondisi  fluks  elektron  saat  daya Pc5  meningkat  pada  tanggal  2  Januari 2016 adalah pada kondisi sedang, yaitu pada  nilai  3000  partikel/cm 2 /s/sr hingga  kondisi  tinggi,  yaitu  lebih  dari 6000  partikel/cm 2 /s/sr  pada  tanggal  4 Januari  2016  dini  hari  waktu  UTC  dan terpantau menurun pada tanggal berikutnya.  Fluks  elektron  mengalami peningkatan  pada  tanggal  7  Januari 2016  saat  kondisi  kecepatan  angin Matahari  menurun  dan  daya  Pc5  pada kondisi normal.
Hasil korelasi silang Januari 2016 pada Gambar 3-2 (b) dan dirangkum pula
dalam  Tabel  3-1  menunjukkan  bahwa nilai  korelasi  silang  SW-EF  lebih  besar dibanding dengan Pc5-EF.
Nilai r(k) SW-EF dan Pc5-EF lebih rendah  dibanding  nilai  maksimum korelasi  silang  yang  artinya  kecepatan angin Matahari dan daya Pc5 memengaruhi  kondisi  fluks  elektron secara signifikan.
Nilai k SW-EF  adalah  0  jam  dan Pc5-EF  adalah  -58  jam  yang  dapat diartikan  bahwa  Pc5  dapat  mendeteksi gangguan  yang  akan  terjadi  pada  fluks elektron  lebih  awal  dibanding  dengan kecepatan angin Matahari.
(a)
(b)
Gambar 3-3: (a) Kecepatan angin Matahari (hitam), fluks elektron (biru), dan daya Pc5 (merah) pada tanggal 1-15 September 2017; (b) Hasil korelasi  silang dari SW-EF (merah) dan Pc5-EF (biru)
Pada  bulan  September  2017, lonjakan  terjadi  pada  daya  Pc5  dan kecepatan  angin  Matahari  pada  tanggal yang  sama,  yaitu  tanggal  7  September 2017 dengan nilai masing-masing sekitar 4 nT 2 dan 600 km/s yang disertai dengan penurunan fluks elektron yang sebelumnya  bernilai  kurang  dari  3000 partikel/cm
2 /s/sr.
Peningkatan daya Pc5 dan kecepatan  angin  Matahari  mencapai puncaknya  pada  tanggal  8  dan  9 September  2017.  Pada  tanggal  tersebut daya Pc5 meningkat hingga lebih dari 20 nT 2 dan  kecepatan  angin  Matahari mencapai  lebih  dari  800  km/s  serta kondisi  fluks  elektron  masih  tergolong rendah.  Fluks  elektron  mengalami peningkatan lebih dari
25000
partikel/cm 2 /s/sr  pada  tanggal  15 September  2017  yang  pada  saat  itu kondisi daya Pc5 menunjukkan aktivitas normal,  sedangkan  kecepatan  angin Matahari  masih  tinggi,  yaitu  mencapai lebih dari 600 km/s.
Hasil korelasi silang bulan September  2017  pada  Gambar  3-3  (b) menunjukkan bahwa nilai korelasi silang SW-EF  lebih  besar  dibanding  dengan Pc5-EF.  Nilai r(k) SW-EF  dan  Pc5-EF lebih rendah dibanding nilai maksimum korelasi  silang  yang  artinya  kecepatan angin Matahari dan daya Pc5 memengaruhi  kondisi  fluks  elektron secara signifikan.
Nilai k SW-EF adalah -14 jam dan Pc5-EF  adalah  -168  jam  yang  dapat diartikan bahwa kecepatan angin Matahari
dan daya Pc5 telah
menunjukkan  tanda-tanda  (prekursor) akan memengaruhi fluks elektron dalam 14  jam  dan  168  jam  sebelum  fluks elektron  mengalami  gangguan,  yaitu dengan menurunnya nilai fluks elektron. Selain  itu,  Pc5  dapat  mendeteksi gangguan  yang  akan  terjadi  pada  fluks elektron  lebih  awal  dibanding  dengan kecepatan angin Matahari.
Tiga  peristiwa  yang  terjadi  pada tahun
2015, 2016,
dan 2017
menunjukkan  bahwa  peningkatan  daya Pc5  tidak  selalu  bertepatan  dengan peningkatan  kecepatan  angin  Matahari. Daya Pc5 dalam beberapa kejadian akan menunjukkan  peningkatan  lebih  awal. Hal  ini  disebabkan  oleh  terjadinya peningkatan densitas di wilayah antarplanet  yang  akan  meningkatkan ketidakstabilan K-H sehingga
menyebabkan  menurunnya  kecepatan Alfven  di magnetosheath .  Oleh  karena itu, gelombang
permukaan
ketidakstabilan  K-H  yang  diterima  oleh magnetometer landas Bumi akan meningkat (Mann et al. , 2004).
Hasil
korelasi silang menunjukkan  bahwa  nilai  maksimum korelasi  silang  SW-EF    lebih  besar dibanding  dengan  Pc5-EF.  Hal  ini menandakan  bahwa  kecepatan  angin Matahari  lebih  memengaruhi  kondisi fluks  elektron  dibanding  dengan  daya Pc5.  Di  lain  pihak,  nilai  maksimum korelasi  silang  Pc5-EF  terjadi  sebelum SW-EF, artinya daya Pc5 dapat dijadikan prekursor gangguan fluks elektron.
Fluks elektron menunjukkan peningkatan  sekitar  2  hari  setelah

## Tabel 3-1: HASIL KORELASI SILANG
Tanggal Nilai Maksimum Korelasi Silang k [jam] r ( k ) 17-30 September 2015 SW-EF 0,615 -5 0,110 Pc5-EF 0,347 62 0,121 2-11 Januari 2016 SW-EF 0,778 0 0,123 Pc5-EF 0,505 -58 0,139 1-15 September 2017 SW-EF 0,624 -14 0,101 Pc5-EF 0,386 -168 0,144
kecepatan  angin  Matahari  meningkat (Mann et  al. ,  2004).  Namun,  dalam makalah  ini  peningkatan  fluks  elektron terjadi sekitar 2-6 hari setelah kecepatan angin Matahari dan daya Pc5 meningkat. Hal  ini  terjadi  karena  hubungan kecepatan angin Matahari dan daya pc5 terhadap fluks elektron bukanlah hubungan linear, melainkan melibatkan parameter  dan  perhitungan  lainnya. Selain  itu,  setiap  peristiwa  antariksa memiliki  karakter  yang  tidak  dapat dinyatakan  sama  persis  dampaknya meskipun  sumber  gangguannya  sama (Vassiliadis et  al. ,  2007;  Takahashi  dan Ukhorskiy,  2008).  Oleh  karena  itu,  tiga peristiwa  ini  belum  menggambarkan secara umum karakteristik daya Pc5 dan kecepatan angin Matahari memengaruhi fluks  elektron.  Namun,  pengetahuan mengenai  karakter  prekursor  daya  Pc5 dan kecepatan angin Matahari yang telah dipaparkan melalui makalah ini diharapkan  dapat  dijadikan  referensi untuk  mitigasi  bencana  antariksa, terutama dalam pengoperasian satelit.

## 4      KESIMPULAN
Kecepatan  angin  Matahari  lebih berpengaruh terhadap peningkatan fluks elektron  dibanding  dengan  daya  Pc5 karena besarnya nilai maksimum korelasi silang kecepatan angin Matahari dan fluks elektron lebih besar dibandingkan dengan daya Pc5 dan fluks elektron.  Namun,  sebagai  prekursor kondisi  fluks  elektron,  daya  Pc5  lebih efektif  dibanding  dengan  kecepatan angin  Matahari  yang  ditunjukkan  oleh nilai  korelasi  silang  daya  Pc5  dan  fluks elektron  meningkat  sebelum  kecepatan angin Matahari dan fluks elektron.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Penulis mengucapkan terima kasih  kepada  NOAA  atas  ketersediaan data kecepatan angin Matahari dan fluks elektron  serta  kepada  Pussainsa  atas ketersediaan  data  magnetometer  dari stasiun  Biak  dan  Parepare  tahun  2015, 2016, dan 2017.

## DAFTAR RUJUKAN
Chandrasekar, S., 1961. Hydromagnetic
Stability , Clarendon Press.
Crooker,  N.U.,  2000. Solar  and  Heliospheric Geoeffective  Disturbances ,  Journal  of
Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 62, 1071-1085.
Farfield,  D.H.,  A.  Otto,  T.  Mukai,  S.  Kokubun,
R.P.  Lepping,  J.T.  Steinberg,  A.J. Lazarus,  dan  T.  Yamamoto,  2000. Geotail  Observations  of  the  Kelvin- Helmholtz  Instability  at  the  Equatorial Magnetotail  Boundary  for  Parallel
Northward Fields , Journal of
Geophysical Research, 105, 159-173. Filawati,  S.,  2018. Analysis  of  Electron  Flux Condition  in  Outer  Electron  Radiation Belt  Based  on  Interplanetary  Magnetic Field (Bz) and Solar Wind Speed . Jurnal Sains Dirgantara, 15(1), 39-50. Filawati, S. dan F. Nuraeni, 2017. Pengaruh CIR dan  CME  Terhadap  Fluks  Elektron Sepanjang  Tahun  2011 ,  Prosiding Seminar  Nasional  Sains  Antariksa. Bandung, 22 November 2016.
Gopalswamy, N., H. Xie, S. Akiyama, P. Makela,
S. Yashiro, dan G. Michalek, 2015. The Peculiar Behavior of Halo Coronal Mass Ejection  in  Solar  Cycle  24 ,  The Astrophysical Journal Letters, 80 4. Heber, B., T.R. Sanderson, dan M. Zhang, 1999.
Corotating  Interaction  Region ,  Advances in Space Research, 23 (3): 567-579.
Hwang,  K.J.,  M.M.  Kuznetsova,  F.  Suhraoui,
M.L. Goldstein, E. Lee, dan G.K. Parks, 2011. Kelvin-Helmholtz  Waves  under
Southward Interplanetary Magnetic Field , Journal of Geophysical Research,
116, A08210.
Kataoka,  R.,  dan  Y.  Miyoshi,  2006. Flux Enhancement of Radiation Belt Electrons during  Geomagnetic  Storms  Driven  by Coronal  Mass  Ejections  and  Corotating Interaction Regions , Space Weather: The International  Journal  of  Research  and Applications, 4, S09004.
Kellermen, A.C. dan Y.Y. Shprits, 2012. On The Influence of Solar Wind Conditions on the Outer-Electron Radiation Belt , Journal of Geophysical Research, 117, AO5217.
Lepidi,  S.,  P.  Francia,  U.  Villante,  L.J. Lanserotti,  dan  A.  Meloni,  1999. Polarization  pattern  of  Low-Frequency Geomagnetic  Field  Fluctuations  (0.8-3.6 mHz) at High and Low Latitude , Journal of Geophysical Research, 104, A1, 305-
310.
Lepidi,  S.  dan  P.  Francia,  2003. Diurnal Polarization Pattern of ULF Geomagnetic
Pulsations in the  Pc5 Band from Low  to
Polar Latitudes , Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 65, 1179- 1185.
Mann, I.R., T.P. O’Brien, dan D.K. Milling, 2004.
Correlations  Between  ULF Wave  Power, Solar  Wind  Speed,  and  Relativistic Electron  Flux  in  the  Magnetosphere:
Solar  Cycle  Dependence ,  Journal  of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 66,187-198.
Mao, T., L. Sun, L. Hu, Y. Wang, dan Z. Wang,
2015. A Case Study of Ionospheric Storm Effects in the Chinese Sector During the October  2013  Geomagnetic  Storm ,
Advances in Space Research, 56, 2030-
2039.
Mathie, R.A. dan I.R. Mann, 2000. A Correlation Between Extended Intervals of ULF Wave
Power  and  Storm-time  Geosynchronous
Relativistic Electron Flux Enhancements , Geophysical  Research  Letters,  27  (20), 3261-3264.
Musafar,  L.M.,  Triyanta,  W.  Sugitomo,  T.
Djamaluddin,  A.  Yishikawa,  dan  T. Uozumi,  2014. Pc5 Magnetic Pulsations During the Outer Electron Radiation Belt , International Journal of Technology, 3, 269-276.
Oprea,  C.,  M.  Mierla,  D.  Besliu-Ionescu,  O.
Stere,  dan  G.M.  Muntean,  2013. A Study  of  Solar  and  Interplanetary Parameters of CMEs causing
Geomagnetic Storms During SC 23 , Ann. Geophys., 31, 1285-1295.
Paulikas, G.A. dan J.B. Blake, 1979. Effects of the  Solar  Wind  on  Magnetospheric Dynamics:  Energetic  Electrons  at  the Synchronous Orbit , American Geophysical Union, 21, 180-202.
Potapov,  A.,  L.  Ryzhakova,  dan  B.  Tsegmed,
2016. A  New  Approch  to  Predict  and
Estimate  Enhancements  of  “Killer” Electron  Flux  at  Geosynchronous  Orbit , Acta Astronotica, 126, 47-51.
Regi,  M.,  M.D.  Lauretis,  dan  P.  Francia,  2015.
Pc5 Geomagnetic Fluctuations in
Response  to  Solar  Wind  Excitation  and Their  Relationship  with  Relativistic Electron  Fluxes  in  the  Outer  Radiation Belt , Earth, Planets and Space, 67, 1-9. Reeves, G.D., R.H.W. Friedel, R.D. Belian, M.M. Meier,  M.G.  Henderson,  T.  Onsager, H.J. Singer, D.N. Baker, X. Li, and J.B. Blake,  1998. The  Relativistic  Electron Response  at  Geosynchronous  Orbit During  the  January  1997  Magnetic Storm , Journal of Geophysical Research,
103 (A8), 17559-17570.
Reeves, G.D., S.K. Morley, R.H.W. Friedel, M.G.
Handerson, T.E. Cayton, G. Cunningham, J.B. Blake, R.A.
Christensen, dan D. Thomsen, 2011. On the  Relationship  Between  Relativistic Electron  Flux  and  Solar  Wind  Velocity:
Paulikan and Blake Revisited , Journal of Geophysical Research, 116, AO2213. Rostoker, G., S. Skone, dan D.N. Baker, 1998.
On the Origin of Relativistic Electrons in the  Magnetosphere  Associated  with Some Geomagnetic Storms , Geophysical Research Letters, 25, (19), 3701-3704. Scolini,  C.,  M.  Messerotti,  S.  Poedts,  dan  L. Rodriguez,  2018. Halo  Coronal  Mass Ejections  During  Solar  Cycle  24: Reconstruction  of  The  Global  Scenario and Geoeffectiveness , J. Space Weather Space Clim., 8, A09.
Singh, A.K., S. Mishra, dan R. Singh, 2013. ULF Wave  Index  as  Magnetospheric  and Space-Weather Parameters , Advances in Space Research, 52, 1427-1436.
Takahashi, K., K. Yumoto, S.G. Claudepierre, E.
R.  Sanchez,  O.A.  Troshicev,  dan  A.S. Janzhura,  2012. Dependence  of  the Amplitude  of  Pc5-band  Magnetic  Field Variations  on  the  Solar  Wind  and  Solar Activity , Journal of Geophysical Research, 117, A04207.
Takahashi, K. dan A.Y. Ukhorskiy, 2008. Timing
Analysis  of  the  Relationship  Between
Solar Wind Paramaters and
Geosynchronous Pc5 Amplitude , Journal of Geophysical Research, 113, A12204. Vassiliadis,  D.,  I.R.  Mann,  S.F.  Fung,  dan  X.
Shao,  2007. Ground  Pc3-Pc5  Wave
Power  Distribution  and  Response  to Solar Wind Velocity Variations , Planetary and Space Science, 55, 743-754.
Wrenn,  G.L.,  D.J.  Rodgers,  dan  K.A.  Ryden,
2002. A  Solar  Cycle  of  Spacecraft Anomalies  due  to  Internal  Charging ,
Annales Geophysics, 20, 953-956.
https://satdat.ngdc.noaa.gov/sem/goes/data/ avg/. Diakses tanggal 27 Mei 2018. https://cdaweb.sci.gsfc.nasa.gov/index.html/.
Diakses tanggal 27 Mei 2018.