## JURNAL SAINS DIRGANTARA Journal of Aerospace Sciences
Vol. 13   No. 2        Juni  2016                                                                   ISSN 1412-808X
Nomor : 671/AU3/P2MI-LIPI/07/2015
Jurnal Sains Dirgantara (JSD) berisi hasil penelitian, pengembangan, dan/atau pemikirian di sains atmosfer  dan antariksa. Jurnal Sains Dirgantara (JSD) berisi hasil penelitian, pengembangan, dan/atau pemikiran di bidang sains atmosfer dan antariksa. Jurnal ini terbit sejak tahun 2004 dan dipublikasikan dua kali dalam setahun (Juni dan Desember)

## SUSUNAN DEWAN PENYUNTING JURNAL SAINS DIRGANTARA

## Penyunting
 Ketua
Drs. Sri Kaloka Prabotosari (Bidang Lingkungan Atmosfer dan Aplikasinya)/LAPAN
 Anggota Dr. Ina Juaeni (Bidang Meteorologi/Sains Kebumian)/LAPAN Dr. Buldan Muslim (Bidang Fisika Ionosfer dan Magnetosfer)/LAPAN Drs. Jiyo, M.Si (Bidang Fisika Magnetosferik dan Ionosferik)/LAPAN Dr. Dadang Subarna (Klimatologi dan Atmosfer Maritim )/LAPAN
Mitra Bestari Prof. Dr. Thomas Djamaluddin (Astronomi dan Astrofisik)/LAPAN Prof. The Houw Liong (Model Iklim, Prediksi Banjir, dan Sains Antariksa)/ITB Dr. Dhani Herdiwijaya (Cuaca Antariksa)/ITB

## SUSUNAN SEKRETARIAT REDAKSI JURNAL SAINS DIRGANTARA
Pemimpin Umum Ir. Christianus Ratrias Dewanto, M.Eng
Pemimpin Redaksi Pelaksana Ir. Jasyanto, MM
Redaksi Pelaksana Mega Mardita, S.Sos.,M.Si Yudho Dewanto, ST Dwi Haryanto, S.Kom

## Tata Letak
M. Luthfi
Berdasarkan SK Kepala LIPI Nomor: 818/E/2015 ditetapkan Jurnal Sains Dirgantara sebagai Majalah Berkala Ilmiah Terakreditasi
Gambar  cover,  atas [kiri]  Kelompok  bintik  matahari  NOAA  10484  (kotak)  diamati  oleh  SOHO/MDI  Continuum  pada  20  dan  26  Oktober  2003; [kanan] 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); Tengah Histogram distribusi kemunculan lapisan E-Sporadis sebagai fungsi waktu lokal. Frekuensi ambang yang digunakan adalah 2 MHz (krem),  4  MHz  (oranye),  dan  6  MHz  (merah).Panel  atas  menunjukkan  fraksi  kemunculan  untuk  setiap  rentang  frekuensi  (dinormalisasi  terhadap histogram foEs >2 MHz); Bawah Variasi harian pulsa magnet Pc3 rentang waktu Februari 2010. Kurva dengan garis tebal merupakan rata-rata variasi harian dalam satu bulan.

## Alamat Penerbit
LAPAN Jl. Pemuda Persil No. 1, Rawamangun, Jakarta 13220 Telepon : (021) 4892802 Ext. 142/146 (Hunting), Fax. : (021) 47882726 Email : publikasi@lapan.go.id Situs : http://www.lapan.go.id http://jurnal.lapan.go.id

## JURNAL SAINS DIRGANTARA Journal of Aerospace Sciences
Vol. 13   No. 2        Juni  2016                                                          ISSN 1412-808X
Nomor : 671/AU3/P2MI-LIPI/07/2015

## DAFTAR ISI
Halaman
ANALISIS  RESPON  MEDAN  GEOMAGNET  ANTARA  STASIUN  DI EKUATOR MAGNET DAN STASIUN BIAK SAAT BADAI GEOMAGNET PADA MERIDIAN MAGNET 210 ⁰ MM (ANALYSIS  OF  THE  GEOMAGNETIC  FIELD  RESPONSE  BETWEEN STATIONS  AT  MAGNETIC  EQUATORIAL  AND  BIAK  STATION  WHEN GEOMAGNETIC STORM AT 210 ⁰ MM) Anwar Santoso 63 - 72
PENGARUH  ORIENTASI  MEDAN  MAGNET  ANTARPLANET  PADA
GANGGUAN GEOMAGNET DI LINTANG RENDAH
(THE EFFECT OF INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD ORIENTATION ON
LOW LATITUDE GEOMAGNETIC  DISTURBANCES) Anton Winarko dan Anwar Santoso 73 - 86
STUDI  GELOMBANG  ULF:  KORELASI  PULSA  MAGNET  Pc3  DENGAN KECEPATAN ANGIN SURYA DAN MEDAN MAGNET ANTARPLANET
(STUDY OF ULF WAVE: CORRELATION OF Pc3 MAGNETIC PULSATIONS
WITH  SOLAR  WIND  VELOCITY  AND  INTERPLANETARY  MAGNETIC FIELD)
Setyanto Cahyo Pranoto, dan Wahyu Srigutomo
87 - 96
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, Nanang Widodo, Iyus Edi Rusnadi, Heri Sutastio, dan Dasimun 97 - 110
VARIASI  DIURNAL DAN  MUSIMAN  KEMUNCULAN  LAPISAN  E-SPORADIS

## DI ATAS SUMEDANG TAHUN 2015
(DIURNAL  AND  SEASONAL  VARIATION  OF  THE  OCCURRENCEOF SPORADIC-E LAYER OVER SUMEDANG IN 2015) Rhorom Priyatikanto, Farahhati Mumtahana, dan Mumen Tarigan
111 - 120

## JURNAL SAINS DIRGANTARA Journal of Aerospace Sciences
Vol. 13   No. 2        Juni  2016                                                          ISSN 1412-808X
Nomor : 671/AU3/P2MI-LIPI/07/2015
Dari  Redaksi

## JURNAL SAINS DIRGANTARA
Journal of Aerospace Sciences
ISSN 1412-808X No.475/AU2/P2MI-LIPI/08/2012
Vol. 13  No. 1,  Desember 2015
Lembar abstrak ini boleh dikopi tanpa ijin atau biaya
ABSTRAK PROYEKSI AWAL MUSIM DI JAWA BERBASIS HASIL  DOWNSCALING  CONFORMAL  CUBIC ATMOSPHERIC  MODEL  (CCAM)  =  (SEASON ONSET  PROJECTION  IN  JAVA  BASED  ON
CCAM DOWNSCALING OUTPUT)/Haries Satyawardhana; Armi Susandi J. Sains, 13(1) 2015:1-14
Penelitian  mengenai  awal  musim  dengan  kriteria Badan  Meteorologi,  Klimatologi,  dan  Geofisika (BMKG)  yang  menggunakan  curah  hujan dasarian  di  Indonesia  telah  banyak  dilakukan, namun  data  yang  digunakan  masih  memiliki keterbatasan  dalam  periode  analisis,  resolusi spasial  yang  masih  rendah  dan  masih  belum dapat menghasilkan proyeksi ke depan. Penggunaan  model  iklim  adalah  jawaban  untuk mengatasi semua keterbatasan tersebut. Penelitian  ini  menggunakan Conformal  Cubic Atmospheric  Model (CCAM)  untuk downscaling dari  data  model  iklim  global  dan  reanalisis National
Center for Environmental
Prediction/National  Center  for  Atmospheric Research (NCEP/NCAR).  Periode  waktu  yang digunakan  adalah  periode  1991 – 2010  (20 tahun) sebagai periode baseline (kondisi saat ini) dan  periode  2011 – 2030  sebagai  periode proyeksi ke depan. Penentuan awal musim pada penelitian  ini  menggunakan  kriteria  curah  hujan dasarian dari Badan Meteorologi, Klimatologi, dan Geofisika  (BMKG).  Hasil  dari  penelitian  ini menunjukkan bahwa proyeksi dengan menggunakan  skenario  A2  IPCC  menyimpulkan bahwa  Awal  Musim  Kemarau  (AMK)  di  sebagian besar  daerah  Pulau  Jawa  datang  lebih  cepat, sedangkan  Awal Musim Hujan (AMH) cenderung mundur  atau  datang  lebih  lambat  dari baseline . Dengan  kata  lain,  Pulau  Jawa  diproyeksikan mengalami  musim  kemarau  yang  lebih  panjang dan musim hujan yang lebih pendek dibandingkan kondisi saat ini.
Kata kunci : CCAM, Downscaling, AMK, AMH
ARUS CINCIN DAN PENGARUHNYA TERHADAP

## MEDAN GEOMAGNET
DI
WILAYAH INDONESIA = RING CURRENT AND IT'S EFFECT  ON THE GEOMAGETIC FIELD IN INDONESIA REGION/ Mamat Ruhimat J. Sains, 13(1) 2015 :15-26
Arus  cincin  yang  mengalir  di  ionosfer  sekitar ekuator  dapat  diketahui  keberadaannya  pada kejadian  gangguan  geomagnet.  Dalam  peristiwa rekoneksi  magnet  terjadi  transfer  energi  dari angin  surya  menuju  magnetosfer  bagian  dalam. Energi  ini  diteruskan  hingga  terekam  di permukaan  Bumi  dan  menyebabkan  adanya penurunan  intensitas  medan  geomagnet  yang dikenal  dengan  gangguan  geomagnet.  Dengan menggunakan  data  angin  surya  dan  medan magnet antarplanet, dapat diperkirakan besarnya energi  kopling  angin  surya  magnetosfer,  medan listrik  merger,  dan  energi  injeksi  untuk  arus cincin.  Dari  tiga  kejadian  yang  dianalisis,  dua  di antaranya  yaitu  pada  3  Mei  2010  dan  29  Mei 2010  memiliki  energi  injeksi  untuk  arus  cincin masing-masing Q =14,8 nT/jam dan 21,4 nT/jam. Berdasarkan hasil pemetaan gangguan geomagnet  di  wilayah  Indonesia  terlihat  adanya pergeseran  gangguan  geomagnet  dari  Timur  ke Barat.  Hal  ini  menunjukkan  adanya  aliran  arus cincin  yang  mengalir  dari  Timur  ke  arah  Barat. Sedangkan  kejadian  12  Juni  2010  menghasilkan energi  injeksi  yang  rendah  Q  =  2,9  nT/jam,  dan tidak menunjukan adanya arus cincin.
Kata  kunci : Gangguan  geomagnet,  Magnetosfer, Angin  surya,  Transfer  energi,  Arus cincin

## JURNAL SAINS DIRGANTARA
Journal of Aerospace Sciences
ISSN 1412-808X No.475/AU2/P2MI-LIPI/08/2012
Vol. 13  No. 1,  Desember 2015
Lembar abstrak ini boleh dikopi tanpa ijin atau biaya
ABSTRAK REANALISIS  WEATHER  RESEARCH  AND FORECAST-FOUR DIMENSION DATA ASSIMILIATION (WRF-FDDA) UNTUK MENINGKATKAN AKURASI ESTIMASI POTENSI  ENERGI  ANGIN  DI  DAERAH  LEPAS PANTAI  (STUDI  KASUS:  PANTAI  SELATAN JAWA  BARAT)  =  REANALYSIS  WEATHER RESEARCH AND FORECAST-FOUR DIMENSION DATA ASSIMILATION  (WRF-
FDDA) TO IMPROVE ACCURACY ESTIMATION OF    WIND  ENERGY  POTENTIAL  IN  THE OFFSHORE  AREAS  (CASE  STUDY:  SOUTH COAST  OF  WEST  JAVA)/Nurry  Widya  Hesty; Tri Wahyu Hadi J. Sains, 13(1) 2015 :27-36
Peta  potensi  energi  angin  lepas  pantai yang  akurat,  memiliki  resolusi  tinggi,  dan  tidak tergantung  pengukuran insitu sangat  dibutuhkan untuk  mengurangi  biaya  pengukuran  langsung dan mendorong pengembangan teknologi Pembangkit  Listrik  Tenaga  Angin  di  Indonesia. Dalam  penelitian  ini,  dilakukan  teknik  asimilasi data nudging FDDA  untuk  memperbaiki  akurasi model  cuaca  skala  meso  WRF  di  lepas  pantai selatan  Jawa  Barat  menggunakan  data  angin permukaan laut  Cross-Calibrated  Multi-Platform (CCMP)  sebagai  data  asimilasi.  Tes  sensitifitas dilakukan  dengan  membandingkan  enam  buah parameterisasi Planetary  Boundary  Layer (PBL) terhadap  sampel.  Hasil  uji  menyatakan  skema PBL Yonsei  University (YSU)  menjadi  skema yang  paling  mendekati  data  stasiun  pengamatan dan  terpilih  untuk  dijalankan  sepanjang  2008. Hasil  model  diverifikasi  dengan  data  stasiun pengukuran  di  Sukabumi.  Hasil  verifikasi menunjukkan  asimilasi  data  FDDA  dapat mereduksi  nilai  RMSE  dan  menghasilkan  pola distribusi  angin  mirip  dengan  data  stasiun pengukuran.
Kata  kunci : WRF,  bFDDA,  Potensi  angin,  Lepas pantai
EVALUASI DAN

## PREDIKSI
CUACA ANTARIKSA  BERDASARKAN  PERUBAHAN
HARIAN  INDEKS  AKTIVITAS  MATAHARI: SSN,  F 10.7 ,  F XRAY ,  DAN  E FLARE =  EVALUATION AND  PREDICTION  OF  SPACE  WEATHER BASED  ON  DAILY  CHANGES  OF  SOLAR ACTIVITY  INDICES:  SSN,  F 10.7 ,  F XRAY ,  AND E FLARE /Rhorom Priyatikanto J. Sains, 13(1) 2015 : 37-46
Cuaca  antariksa  menjadi  aspek  yang penting  dalam  peradaban  modern  karena  umat manusia  semakin  mengandalkan  teknologi antariksa.  Kondisi  ini  mendorong  adanya  upaya yang  baik  dalam  mengukur  kondisi  terkini antariksa  dan  memperkirakan  masa  depan. Sejumlah  indeks  telah  didefinisikan  sebagai parameter  cuaca  antariksa,  terutama  aktivitas magnetik Matahari. Studi ini menelaah variabilitas  dan  parameter  statistik  dari  empat indeks,  yakni  bilangan  bintik  Matahari  ( SSN ), fluks radio  10  cm  ( F 10.7 ), fluks sinar-X  latar belakang  ( F xray ),  dan  energi  total flare ( E flare ). Siklus  23  dan  24  dipilih  sebagai  batas  waktu analisis.  Tujuannya  adalah  untuk  mengetahui variabilitas  setiap  indeks  sepanjang  siklus Matahari  serta  mengetahui  karakter  perubahan harian  indeks  tersebut.  Berdasarkan  analisis tersebut,  tidak  ditemukan  perbedaan  fase  yang signifikan  di  antara  fluktuasi  keempat  indeks meski  amplitudo  variasi  yang  berbeda  teramati. Perubahan  harian  dari  indeks  tersebut  hampir mengikuti distribusi Gaussian sehingga pengelompokkan  ke  dalam  kelas  diskrit  dapat dilakukan.  Batasan  statistik  0,25 σ dan  0,85 σ dapat  dipakai  untuk  membedakan  perubahan kecil dan besar.
Kata kunci : Bintik Matahari, Emisi radio, Sinar- X, Energi flare

## JURNAL SAINS DIRGANTARA
Journal of Aerospace Sciences
ISSN 1412-808X No.475/AU2/P2MI-LIPI/08/2012
Vol. 13  No. 1,  Desember 2015
Lembar abstrak ini boleh dikopi tanpa ijin atau biaya
ABSTRAK VARIASI  DIURNAL  UAP  AIR  DI  LAPISAN

## TROPOSFER BAWAH  SAAT MADDEN JULIAN OSCILLATION FASE AKTIF MEMASUKI
KAWASAN  BARAT  INDONESIA  BERBASIS ANALISIS  DATA  GPS  =  DIURNAL  VARIATION OF  LOW  LEVEL  MOISTURE  WHEN  THE ACTIVE PHASE OF MADDEN JULIAN
OSCILLATION ENTERING AREA OF WESTERN
INDONESIA BASED ON GPS DATA ANALYSIS/ Aries  Kristianto;  Tri  Wahyu  Hadi;    Dudy Darmawan Wijaya J. Sains, 13(1) 2015 :47- 62
Uap  air  di  lapisan  troposfer  bawah  ( Low- level Moisture /LLM) berperan dalam pertumbuhan awan hujan. Teknologi Global Positioning System (GPS) mampu mengekstraksi uap air LLM dengan menerapkan  metode  kombinasi  selisih  uap  air total  hasil  ekstrasi groundbased GPS  dengan Precipitable  Water  Vapor (PWV)  di  lapisan troposfer  atas  ECMWF.  Variasi  diurnal  LLM berbasis  data  GPS  di  beberapa  kawasan  yang ada di bagian barat Indonesia, yaitu wilayah Jawa bagian  Barat  dianalisis  terutama  saat  fase  aktif Madden  Julian  Oscillation (MJO)  sebagai  salah satu  variabilitas  dominan  yang  sangat  penting  di daerah  tropis.  Kejadian  MJO  November  2009  di wilayah  Jawa  bagian  Barat  memberikan  dampak terhadap  variasi  harian  LLM,  dimana  anomali hariannya meningkat seiring dengan menurunnya anomali OLR saat MJO onset , dan menurun saat pasca  MJO.  Di  bagian  utara  menunjukkan konsentrasi  LLM  menurun  dari  barat-timur, sedangkan  di  bagian  selatan  konsentrasinya meningkat. Variasi dari utara-selatan menunjukkan  konsentrasi  LLM  yang  cenderung berubah-ubah,  sementara  di  bagian  timur peningkatan  uap  air  ke  arah  selatan  sesuai dengan analisis vektor angin. Variasi diurnal LLM November 2009 saat fase MJO aktif secara umum konsentrasinya  lebih  tinggi  dibandingkan  pra  dan pasca  MJO.  Dari  analisis  indeks  konvektif  citra satelit  MTSAT  IR1  juga  menunjukkan  LLM  saat MJO  berkaitan  dengan  aktivitas  konvektif,  baik pada  periode  pra-MJO,  saat onset ,  aktif  hingga pasca MJO.
Kata kunci : LLM,GPS, MJO, OLR

## JURNAL SAINS DIRGANTARA
Journal of Aerospace Sciences
ISSN 1412-808X No. 671/AU3/P2MI-LIPI/07/2015
Vol. 13  No. 2,  Juni 2016
Lembar abstrak ini boleh dikopi tanpa ijin atau biaya
ABSTRAK ANALISIS  RESPON  MEDAN  GEOMAGNET ANTARA  STASIUN  DI  EKUATOR  MAGNET DAN STASIUN BIAK

## SAAT
BADAI GEOMAGNET PADA MERIDIAN MAGNET 210 ⁰ =  ANALYSIS  OF  THE  GEOMAGNETIC  FIELD RESPONSE BETWEEN STATIONS AT MAGNETIC EQUATORIAL AND BIAK STATION  WHEN  GEOMAGNETIC  STORM  AT 210 ⁰ MM/Anwar Santoso J. Sains , 13(2) 2015 :63 - 74
Badai  geomagnet  merupakan  gangguan geomagnet  yang  terjadi  secara  global.  Sampai saat ini dipercaya bahwa dampak terbesar badai geomagnet  terjadi  di  lintang  tinggi  dan  semakin menurun  dengan  menurunnya  lintang  sampai  di ekuator.  Namun,  berdasarkan  olah  data komponen  H  medan  geomagnet  dari  CPMN diperoleh  fenomena  lain  yaitu  H  minimum  dari stasiun  Onagawa  (31,15 ⁰ LU;  212,63 ⁰ BT koordinat  magnet)  lebih  kecil  dari  H  minimum Balai Penjejakan dan Kendali Wahana Antariksa (BPKWA)  Biak  (9,73 ⁰ LS;  207,39 ⁰ BT  koordinat magnet)  saat  badai  geomagnet  15  Juli  2000. Kenyataan  ini  berbeda  dari  apa  yang  telah dipercayai  di  atas.  Untuk  memastikan  hal  ini maka  dilakukan  analisis  respon  komponen  H medan geomagnet berdasarkan lintang menggunakan  data  komponen  H  medan geomagnet  dari  BPKWA  Biak  dan  stasiun  di sekitar  210 ⁰ MM  untuk  seluruh  kejadian  badai geomagnet  kuat  (Dst  <  -100  nT)  selama  1995- 2001.  Hasil  analisis  diperoleh  bahwa  respon medan geomagnet saat badai geomagnet di Biak lebih  besar  dari  pada  di  ekuator  magnet  (YAP). EEJ dan CEJ di daerah EEJ (10 ⁰ LU sampai 10 ⁰ LS  magnet)  terbukti  mempengaruhi  respon geomagnet. Hal terpenting yang perlu diperhatikan  dari  hasil  ini  adalah  bahwa  jika respon  geomagnet  di  Indonesia  lebih  tinggi dibandingkan  di  daerah  ekuator  geomagnet (YAP)  maka  potensi  kemunculan  GIC  juga  lebih besar terjadi di Indonesia.
Kata kunci : Badai  geomagnet,  Komponen  H medan geomagnet, Respon geomagnet terhadap lintang PENGARUH  ORIENTASI  MEDAN  MAGNET ANTARPLANET PADA
GANGGUAN GEOMAGNET  DI  LINTANG  RENDAH  =  THE EFFECT  OF  INTERPLANETARY  MAGNETIC
FIELD  ORIENTATION  ON  LOW  LATITUDE GEOMAGNETIC DISTURBANCES/Anton Winarko ; Anwar Santoso J. Sains, 13(2) 2015 :75 - 88
Medan  magnet  antarplanet  ( Interplanetary Magnetic  Field /  IMF)  adalah  medan  magnet matahari  yang  dibawa  oleh  angin  surya  dan menjalar  dalam  ruang  antarplanet.  Berdasarkan studi  sebelumnya  diketahui  bahwa  kondisi  angin surya  saat  terjadi  rekoneksi  amat  berpengaruh terhadap  gangguan  geomagnet  yang  terjadi.  Pada makalah  ini  dibahas  respons  medan  geomagnet  di lintang rendah pada berbagai kondisi rekoneksi yaitu pada  saat  komponen  utara-selatan  medan  magnet antarplanet  (IMF  Bz)  dominan  selatan  (IMF  Bz<0) dalam durasi panjang, IMF Bz berbalik arah setelah rekoneksi,  dan    IMF  Bz  cenderung  netral  (IMF Bz~0).  Dari  studi  kasus  menunjukkan  bahwa prakondisi  IMF  Bz  <0  mengakibatkan  badai geomagnet  yang  lebih  intens  dibandingkan  IMF Bz~0.  Di  lintang  rendah,  prakondisi  IMF  Bz<0 cenderung  mengakibatkan  gangguan  berupa  badai geomagnet  sedangkan  IMF  Bz~0  dapat  memicu Sudden  Impulse .  Perubahan  arah  IMF  Bz  yang terjadi  setelah  rekoneksi  mempengaruhi  laju  fase pemulihan  (recovery  phase),  yaitu  pada  IMF  Bz>0, fase  pemulihannya  cenderung  berlangsung  lebih cepat dibandingkan saat IMF Bz<0.
Kata  kunci : Gangguan  geomagnet,  rekoneksi, medan magnet antarplanet Bz

## JURNAL SAINS DIRGANTARA
Journal of Aerospace Sciences
ISSN 1412-808X No. 671/AU3/P2MI-LIPI/07/2015
Vol. 13  No. 2,  Juni 2016
Lembar abstrak ini boleh dikopi tanpa ijin atau biaya
ABSTRAK STUDI  GELOMBANG  ULF:  KORELASI  PULSA MAGNET  Pc3  DENGAN  KECEPATAN  ANGIN SURYA DAN MEDAN MAGNET ANTARPLANET  =  STUDY  OF  ULF  WAVE: CORRELATION OF
Pc3
MAGNETIC
PULSATIONS  WITH  SOLAR  WIND  VELOCITY AND  INTERPLANETARY  MAGNETIC  FIELD/ Setyanto Cahyo Pranoto; Wahyu Srigutomo J. Sains, 13(2) 2015 : 89 - 98
Angin  surya  merupakan  sumber  energi bagi  proses-proses  fisis  yang  terjadi  di magnetosfer  Bumi.  Untuk  dapat  memahami dinamika di magnetosfer Bumi dapat ditinjau dari gelombang ULF salah satunya pulsa magnet Pc3. Pulsa  magnetik  Pc3  merupakan  variasi quasi- sinusoide pada  medan  magnet  Bumi  dalam rentang periode 10 – 45 detik. Pulsa magnet Pc3 umumnya  memiliki  amplitudo  rendah  dengan rentang nT (nano Tesla). Terdapat beberapa cara yang  dapat  dilakukan  untuk  mengamati  pulsa magnet  Pc3  diantaranya  dengan  menggunakan magnetometer  landas  Bumi.  Dalam  makalah  ini kami menggunakan data pengamatan magnetometer  stasiun  Kupang,  Manado  dan Parepare  untuk  mempelajari  hubungan  pulsa magnet  Pc3  terkait  dengan  angin  surya  dan medan  magnet  antarplanet.  Pulsa  magnet  Pc3 diekstrak dari data variasi medan magnet dengan menggunakan Butterworth  Filter dan Hamming windowing .  Hasil  yang  diperoleh  menunjukkan bahwa  pulsa  magnet  Pc3  memiliki  korelasi dengan  peningkatan  kecepatan  angin  surya  dan medan magnet antarplanet. Hal ini mengindikasikan  bahwa  angin  surya  merupakan salah  satu  sumber  yang  mengontrol  perubahan yang terjadi pada pulsa magnet Pc3.
Kata kunci : Pulsa magnet Pc3, Ulf, Angin surya
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;  Nanang  Widodo;  Iyus Edi Rusnadi, Heri Sutastio; Dasimun J. Sains, 13(2) 2015 : 99 - 114
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

## JURNAL SAINS DIRGANTARA
Journal of Aerospace Sciences
ISSN 1412-808X No. 671/AU3/P2MI-LIPI/07/2015
Vol. 13  No. 2,  Juni 2016
Lembar abstrak ini boleh dikopi tanpa ijin atau biaya
ABSTRAK VARIASI DIURNAL DAN MUSIMAN KEMUNCULANLAPISAN E-SPORADIS DI ATAS SUMEDANG TAHUN  2015  =  DIURNAL  AND  SEASONAL VARIATION
OF THE OCCURRENCEOF SPORADIC-E  LAYER  OVER  SUMEDANG  IN 2015 / Rhorom Priyatikanto; Farahhati
Mumtahana; Mumen Tarigan J. Sains, 13(2) 2015 : 115 – 124
Gesekan  angin  ( wind  shear )  telah  lama dipercaya sebagai mekanisme penyebab kemunculan  lapisan  E-Sporadis  pada  ketinggian 90-120  km.  Kemunculan  lapisan  ini  berkaitan dengan  gelombang  gravitasi,  gelombang  pasang- surut,  serta  gelombang  atmosfer  skala  global ( planetary  wave )  dengan  perulangan  yang berbeda.  Hujan  meteor  yang  terjadi  setiap  tahun juga dapat mempengaruhi probabilitas kemunculan  lapisan  E-Sporadis,  sementara aktivitas  Matahari  dan  geomagnet  tidak  banyak memberikan  pengaruh.  Pada  artikel  kali  ini,  data E-Sporadis hasil pengamatan di Balai Pengamatan  Atmosfer  dan  Antariksa  Sumedang, Jawa Barat sepanjang tahun 2015 telah dipelajari. Tujuan  utamanya  adalah  untuk  mengetahui karakteristik  dan  pola  kemunculan  lapisan  E- Sporadis  di  daerah  lintang  rendah.  Beberapa kesimpulan  dapat  dideduksi  dari  analisis  yang dilakukan.  Persentase  kemunculan  lapisan  E- Sporadis  ( P )  cukup  tinggi  pada  bulan  Mei-Juli serta  Desember-Januari.  Persentase  kemunculan lapisan  E-Sporadis  dengan  frekuensi  kritis  lebih dari  2  MHz  dapat  mencapai  97%.  Variasi  diurnal yang  teramati  adalah  peningkatan  nilai P menjelang  tengah  hari  yang  diikuti  penurunan sekitar  pukul  12:00  waktu  lokal.  Nilai  P  kembali naik dan memuncak pada pukul 16:00 waktu lokal lalu  menurun  seiring  berkurangnya  laju  ionisasi oleh radiasi Matahari. Pada bulan Mei-Juli, lapisan E-Sporadis dengan frekuensi lebih dari 6 MHz juga muncul pada malam hari. Pemeriksaan lebih lanjut perlu  dilakukan  untuk  mengetahui  kaitan  antara kemunculan  E-Sporadis  pada  rentang  waktu tersebut  dan  aktivitas  hujan  meteor  dengan  fluks tinggi. Selain itu, variasi diurnal dan musiman yang diperoleh  dalam  studi  ini  dapat  menjadi  rujukan bagi  proses  ramalan  cuaca  antariksa  yang diperlukan bagi sejumlah stakeholder .
Kata kunci : Ionosfer,     E-Sporadis,        Statistik kemunculan

## ANALISIS RESPON MEDAN GEOMAGNET ANTARA STASIUN DI EKUATOR MAGNET DAN STASIUN BIAK SAAT BADAI GEOMAGNET

## PADA MERIDIAN MAGNET 210 ⁰ MM
(ANALYSIS OF THE GEOMAGNETIC FIELD RESPONSE BETWEEN STATIONS AT MAGNETIC EQUATORIAL AND BIAK STATION WHEN GEOMAGNETIC STORM AT 210 ⁰ MM)
Anwar Santoso Pusat Sains Antariksa Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djundjunan 133 Bandung 40173 Indonesia e-mail: anwar@bdg.lapan.go.id
Diterima 11 Januari 2016, Direvisi 9 Juni 2016, Disetujui 24 Juni 2016

## ABSTRACT
Geomagnetic storm is a geomagnetic disturbance that occurs globally. Until now believed that the greatest impact of geomagnetic storms occurred in the high latitudes and decreases with decreasing latitude  to  the  equator.  However,  based  on  the  data  component  of  the  geomagnetic  field  H  obtained CPMN  other  phenomena,  that  is  H  minimum  of  Onagawa  station  (31,15 o LU;  212,63 o BT  magnetic coordinates)  is  smaller  than  the  H  minimum  at  Biak  station  (9,73 o latitude;  207,39 o BT  magnetic coordinates)  during  geomagnetic  storms  on  July  15,  2000.  This  reality  is  different  from  what  was believed  to  be  on  top.  To  ensure  this,  then  done  the  analysis  of  the  geomagnetic  field  H  component response based on the latitude using the geomagnetic field data from Biak station and stations around 210 o MM for the whole event a strong geomagnetic storms (Dst <-100 nT) during 1995-2001. Results of the analysis showed that the response time of geomagnetic field geomagnetic storm in Biak is greater than at the magnetic equator (YAP) with an difference average of H is 59,27 nT. EEJ and CEJ pattern in the EEJ region (10 o S to 10 o N magnetic coordinate) shown could effected to the response of geomagnetic geomagnetic. The most important to note that if the geomagnetic response in Indonesia higher than in the geomagnetic equator (YAP) then the occurrence probability of GIC in Indonesia is higher.
Keywords : Geomagnetic storm, H component of geomagnetic field, the Geomagnetic response to latitude

## ABSTRAK
Badai geomagnet merupakan gangguan geomagnet yang terjadi secara global. Sampai saat ini dipercaya  bahwa  dampak  terbesar  badai  geomagnet  terjadi  di  lintang  tinggi  dan  semakin  menurun dengan menurunnya lintang sampai di ekuator. Namun, berdasarkan olah data komponen H medan geomagnet  dari  CPMN  diperoleh  fenomena  lain  yaitu  H  minimum  dari  stasiun  Onagawa  (31,15 ⁰ LU; 212,63 ⁰ BT  koordinat  magnet)  lebih  kecil  dari  H  minimum  Balai  Penjejakan  dan  Kendali  Wahana Antariksa (BPKWA) Biak (9,73 ⁰ LS; 207,39 ⁰ BT koordinat magnet) saat badai geomagnet 15 Juli 2000. Kenyataan  ini  berbeda  dari  apa  yang  telah  dipercayai  di  atas.  Untuk  memastikan  hal  ini  maka dilakukan  analisis  respon  komponen  H  medan  geomagnet  berdasarkan  lintang  menggunakan  data komponen  H  medan  geomagnet  dari  BPKWA  Biak  dan  stasiun  di  sekitar  210 ⁰ MM  untuk  seluruh kejadian  badai  geomagnet  kuat  (Dst  <  -100  nT)  selama  1995-2001.  Hasil  analisis  diperoleh  bahwa respon medan geomagnet saat badai geomagnet di Biak lebih besar dari pada di ekuator magnet (YAP) dengan rata- rata selisih ∆H -nya 59,27 nT. EEJ dan CEJ di daerah EEJ (10 ⁰ LU sampai 10 ⁰ LS magnet) terbukti mempengaruhi respon geomagnet. Hal terpenting yang perlu diperhatikan dari hasil ini adalah bahwa jika respon geomagnet di Indonesia lebih tinggi dibandingkan di daerah ekuator geomagnet (YAP) maka potensi kemunculan GIC juga lebih besar terjadi di Indonesia.
Kata Kunci : Badai geomagnet, Komponen H medan geomagnet, Respon geomagnet terhadap lintang

## 1  PENDAHULUAN
Respon medan geomagnet terhadap badai geomagnet tergantung pada lintang magnetnya. Intensitas respon geomagnet tertinggi  teramati  di  lintang  tinggi  atau area  kutub-kutub  bumi  dan  kemudian menurun  sampai  ke  lintang  rendah- ekuator  magnet.  Hal  ini  terjadi  karena daerah  lintang  tinggi  dan  kutub  bumi merupakan pintu masuknya partikel dari matahari terutama lebih intens pada saat terjadi rekoneksi antara angin surya dan bagian terluar magnetosfer bumi.
Namun,  Santoso  (2012),  telah memperoleh bahwa respon badai geomagnet  di  daerah  lintang  geomagnet 9,73 ⁰ LS  (Biak)  sedikit  lebih  kuat dibandingkan di daerah lintang geomagnet  25 ⁰ -45 ⁰ LU  dan  20 ⁰ -40 ⁰ LS pada  bujur  yang  hampir  sama  dengan Biak (207,39 ⁰ BT bujur magnet). Padahal seharusnya  respon  geomagnet  di  Biak yang terletak di lintang magnet 9,37 ⁰ LS memiliki  respon  lebih  kecil  daripada  di lintang menengah magnet. Dalam makalah  ini  dilakukan  analisis  respon komponen H medan geomagnet berdasarkan  lintang  menggunakan  data komponen  H  medan  geomagnet  dari BPKWA Biak dan stasiun di sekitar 210 ⁰ MM  untuk  seluruh  kejadian  badai geomagnet  kuat  (Dst  <  -100  nT)  selama
1995-2001.  Tujuannya  adalah  untuk mengetahui respon medan geomagnet di ekuator  magnet  dan  stasiun  Biak  saat badai geomagnet.

## 2  TINJAUAN PUSTAKA

## 2.1 Variasi Harian Medan Geomagnet
Bumi  mempunyai  medan  magnet internal  yang  dibangkitkan  oleh  efek dynamo arus listrik dalam fluida lapisan terluarnya.  Sedangkan  medan  magnet eksternalnya  berasal  dari  matahari. Kopling  antara  medan  magnet  internal dan eksternal menyebabkan variasi medan magnet bumi (geomagnet). Variasi aktivitas matahari  mengendalikan  variasi  medan geomagnet.  Saat  kondisi  tenang,  variasi harian  medan  geomagnet  dipengaruhi oleh  efek  dynamo  berkombinasi  dengan Equatorial  Electrojet (EEJ).  Pada  kondisi badai geomagnet, EEJ lebih intens terjadi saat  fase  utama  maupun  saat  fase pemulihan ( Equatorial Electrojet Counter , EEC),  seperti yang akan  diuraikan  pada sub-bab 2.3.
Baker  dan  Martyn  (1953)  telah menunjukkan  bahwa  ortogonalitas  dari medan listrik dan medan magnet di atas ekuator magnet membangkitkan konduktivitas besar arah timur sepanjang  siang  hari  dan  menyebabkan aliran equatorial  electrojet (EEJ)  dengan
medan listrik Sq normal. Agha dan Agbo (2014) telah menunjukkan bahwa fenomena EEJ juga memiliki ketergantungan yang sangat kuat terhadap aktivitas ionosfer pada ketinggian  lapisan  E  di  lokasi  dip ekuator.  James  dan  Rastogi  (2002)  juga telah  menunjukkan  bahwa  korelasi antara  variasi  harian  medan  geomagnet di stasiun Trivandrum (terletak di daerah EEJ) dengan stasiun lain pada longitude yang  sama  nilainya  menurun  drastis terhadap kenaikan lintang. Nilai korelasi turun  sebesar  0,5  di  sekitar  lintang magnet 8 o .
Di daerah ekuator, variasi medan geomagnet
pada hari tenang menunjukkan peningkatan kuat
mengikuti  arus  listrik  yang  mengalir  ke arah timur sepanjang garis ekuator yang dinamakan equatorial  electrojet ,  EEJ (Chapman,  1951).  Medan  magnet  yang terkait  hanya  diamati  pada  zona  sekitar 12◦  di  kedua  sisi  dari  ekuator  magnet. Dalam  zona  ini,  pengamatan  geomagnet permukaan  mencatat  empat  vektor medan  magnet  yang  berbeda  yakni komponen eksternal dan internal bidang Sq,  serta  bidang  EEJ  eksternal  dan internal.  Fakta  lama  telah  menetapkan bahwa  variasi  harian  medan  geomagnet disebabkan  oleh  empat  vektor  medan magnet tersebut. Variasi medan geomagnet  tersebut  berubah  terhadap lintang geomagnet (Yumoto, 1996).

## 2.2  Pengaruh  EEJ  dan  arus  Sq  Pada Variasi  Geomagnet  di  Daerah Ekuator Magnet
Arus listrik yang mengalir ke arah timur  di  sepanjang  lintang  magnet  di sebut Equatorial  Electrojet (EEJ).  Di daerah  ekuator  magnet,  variasi  medan geomagnet hari tenang (Sq) menunjukkan  peningkatan  yang  kuat yang  disebabkan  oleh  EEJ  (Chapman, 1951). Medan magnet yang terkait hanya teramati pada zona sekitar 12◦ di kedua
sisi dari lintang ekuator magnet. Rigoti et al.  (1999)  berdasarkan  grafik  variasi harian komponen H medan geomagnet di enam observatorium berbeda yang ada di lintang  rendah  magnet,  tiga  diantaranya berasal  dari  India,  telah  menemukan adanya  intensifikasi  variasi  harian komponen  H  medan  geomagnet  di  atas lintang  0 ⁰ magnet.  Fenomena  ini  sesuai seperti  yang  juga  telah  dijelaskan  oleh Chapman  (1951)  sebagai  akibat  dari aliran arus listrik arah timur di ionosfer yang disebut sebagai " Equatorial electrojet ".
2.3 Distribusi Respon Medan Geomagnet Terhadap Lintang Magnet dalam Meridian yang sama pada saat Badai Geomagnet
Ketika  terjadi  lontaran  massa korona  ( Coronal  Mass  Ejection ,  CME) yang  mengarah  ke  bumi,  partikel  dan medan  magnet  akan  terbawa  ke  bumi bersama  dengan  angin  surya.  Saat tumbukan,  akan  terjadi  rekoneksi  yang memungkinkan  masuknya  partikel  dan medan magnet dari angin surya ke bagian dalam  magnetosfer  bumi  dan  akan semakin efektif jika medan magnet antar planet  ( Interplanetary  Magnetic  Field, IMF)  mengarah  ke  selatan  (Bz(-)). Masuknya partikel dan medan magnet ke magnetosfer  bumi  dapat  menyebabkan gangguan geomagnet global yang disebut badai  geomagnet  ( geomagnetic  storm ) (Gopalswamy, 2009; Vats, 2006; Russell, 2006). Intensitas gangguan badai geomagnet  yang  teramati  di  permukaan bumi  berbeda-beda  bergantung  pada lintangnya,  seperti  ditunjukkan  pada Gambar 2-1. Pada Gambar 2-1 tersebut, nilai  komponen  H  medan  geomagnet  di lintang tinggi (60 ⁰ LU < Lintang> 60 ⁰ LS) adalah  minimum,  kemudian  meningkat secara  eksponensial  hingga  lintang magnet 25 ⁰ LS - 45 ⁰ LS dan 20 ⁰ LU - 40 ⁰ LU  yang  selanjutnya  naik  lagi  menuju ekuator magnet (Santoso, 2012).
Gambar 2-1: Distribusi ∆H medan geomagnet di meridian 210 ⁰ MM terhadap Lintang Magnet (dari lintang tinggi belahan utara sampai selatan) saat badai geomagnet sepanjang tahun 1995-2001 (Santoso, 2012).
Veenadhari  dan  Alex  (2006)  telah memperkirakan kekuatan EEJ terutama saat  terjadi  badai  geomagnet,  ketika variasi  medan  geomagnet  di  permukaan Bumi  menerima kontribusi,  tidak hanya dari  arus overhead di  daerah  dynamo ionosfer, tetapi juga dari arus magnetosfer yang  jauh  dari  sumber.  Hal  ini  seperti pada  Gambar  2-2.  Pada  Gambar  2-2 tersebut,  VBz  merupakan  parameter penting  untuk  menyatakan  kekuatan badai geomagnet. Demikian juga dengan variasi foF2 pada hari tenang di stasiun Vishakapatnam  dan  Delhi  menyatakan tren  saat  kondisi  tenang  relatif.  Pada badai geomagnet 31 Maret 2001, selama fase  awal  badai  geomagnet,  EEJ mengalami  gangguan  yang  mencolok pukul 09.00 – 13.00 LT di ekuator magnet, yang  mengindisikasikan  bahwa  telah terjadi peningkatan medan listrik ke arah timur  yang  memicu  timbulnya  medan magnet di permukaan bumi sampai -200 nT. Sedangkan pada badai geomagnet 11 April  2001,  EEJ  mengalami  penurunan selama  fase  pemulihan  badai.  Selama fase pemulihan tersebut Counter Electrojet (CEJ) teramati di waktu siang. Hubungan  antara  EEJ  dan  VBz  pada kejadian badai geomagnet 12 April 2001, seperti ditunjukkan pada Gambar 2-3.
Dalam kasus badai geomagnet 31 Maret 2001, terdapat korelasi antara EEJ dan medan listrik konveksi (VBZ) selama fase  awal  (00.00-08.00UT),  walaupun nilai korelasinya rendah karena diskontinuitas dalam
arah Bz.
“ Northward  turning ”  dari  Bz IMF  pada pukul  08.00  UT,  31  Maret  2001 menyebabkan  penurunan  medan  listrik dan elektrojet di sisi siang daerah ekuator. Efek  perisai  mengurangi  intensitas  EEJ di sisi siang hari. Hasil studi terhadap 11- 13  kejadian  badai  geomagnet,  diperoleh bahwa “ Northward  turning ”  dari Bz  IMF atau  kecenderungan  Bz  ke  arah  utara menyebabkan  munculnya  CEJ  selama fase pemulihan  badai.  Korelasi  tersebut tergambar  dari  adanya  nilai  korelasi antara  EEJ  dan  VBz  sebesar  0,827 selama  fase  pemulihan  (03.00-13.00  UT) 12 April 2001 (Veenadhari dan Alex, 2006).
Gambar 2-2: Variasi  foF2  Delhi  (19,02 ⁰ N)  dan Vishakapatnam  (VSK,  7,95 ⁰ N), medan  listrik  konveksi  (-VBz),  Bz IMF, EEJ dan komponen H medan geomagnet stasiun Tirunelveli dan Alibag.  (A)  saat  badai  geomagnet 31 Maret 2001, dan (B) saat badai geomagnet 11 April 2001 (Veenadhari dan Alex, 2006).
Gambar 2-3: Korelasi  antara  Hasil  hitung  EEJ dan  VBz  (Veenadhari  dan  Alex, 2006)
Sebelumnya, Rastogi et al. (2004) juga telah mengemukakan bahwa respon medan  geomagnet  di  Trivandrum  (TRD; 0,28 ⁰ LS magnet) lebih besar dibandingkan di  Peredina  (PRD;  1,3 ⁰ LS)  saat  badai geomagnet  tanggal  5  April  1993.  Pada saat  itu,  H TRD dan  H PRD mengalami depresi  lebih  dari  -160  nT.  Sedangkan pada  komponen  Z,  Z TRD mengalami depresi mencapai nilai -160 nT dan  Z PRD mengalami  depresi  mencapai  nilai  -125 nT.

## 3  DATA DAN METODOLOGI
Data  yang  digunakan  sebagai bahan analisis adalah data variasi medan geomagnet menit-an hasil pengamatan di BPKWA Biak dan dari stasiun pengamat geomagnet  lainnya  di  sekitar  ekuator magnet  dan  210 o MM  yang  disediakan oleh Prof. Kiyohumi Yumoto dalam CPMN Project ( Circum Pan-Pacific Magnetometer Network  Project ),  Universitas  Kyushu- Jepang. Selain  itu,  juga  digunakan data indeks  Dst  dari Word  Data  Center  for Geomagnetism ,  Universitas  Kyoto,  Jepang melalui  website  http://wdc.kugi.kyoto- u.ac.jp/dst_realtime/  yang  digunakan untuk  mengidentifikasi  kejadian  dan intensitas  badai  geomagnet  sepanjang tahun 1992 – 2001.
Identifikasi kejadian
badai
geomagnet kuat dilakukan menggunakan
data  indeks  Dst  (Dst  ≤ -100  nT).  Hasil identifikasi  menggunakan  indeks  Dst tahun  1992  sampai  2001  diperoleh  76 kejadian  badai  geomagnet  kuat  (Dst  <  - 100  nT).  Hasil  identifikasi  dari  peta stasiun  yang  ada  dalam CPMN  Project (http://denji102.geo.kyushu- u.ac.jp/denji/obs/equator/station/STAT 95.HTM)  diketahui  ada  5  stasiun pengamat  geomagnet  yang  berada  di sekitar  ekuator  magnet  dan  210 o MM yakni  stasiun  YAP,  Federasi  Mikronesia (FSM)  (1,02 o LU;  209,42 o MM);  stasiun Pohnpei,  Federasi  Mikronesia  (FSM) (0,08 o LU;  229,19 o MM);  stasiun  Cebu, Filipina  (1,70 o LU;  195,02 o MM);  stasiun Davao,  Filipina  (1,37 o LS;  196,53 o MM) dan  Bac  Lieu,  Vietnam  (0,70 o LU; 177,12 o MM).  Namun,  setelah  dilakukan identifikasi  ketersediaan  data,  maka hanya stasiun Yap, FSM saja yang cukup lengkap  yaitu  untuk  tahun  1993,  1998 dan  1999.  Oleh  karena  itu,  dalam makalah  ini  akan  dianalisis  respon medan geomagnet antara di BPKWA Biak dan  stasiun  Yap  pada  kejadian  badai geomagnet  kuat  (Dst  <  -100  nT)  tahun 1998 dan 1999 (Tabel 3-1).
Tabel 3-1:  DAFTAR KEJADIAN
BADAI GEOMAGNET  SEPANJANG  1998- 1999  YANG  AKAN  DIANALISIS DALAM PENELITIAN INI. No Tanggal Badai Geomagnet ∆ Hmin Kelas 1 04 April 1993 -165 nT Kuat 2 19 Oktober 1998 -112 nT Kuat 3 27 Agustus 1998 -155 nT Kuat 4 25 September 1998 -207 nT Sangat kuat 5 18 Februari 1999 -123 nT Kuat 6 22 September 1999 -173 nT Kuat 7 22 Oktober 1999 -237 nT Sangat Kuat
Sebagai  pembanding  digunakan data  medan  geomagnet  dari  stasiun  di sekitar  210 o MM  dari  lintang  utara magnet  sampai  lintang  selatan  magnet. Pembandingan dilakukan untuk melihat secara  visual  degradasi  kuat  respon medan geomagnet saat badai geomagnet dari  lintang  tinggi  ke  lintang  rendah. Daftar  nama  stasiun  pengamatan  dan lokasi stasiun yang digunakan
ditampilkan pada Tabel 3-2.
Tabel 3-2:  DAFTAR NAMA STASIUN PENGAMAT GEOMAGNET DAN KOORDINATNYA  (DI  SEKITAR  210 O

## MM).
No Nama stasiun Kode stasiun Geografis Magnet Lintang Bujur  Lintang Bujur 1 Kotel’nyy - Rusia KTN 97,10 146,36  69,92 201,03 2  Chokurdak h-Rusia CHD 70,62 147,89  64,66 212,14 3  Magadan- Rusia MGD 59,97 150,86  53,49 218,75 4  Moshiri- Jepang MSR 44,37 142,27  37,28 213,34 5  Kagoshima- Jepang KAG 31,48 130,72  24,37 202,36 6  Chichijima- Jepang CBI 27,15 142,30  19,51 213,12 7  Muntinlupa -Filipina MUT 14,37 121,02 6,26 192,22 8  Yap-FSM YAP 9,30 138,50 1,02 209,42 9  Biak- Indonesia BIK -1,08 136,05  -9,73 207,39 10  Wewak- PNG WWK -3,55 143,62  -12,12 215,37 11  Darwin- Australia DRW -12,40 130,90  -22,06 202,78 12  Dalby- Australia DLB -27,18 151,20  -36,64 226,94
Selanjutnya dilakukan
pembuatan plot variasi gangguan komponen H medan geomagnet (∆H) dari BPKWA  Biak  (∆H BIK )  dan  stasiun pengamat  geomagnet  lain  dari  lintang tinggi utara sampai lintang tinggi selatan di sekitar bujur yang sama dengan Biak (stasiun  Chokurdaks,  H CHD ;  stasiun Kotel’nyy,  H KTN ;  stasiun  Magadan,  H MGD ;  dan  seterusnya  sampai  stasiun Dalby,  H DLB ) terhadap 76 kejadian badai geomagn et. ∆H diperoleh melalui formulasi :
(3-1) (3-2) (3-3)
Dengan  H(t)  adalah  medan  geomagnet terukur  di  suatu  lokasi,  H o (t)  adalah medan  geomagnet  utama  ( baseline ),  H Sq (t) adalah medan geomagnet hari tenang dan  ∆H(t)  adalah  medan  geomagnet terganggu  oleh  aktivitas  matahari. Q 1 sampai Q 5 adalah  5  hari  paling  tenang pada  bulan  dengan  kejadian  badai geomagnet.
Selanjutnya,  grafik ∆H untuk masing-masing stasiun dianalisis polanya  dari  lintang  tinggi  ke  lintang
rendah menggunakan metode visual dan statistik.

## 4 HASIL DAN PEMBAHASAN
Telah  ditunjukkan  oleh  Santoso (2012)  dan  Veenadhari  da  Alex  (2006) bahwa respon medan geomagnet terhadap  badai  geomagnet  di  stasiun pengamat  geomagnet  dekat  ekuator magnet  (±  3 o LU/LS,  area  utama  EEJ) sedikit  lebih  besar  dibandingkan  di BPKWA  (dekat  ekuator  geografis  dan berada  di  daerah  pengamatan  EEJ  ±12 o LU/LS  lintang  magnet).  Dari  7  kejadian badai geomagnet sepanjang tahun 1998- 1999  yang  digunakan  sebagai  studi (Tabel  3-1),  2  kejadian  badai  geomagnet digunakan  sebagai  contoh  dan  dibahas lebih detail untuk kasus badai geomagnet tanggal  25  September  1998  dan  22 Oktober  1999.  Sisanya  tetap  diolah seperti  kedua  contoh  tersebut,  namun tidak  dibahas  detail  dalam  makalah  ini. Hasil  analisis  atau  pengolahan  data ditabulasikan pada bagian akhir bab ini.

## a. Variasi Medan Geomagnet di BPKWA Biak  dan  Yap  Pada  tanggal  25
September 1998
Variasi medan geomagnet komponen H BPKWA Biak (H BIK ) dan Yap (H YAP ) serta variasi nilai EEJ tanggal 24 - 26  September  1998  ditunjukkan  pada Gambar  4-1  tersebut  tepatnya  saat peristiwa  badai  geomagnet  tanggal  25 September 1998, rekoneksi terjadi pukul 23.00  UT  tanggal  24  September  1998 atau  pukul  08.00  LT  Biak  tanggal  25 September  1998.  Setelah  rekoneksi,  5 jam  kemudian  (04.00  UT),  komponen  H medan  geomagnet  di  stasiun  YAP mengalami  depresi  dan  mencapai  nilai minimum -148 nT. Sedangkan di stasiun Biak, 7 jam setelah rekoneksi (06.00 UT), komponen  H-nya  terdepresi  sampai mencapai  nilai  -223  nT.  Hal  ini menunjukkan  bahwa  respon  medan geomagnet  di  Biak  terhadap  badai geomagnet  tanggal  25  September  1998 lebih  besar  daripada  di  YAP.  Seperti diketahui bahwa respon medan
geomagnet  di  lintang  tinggi  saat  badai geomagnet adalah yang paling besar.
Pada  kejadian  badai  geomagnet tanggal 25 September 1998 pukul 11.00 UT  H KTN mengalami  depresi  mencapai nilai  -1487  nT.  Selisih nilai  H  Yap dan  H Biak adalah  sebesar 75 nT.
(A) (B) Gambar 4-1:  (A) Variasi Bz IMF (nT), Vsw (km/s), Nsw (n/cm 3 ), VBz (mV/m) dan  indeks  Dst  (nT)  serta  (B) variasi  H BIK (nT)  dan  H YAP (nT) serta EEJ (Dis) (nT) tanggal 24-26 September 1998. Badai geomagnet  kelas  Sangat  Kuat  (- 200  nT  ≥  Dst  ≥ -300  nT)  terjadi tanggal 25 September 1998.
Merujuk  pada  Gambar  2-1  dan Chapman  (1951)  serta  Rastogi  et  al. (2004), maka respon medan geomagnet di YAP  saat  badai  geomagnet  seharusnya lebih  besar  dibandingkan  daerah  yang jauh  dari  ekuator  magnet  seperti  Biak. Diduga  sebagai  akibat  adanya counter EEJ  (CEJ)  yang  mulai  timbul  sejak rekoneksi  sampai  sepanjang  fase  utama badai  geomagnet.  Besarnya  CEJ  dalam peristiwa ini mencapai 94 nT pada pukul 06.00  UT  tanggal  5  September  1998 bersamaan dengan  H BIK mencapai nilai minimumnya.
Merujuk  hasil  Chapman  (1951), akibat  adanya  CEJ  ini  maka  diduga hampir  tidak  ada  medan  listrik  yang mengalir ke timur sehingga tidak terjadi suplai  tambahan  medan  magnet  ke ekuator magnet (daerah utama EEJ,  3 o lintang magnet).

## b. Variasi Medan Geomagnet di BPKWA
Biak  dan  Yap  Pada  tanggal  22 Oktober 1999
Variasi medan geomagnet komponen  H BPKWA  Biak  (∆H BIK )  dan Yap (∆H YAP ) serta variasi nilai EEJ tanggal 21 - 23 Oktober 1999 ditunjukkan pada Gambar  4-2.  Pada  gambar  tersebut, tepatnya saat peristiwa badai geomagnet tanggal  22  Oktober  1999  ini,  rekoneksi terjadi  pukul  22.00  UT  tanggal  21 Oktober 1999 atau pukul 07.00 LT Biak 22  Oktober  1999.  Setelah  rekoneksi,  6 jam kemudian tepatnya pukul 04.00 UT, medan  geomagnet  komponen  H  di stasiun  YAP  mengalami  depresi  dan mencapai nilai -117 nT.
Sedangkan di stasiun Biak, 9 jam setelah  rekoneksi  tepatnya  pukul  07.00 UT  (16.00  LT  Biak),  komponen  H-nya terdepresi  sampai  mencapai  nilai  -244 nT.  Fakta  ini  menunjukkan  bahwa respon  medan  geomagnet  di  Biak terhadap  badai  geomagnet  tanggal  22 Oktober  1999  lebih  besar  daripada  di YAP. Bahkan deviasi  H YAP dengan  H BIK sangat besar yakni hampir 127 nT (nilai deviasi ini lebih besar dari nilai  H YAP = - 117  nT).  Hal  ini  bisa  dimaklumi  karena pada  kejadian  ini  CEJ  yang  timbul selama  fase  utama  badai  geomagnet cukup besar yakni mencapai nilai 163 nT bersamaan  dengan  H BIK mencapai minimum.
Sedangkan  nilai  H KTN (stasiun Kotel’nyy di 69,92 o LU; 201,03 o MM) pada kejadian  badai  geomagnet  22  Oktober 1999 ini terdepresi sampai mencapai nilai -484  nT  pada pukul 15.00 UT.  Hasil  ini berlawanan  dengan  Gambar  2-1  dan Chapman  (1951)  serta  Rastogi et  al. (2004).
-20 -15 -10 -5 0 5 10 15 20 -250 -200 -150 -100 -50 0 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 550 600 650 700 750 800 850 0 12 24 36 48 60 Variasi Bz, Nsw, Vsw, VBz dan Dst Tanggal 24-26 September 1998 Vsw Dst Bz Nsw Psw VBz -250 -200 -150 -100 -50 0 50 100 150 0 24 48 Am p lit u d o H (n T) Waktu (UT) Pola Variasi ∆ HBIK dan ∆ HYAP tanggal 24-26 September 1998
DHBIK ∆HYAP EEJ (Dis)
(A) (B)
Gambar 4-2: (A)  Variasi  Bz  IMF  (nT),  Vsw (km/s), Nsw (n/cm 3 ), VBz (mV/m) dan  indeks  Dst  (nT)  serta  (B) variasi  H BIK (nT)  dan  H YAP (nT) serta  EEJ(Dis)  (nT)  tanggal  21-23 Oktober  1999.  Badai  geomagnet kelas Sangat Kuat (- 200 nT ≥ Dst ≥
-300 nT) terjadi tanggal 22 Oktober
1999
Pada  kedua kejadian badai geomagnet  (25  September  1998  dan  22 Oktober  1999),  tidak  ada  medan  listrik yang mengalir ke timur (tidak ada EEJ). Yang  ada  adalah  CEJ  sehingga  pada kedua  badai  geomagnet  tidak  terjadi tambahan  medan  magnet  ke  ekuator magnet.  Untuk  membuktikannya  maka dilakukan  pembuatan  plot  per-jam-an medan geomagnet komponen H terganggu  (∆H)  stas iun  dari  lintang magnet tinggi utara sampai tinggi selatan di sekitar 210 o MM (Tabel 3-2), terutama pukul 05.00 UT sampai 07.00 UT (waktu fase  utama).  Hasil  plot  H  pukul  05.00 UT – 07.00 UT  tanggal  22  Oktober 1999 dari  masing-masing  stasiun  seperti ditunjukkan pada Gambar 4-3.
(A)
(B)
Gambar 4-3: (A)  Distribusi  Hrata-rata  stasiun pengamat  geomagnet  dari  lintang tinggi  utara  sampai  lintang  tinggi selatan  tanggal  22  Oktober  1999 dan  (B)  Distribusi  H  stasiun pengamat  geomagnet  pada  pukul 05.00  UT-07.00  UT  tanggal  22 Oktober 1999
Hasil pada Gambar 4-3(A) memperkuat  hasil  yang  telah  diperoleh pada Gambar 4-1 dan Gambar 4-2 yaitu bahwa respon medan geomagnet di Biak saat  badai  geomagnet  lebih  besar daripada  di  stasiun  YAP.  Hal  ini menunjukkan  sedikit perbedaan dengan hasil yang telah diperoleh oleh Rastogi et al.  (2004)  dan  Veenadri  dan  Alex  (2006) yakni  di  wilayah  India,  respon  medan geomagnet terhadap badai geomagnet di stasiun  pengamatan  geomagnet  dekat ekuator magnet (daerah utama EEJ) lebih besar daripada di lintang yang lebih besar dalam daerah pengamatan EEJ (10 o LU/ LS magnet). Dari Gambar 4-3 (B) terlihat bahwa  H  di  bagian  lintang  selatan magnet dari 40 o LS turun sampai 20 o LS dan  kemudian  naik  sampai  ekuator
magnet.  Sedangkan  di  bagian  lintang utara  magnet  dari  kutub  utara  medan magnet  naik  sampai  45 o LU,  lalu  turun sampai  25 o LU  dan  kemudian  naik  lagi sampai ekuator magnet.
Gambar 4-3, juga dapat memberikan  dugaan  bahwa  respon geomagnet di Biak akan lebih besar dari indeks  Dst  karena  indeks  Dst  diperoleh dari superposisi  H stasiun pengamat di sekitar  30-40 o LU/LS  magnet.  Untuk memastikannya,  maka  dilakukan  plot  H BIK dan  H YAP bersama dengan Dst dan EEJ.
Gambar 4-4. Menunjukkan pola variasi  ∆H  medan  geomagnet  25 September  1998  dan  22  Oktober  1999. Tampak  bahwa  nilai  H BIK minimum pada  kedua  kejadian  badai  geomagnet lebih  besar  nilai  indeks  Dst  minimum. Pada  kejadian  badai  geomagnet  tanggal 25  September  1998,  selisih  nilai  antara Dst  minimum  (-207  nT)  dengan  H BIK minimum  (-223  nT)  adalah  16  nT  (Dst minimum -  H BIK minimum). Sedangkan pada  kejadian  badai  geomagnet  22 Oktober 1999, selisih nilai Dst minimum (-237 nT) dengan  H BIK (-244 nT) adalah 7 nT (Dst minimum -  H BIK minimum).
Hasil  keseluruhan  untuk  5 kejadian  badai geomagnet lainnya ditampilkan pada Tabel 4-1.
Adapun nilai korelasi dan deviasi antara  H BIK dengan  indeks  Dst  pada kejadian badai geomagnet 25 September 1998 berturut-turut  adalah  97,32%  dan 12,6  nT.  Sedangkan  nilai  korelasi  dan deviasi  antara  H YAP dengan  indeks  Dst berturut-turut  adalah  92,74%  dan  45,5
nT.  Pada  kejadian  badai  geomagnet  22 Oktober 1999,  nilai
(A)
(B)
Gambar 4-4: Variasi  H BIK ,  H YAP , EEJ(Dis) dan indeks Dst (A) 25 September 1998), dan (B) 22 Oktober 1999
korelasi dan deviasi antara  H BIK dengan indeks Dst berturut-turut adalah 97,90% dan  13,7  nT.  Sedangkan  nilai  korelasi dan  deviasi  antara  H YAP dengan  indeks Dst  berturut-turut  adalah  83,76  dan 39,11 nT.
Hasil  ini  menunjukkan  bahwa respon  medan  geomagnet  saat  badai geomagnet di Biak lebih besar dari pada di ekuator magnet (YAP). EEJ dan CEJ di daerah EEJ (10 o LU magnet sampai

## Tabel 4-1: DAFTAR  KEJADIAN  BADAI  GEOMAGNET  SEPANJANG  1998-1999  YANG  AKAN DIGUNAKAN SEBAGAI BAHAN STUDI KASUS
No  Tanggal Badai Geomagnet Intensitas           Selisih Korelasi Deviasi  HYAP-  HBIK Dst –  HBIK Dst –  HBIK Dst –  HYAP Dst –  HBIK Dst –  HYAP
1 2 3 4 5 6 7
04 April 1993 27 Agustus 1998 25 September 1998 19 Oktober 1998 18 Februari 1999 22 September 1999 22 Oktober 1999 -165 nT -155 nT -207 nT -112 nT -123 nT -173 nT -237 nT 55 nT 53 nT 76 nT 25 nT 45 nT 34 nT 127 nT 24 nT 43 nT 16 nT 19 nT 28 nT -3 nT 7 nT 95,58% 90,74% 97,31 % 92,41% 91,66% 98,00% 97,90% 19,72 nT 41,44 nT 12,63 nT 14,53 nT 25,35 nT 12,60 nT 13,60 nT 77,18% 91,32% 92,75% 90,41% 90,60% 97,78% 83,76% 197,3 nT 55,84 nT 45,50 nT 43,10 nT 52,63 nT 33,75 nT 39,11 nT RATA-RATA 59,29 nT 19,14 nT 94,80% 19,90 nT 89,11% 66,75nT
10 o LS  magnet)  terbukti  mempengaruhi respon geomagnet saat badai geomagnet sesuai  dengan  hasil  Chapman,  (1951); Rigoti et al., (1999); Rastogi et al., (2004).

## 5   KESIMPULAN
Kesimpulan  yang  dapat  diambil adalah  bahwa  respon  medan  geomagnet saat badai geomagnet di Biak lebih besar dari  pada  di  ekuator  magnet  (stasiun YAP)  dengan  rata-rata  selisih  H-nya adalah 59,27  nT  dan  bahkan  umumnya lebih besar dari indeks Dst. Nilai korelasi dan  deviasi  antara  respon  H BIK dengan badai  geomagnet  (Indeks  Dst)  yakni sebesar 94,80% dan 19,90 nT juga lebih baik daripada respon  H YAP dengan badai geomagnet  (indeks  Dst)  yakni  sebesar 89,11%  dan  66,75  nT.  Hasil  ini menunjukkan  bahwa  respon  medan geomagnet saat badai geomagnet di Biak lebih besar dari pada di ekuator magnet (YAP).  EEJ  dan  CEJ  di  daerah  EEJ  (10 o LU  magnet  sampai  10 o LS  magnet) terbukti mempengaruhi respon geomagnet  saat  badai  geomagnet  sesuai dengan hasil Chapman, (1951); Rigoti et al., (1999); Rastogi et al., (2004).

## UCAPAN TERIMA KASIH
Terima kasih disampaikan kepada Dra.  Clara  Yono  Yatini,  M.Sc.,  Kepala Pusat  Sains  Antariksa  dan  Drs.  Jiyo, M.Si.,  Kepala  Bidang  Geomagnet  dan Magnet Antariksa selama proses penyusunan  makalah  ini sebelum dikirimkan  ke  Pukasi  LAPAN.  Terima kasih  juga  disampaikan  kepada  Prof.  K. Yumoto,  dkk  dari  Kyoto  University  atas diperkenankannya  dalam  menggunakan data geomagnet CPMN.

## DAFTAR RUJUKAN
Agha S. O., and Agbo G. A., 2014. An Espository Study  On  The  Equatorial  Electrojet ,
European  Journal  of  Physical  and Agricultural Sciences, Vol. 2 No. 2, ISSN: 2056-5879.
Baker  W.  G.  dan  Martyn  D.  F.,  1953. Electric Currents  in  the  Ionosphere:  I.  The Conductivity ,  Philosophical  Transactions of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Science, Vol. 246, No. 913, 281-294.
Chapman S., 1951. The Equatorial Electrojet as Detected from the Abnormal Electricurrents Distribution Above Huancayo ,  Peru  and  elsewhere:  Arch.
Metrol.  Geophys.  Bioklimatol,  A4,  368- 390.
Gopalswamy  N.,  2009. Halo  Coronal  Mass Ejections and Geomagnetic Storm , Earth Planet Space, 61, 1-3. James, M. E. dan Rastogi, R. G., 2002. Critical Study  of  the  Solar  Daily  Range  of Geomagnetic  H  Field  as  Indo-Russian Chain  of  Stations ,  J.  Ind.  Geophys. Union, 4(4), 182 – 194.
Rastogi  R.  G.,  Kitamura  T.,  and  Kitamura  K., 2004. Geomagnetic  Field  Variations  at the  Equatorial  Electrojet  Station  in  Sri Lanka, Peredinia , Annales Geophysicae, 22, 2729-2739.
Rigoti  A.,  Chamalaun  F.  H.,  Trivedi  N.  B.,  and Padilha  A.  L.,  1999. Characteristics  of the  Equatorial  Elecetrojet  determined from an array of magnetometers in N-NE Brazil ,  Earth  Planets  Space,  51,  115- 128.
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.,  2012. Respon  Latitudinal  Medan Geomagnet  di  Sekitar  Biak  (1.08 o LS; 136.05 o BT)  saat  badai  geomagnet ,
Seminar Nasional Fisika 2012, Serpong 4-5 Juli 2012, ISBN: 2088-4176. Vats H. O., 2006. Geo-effectiveness of Solar Wind Extremes , Journal  of  Astrophysics  and Astronomy, Volume 27, Issue 2-3, 227- 235.
Veenadhari B. and Alex S., 2006. Space Weather Effects  on  Low  Latitude  Geomagnetic Field and Ionospheric Plasma Response ,
ILWS  Workshop  2006,  GOA,  Febreuary 19-24 2006.
Yumoto  K.,  1996. The  210 ⁰ MM  Magnetic Observation  Group , the  Step  210 ⁰ Magnetic  Meridian  Network  Project ,  J. Geomag. Geoelectr., 48.
PENGARUH ORIENTASI MEDAN MAGNET ANTARPLANET PADA GANGGUAN GEOMAGNET DI LINTANG RENDAH (THE EFFECT OF INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD ORIENTATION ON LOW LATITUDE GEOMAGNETIC DISTURBANCES)
Anton Winarko dan Anwar Santoso Pusat Sains Antariksa Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djundjunan 133 Bandung 40173 Indonesia e-mail: anton.winarko@lapan.go.id
Diterima 18 April 2016, Direvisi 23 Juni 2016, Disetujui 28 Juni 2016

## ABSTRACT
Interplanetary  Magnetic  Field  (IMF)  is  a  part  of  the  Solar  magnetic  field  that  is  carried  into interplanetary space by the solar wind. Based on previous study it is known that solar wind condition when reconnection occurs has important role on geomagnetic disturbance. This paper discusses low- latitude  geomagnetic  field  responses  to  various  condition  of  reconnection,  i.e.  when  north-south component of Interplanetary Magnetic Field (IMF Bz) was south-directed (<0) in long duration, IMF Bz switch  to  opposite  direction  after  reconnection,  and  neutral  IMF  Bz  (~0).  Case  studies  show  that precondition which IMF Bz<0 prompt more intense geomagnetic storm compared to IMF Bz ~0. At low latitude, precondition of IMF Bz <0 tend to trigger disturbance in the form of geomagnetic storm, while the  IMF  Bz~0  one  could  trigger  Sudden  Impulse.  Change  of  IMF  Bz  direction  after  reconnection affected recovery phase acceleration, that was on IMF Bz>0, recovery phase  took less time compared to IMF Bz<0.
Keywords: Geomagnetic disturbance, Reconnection, Interplanetary magnetic field Bz

## ABSTRAK
Medan  magnet  antarplanet  ( Interplanetary  Magnetic  Field /IMF)  adalah  medan  magnet  matahari yang  dibawa  oleh  angin  surya  dan  menjalar  dalam  ruang  antarplanet.  Berdasarkan  studi  sebelumnya diketahui  bahwa  kondisi  angin  surya  saat  terjadi  rekoneksi  amat  berpengaruh  terhadap  gangguan geomagnet  yang  terjadi.  Pada  makalah  ini  dibahas  respons  medan  geomagnet  di  lintang  rendah  pada berbagai kondisi rekoneksi yaitu pada saat komponen utara-selatan medan magnet antarplanet (IMF Bz) dominan selatan (IMF Bz<0) dalam durasi panjang, IMF Bz berbalik arah setelah rekoneksi, dan  IMF Bz cenderung netral (IMF Bz~0). Dari studi kasus menunjukkan bahwa prakondisi IMF Bz <0 mengakibatkan badai  geomagnet  yang  lebih  intens  dibandingkan  IMF  Bz~0.  Di  lintang  rendah,  prakondisi  IMF  Bz<0 cenderung mengakibatkan gangguan berupa badai geomagnet sedangkan IMF Bz~0 dapat memicu Sudden Impulse .  Perubahan  arah  IMF  Bz  yang  terjadi  setelah  rekoneksi  mempengaruhi  laju  fase  pemulihan ( recovery  phase ),  yaitu  pada  IMF  Bz>0,  fase  pemulihannya  cenderung  berlangsung  lebih  cepat dibandingkan saat IMF Bz<0.
Kata kunci: Gangguan geomagnet, Rekoneksi, Medan magnet antarplanet Bz

## 1  PENDAHULUAN
Cuaca  antariksa,  berdasarkan UU  No.  21  Tahun  2013,  penjelasan Pasal  11,  ayat  (2),  huruf  b,  adalah kondisi  di  matahari,  ruang  antara matahari  dan  Bumi,  magnetosfer,  serta ionosfer yang dapat mempengaruhi kondisi dan  kemampuan  sistem  teknologi  ruas antariksa ( space segment ) dan ruas Bumi ( ground  segment ).  Penelitian  mengenai cuaca  antariksa  merupakan  pokok kegiatan  di  Pusat  Sains  Antariksa LAPAN  untuk  mempelajari  sumber pembangkit,  mekanisme  proses  dan karakteristik  cuaca  antariksa  sehingga dapat  melakukan  mitigasi  dampaknya terhadap lingkungan Bumi.
Angin matahari ( solar wind ) adalah partikel bermuatan yang sebagian besar terdiri  dari  proton  dan  elektron  bebas (plasma)  dengan  energi  sekitar  1  keV, yang  mengalir  keluar  dari  matahari  ke segala  arah.  Dalam  kejadian  aktivitas matahari  tertentu  seperti Coronal  Mass Ejection (CME) atau Co-rotating Interaction Region (CIR),  energi  angin  surya  yang berinteraksi  dengan  magnetosfer  akan mengakibatkan perubahan topologi medan magnet Bumi, disertai perubahan energi magnet  menjadi  energi termal  dan energi mekanik, proses ini disebut rekoneksi.
Rekoneksi  terjadi  saat  medan magnet antarplanet ( Interplanetary Magnetic  Field /IMF)  yang  dibawa  angin
surya  mengarah  ke  selatan,  mengakibat- kan  partikel-partikel  plasma  masuk melalui  kutub  dan  menjalar  ke  lintang rendah. Dalam proses rekoneksi, kecepatan  dan  tekanan  plasma  Matahari secara  signifikan  berkorelasi  dengan variasi gangguan geomagnet dibandingkan densitas dan temperatur (Rathore et al. , 2014).  Keadaan  magnetosfer  sangat berpotensi  mempengaruhi  geomagnet dan  ionosfer,  memicu Geomagnetically Induced Currents (GIC) dan mengakibatkan saturasi  pada  transformator  jaringan listrik  (Pranoto,  2010).  Studi  baru-baru ini menggunakan metode analisis transformasi  Hilbert-Huang  menunjuk- kan  respons  frekuensi  transformator listrik  di  lintang  rendah  hingga  sebesar 3 mHz (Liu et al. , 2016).
Selain  dipengaruhi  kondisi  medan magnet  antarplanet,  terjadinya  rekoneksi juga  dipengaruhi  oleh  medan  magnet Bumi. Secara teori, medan magnet Bumi dibangkitkan  dari  sumber  internal  dan eksternal. Berdasarkan teori self excited geodynamo ,  sumber  internal  medan magnet Bumi dibangkitkan dari pergerakan inti Bumi. Sedangkan sumber  eksternal  medan  magnet  Bumi dibangkitkan  dari  interaksi  matahari- Bumi  (Olson et  al .,  2014).  Magnetosfer yang  berinteraksi  dengan  angin  surya mengakibatkan geometri garis gaya medan magnet  Bumi  tidak  simetris,  yaitu  sisi
siang akan lebih mampat, sedangkan sisi bagian  malam  lebih  terentang  sangat jauh sebagaimana ilustrasi pada
Gambar 1-1.
Gambar 1-1: Model magnetosfer T13. Kiri: pada kondisi  IMF  Bz  positif;  kanan: pada  IMF  Bz  negatif  dan  terjadi flare (Tsyganenko, 2013)
Di lintang rendah, indeks gangguan yang  lazim  digunakan  sebagai  indikator gangguan  geomagnet  diantaranya  Indeks Dst.  Indeks  Dst  merupakan  indikator gangguan geomagnet di ketinggian ionosfer dan  magnetosfer  akibat  pertumbuhan arus  cincin  yang  mempengaruhi  medan geomagnet  di  daerah  lintang  ekuator (Rastätter et  al .,  2013).  Stasiun-stasiun pengamatan  Dst  berada  pada  daerah  di sekitar lintang rendah-menengah seperti ditunjukkan pada Tabel 1-1.
Badai geomagnet merupakan gangguan  geomagnet  yang  berlangsung global , sehingga dapat diamati di seluruh stasiun pengamat. Adapun tingkatan kuat badai  geomagnet  berdasarkan  indeks
Dst  dapat  dikelompokkan  seperti  pada Tabel 1-2.
Studi  oleh  Liu et  al (2014) menyimpulkan,  badai  geomagnet  akan semakin  intens  apabila  diiringi  dengan kondisi medan magnet antarplanet yang cenderung  mengarah  ke  selatan  dalam waktu  yang  lama  dan  kuat.  Secara visual,  indikator  masuknya  angin  surya ke  dalam  magnetosfer  Bumi  dapat diamati  dengan  keberadaan  aurora  di kutub-kutub Bumi.
Selanjutnya,  gangguan  menjalar ke  lintang  menengah  dan  rendah  yang ditandai  dengan  perubahan  indeks gangguan geomagnet. Kondisi ini sekaligus mengindikasikan bahwa gangguan geomagnet
berlangsung
global . Studi sebelumnya oleh Boudouridis et al. (2003 dan 2004) telah dilakukan  untuk  menganalis  respons aurora  di  lintang  tinggi  terhadap berbagai  kondisi  angin  surya  saat rekoneksi.
Penelitian
tersebut menghasilkan kesimpulan bahwa tekanan  dan  orientasi  medan  magnet antarplanet angin surya sesaat sebelum terjadi  rekoneksi  dapat  mempengaruhi karakteristik fase badai geomagnet yang terjadi  di  lintang  tinggi.  Semakin  luas cakupan aurora maka hal ini mengindikasikan bahwa jumlah partikel yang masuk semakin banyak.
Tabel 1-1:  DAFTAR STASIUN DST
No  Nama Stasiun
Geografis
Lintang Dipol Geomagnet Bujur (BT) Lintang 1  Hermanus (Afsel) 19.22 o -34.40 o -33.3 o 2  Kakioka (Jepang) 140.18 o 36.23 o 26.0 o 3  Honolulu (USA) 201.98 o 21.32 o 21.1 o 4  San Juan (USA) 293.88 o 18.38 o 29.9 o
(sumber: Rastätter et al, 2013)

## Tabel 1-2 : KLASIFIKASI BADAI GEOMAGNET BERDASARKAN INDEKS DST
No  Kategori badai geomagnet Rentang indeks Dst 1 Lemah - 30 nT ≥ Dst > -50 nT 2 Sedang - 50 nT ≥ Dst > -100 nT 3 Kuat - 100 ≥ Dst > -200 nT 4 Sangat kuat - 200 ≥ Dst > -300 nT 5 Super badai Dst ≤ -300 nT
(sumber: Loewe and Prolls, 1997; Adekoya et al., 2012)
Gambar 1-2: Respons  aurora  berdasarkan Defense  Meteorological  Satellite  Program (DMSP).  (a)  Saat IMF Bz dominan selatan dalam durasi panjang tanggal 10 Januari 1997; (b) Saat IMF Bz berbalik  arah  tanggal  18  Februari  1999;  (c)  Saat  IMF  Bz  ~0  tanggal  30  April  1998 (Boudouridis et al, 2003 dan 2004)
Gambar 1-2 menunjukkan
pergeseran  dan  ekspansi  simpul  aurora yang  menyebabkan polar  cap (topi kutub)  menyempit.  Pada  Gambar  1-2a, terjadi  respons  aurora  yang  cepat disertai peningkatan pulsa  tekanan  dan peningkatan  presipitasi  elektron  di daerah  polar  akibat  panjangnya  durasi IMF  Bz  arah  selatan.  Gambar  1-2b menunjukkan  penyempitan polar  cap di kutub utara pada badai geomagnet yang lebih  signifikan  dibandingkan  kutub selatan, diakibatkan pengaruh substorm yang  lebih  berefek  pada  sisi  Bumi
bagian  malam  dibandingkan  sisi  Bumi bagian  siang.  Sedangkan  Gambar  1-2c mendeskripsikan  keadaan  penyempitan polar  cap yang  tidak  begitu  signifikan dibandingkan  1-2a  dan  1-2b.  Artinya, intensitas  arah  IMF  Bz  saat  rekoneksi mempengaruhi seberapa besar ekspansi aurora  yang  menyebabkan polar  cap menyempit.
Pada  makalah  ini  dianalisis respons medan geomagnet pada berbagai kondisi angin surya dan medan magnet  antar  planet  Bz  di  lintang rendah.  Tujuannya  adalah  mengetahui
dan memahami seberapa
besar pengaruh  orientasi  medan  magnet antarplanet terhadap gangguan
geomagnet di lintang rendah.
Diharapkan  dengan  pengetahuan  dan pemahaman tersebut maka akan diperoleh pola respons medan geomagnet  di  daerah  lintang  rendah pada berbagai kondisi yang terjadi.

## 2  DATA DAN METODOLOGI
Terdapat  3  kondisi  utama  yang menjadi  batasan  masalah  :  kondisi geomagnet  saat  IMF  Bz  arah  selatan berdurasi panjang, IMF Bz berbalik arah saat  fase  utama  badai  terjadi,  dan  IMF Bz~0.  Parameter  angin  surya  yang digunakan  selain  komponen  utara- selatan medan magnet antarplanet (IMF Bz)  yaitu  densitas  (Nsw),  kecepatan (Vsw),  dan  tekanan  (Psw)  dari  omniweb NASA (http://omniweb.gsfc.nasa.gov).
Data lintang rendah yang digunakan  sebagai  bahan  analisis adalah  komponen  H  medan  geomagnet yang  dipisahkan  dari  komponen  hari tenangnya, menggunakan hasil pengamatan  data  geomagnet  Balai Penjejakan dan Kendali Wahana Antariksa  (BPKWA)  Biak  (1,08°  LS; 136,98°  BT)  pada  10  Januari  1997,  4 Mei 1998 dan 28 Oktober 2001 (IMF Bz dominan selatan selama proses rekoneksi pada durasi yang panjang), 18 Februari  1999  (IMF  Bz  berbalik  arah saat rekoneksi telah terjadi) dan 30 April
1998  (IMF  Bz  mendekati  nol).  Data indeks  Dst  diperoleh  dari World  Data Center for Geomagnetism
Kyoto (http://wdc.kugi.kyoto-.ac.jp/dst_final/ index.html), data  geomagnet  yang digunakan  adalah  data  sebelum  tahun 2011  untuk  mendapatkan  data  final komponen  hari  tenang  dan  indeks gangguan.
Selanjutnya  data  indeks  Dst  dan medan  geomagnet  Biak  dicocokan dengan hari terpilih. Kemudian dilakukan  analisis  respons  geomagnet berdasarkan  indeks  Dst  dengan  metode visual dan statistik didukung data angin surya  dan  IMF  Bz.  Terakhir,  ditarik kesimpulan  dari  hasil  analisis  yang diperoleh.

## 3  HASIL DAN PEMBAHASAN
3.1  Respons  Geomagnet  pada  saat IMF Bz < 0 Durasi Panjang
Tekanan  dinamik  angin  surya bersamaan dengan IMF Bz arah selatan menyebabkan kenaikan respons magnetosfer yang kemudian menginduksi respons global terhadap  arus  ionosfer dan presipitasi aurora sehingga membangkitkan  kenaikan  intensitas aurora dan peningkatan suhu termosfer (Knipp  et  al.,2013;  Boudouridis  et  al., 2003  dan  2004)).  Ilustrasi  ideal  untuk menggambarkan kondisi tersebut terjadi pada badai geomagnet 10 Januari 1997,
4 Mei 1998, dan 12 Agustus 2000.
Gambar 3-1: Parameter angin surya 10 Januari 1997 pukul 6-12 UT berturut-turut grafik dari atas ke bawah : medan magnet antar planet (nT),  kecepatan angin surya (km/s), densitas (n/cc), suhu  (K),  tekanan  (nPa)  dan  indeks  sym-H  (nT)  (sumber  :  http://omniweb.gsfc.nasa- .gov/cgi/nx1.cgi)
Badai  geomagnet  10  Januari
1997  dipicu  oleh  angin  surya  yang membawa
partikel bermuatan
berinteraksi  dengan  magnetosfer  bumi. Kerapatan partikel mengalami peningkatan  disertai  dengan  angin surya  yang  berakselerasi,  menyebabkan tekanan  dinamik  meningkat.  Kondisi IMF  Bz  yang  bernilai  negatif  dalam durasi  yang  panjang  menyebabkan terjadinya rekoneksi. Interaksi di magnetosfer tersebut melibatkan transfer  energi,  yang  menyebabkan partikel  yang  semula  rapat  menjadi renggang  setelah  didorong  oleh  angin surya  yang  kecepatannya  meningkat, sehingga kemudian masuk ke magnetosfer.  Kondisi  angin  surya  dan IMF  Bz  sebelum  dan  sesudah  badai geomagnet  pada  10  Januari  1997, seperti ditunjukkan pada Gambar 3-1.
Pola  kondisi  angin  surya  pada Gambar  3-1  menunjukkan  kenaikan tekanan  secara  signifikan  saat  badai geomagnet terjadi yang disebabkan  oleh kenaikan densitas ion (ditunjukkan oleh dua  garis  tebal  vertikal  warna  merah). Kenaikan  tekanan  tidak  serta-merta mempengaruhi kecepatan dan kecepatan  angin  surya  cenderung  tetap selama  peningkatan  tekanan.  Yang terjadi  adalah delayed  response ,  yaitu setelah  tekanan  menurun  kembali, dalam  ~1  jam  berikutnya  terjadi peningkatan kecepatan dan temperatur, yang mengindikasikan terjadinya proses konversi  energi.  Peningkatan  pulsa tekanan hingga ~3 kali lipat, peningkatan  kecepatan,  serta  arah  IMF Bz  selatan  berdurasi  panjang  sebelum peristiwa  terjadi,  memicu  gangguan pada  magnetosfer  dan  menyebabkan badai geomagnet.
Gambar 3-2: Perbandingan  intensitas  geomagnet  pada  10  Januari  1997  di  lintang  rendah.  Absis adalah waktu dalam jam, ordinat adalah intensitas komponen H geomagnet dalam nano Tesla (nT)
Ilustrasi  badai  geomagnet  10
Januari  1997 di lintang rendah ditunjukkan  pada  Gambar  3-2.  Pada gambar  tersebut,  medan  geomagnet Biak tampak memiliki pola yang serupa dengan  indeks  Dst,  namun  nilai minimumnya lebih rendah dibandingkan  indeks  Dst.  Hal  ini menunjukkan  bahwa  tingkat  gangguan geomagnet di Biak lebih kuat dibandingkan  tingkat  gangguan  secara global .  Berdasarkan  data  indeks  Dst, onset badai geomagnet di ekuator terjadi pada  10  Januari  pukul  ~2.00  UT. Didahului  dengan  kenaikan  mendadak medan  geomagnet  sebagai  indikasi adanya shock antara  angin  surya  dan magnetosfer, kemudian
diikuti
penurunan  medan  geomagnet  dalam fase utama badai geomagnet yang terjadi
6  jam  setelahnya.  Puncak  penurunan medan  geomagnet  terjadi  pada  pukul 10.00  UT.  Akhir  fase  pemulihan  adalah pada  tanggal  11  Januari  1997  pukul 01.00  UT.  Sementara  IMF  Bz  mengarah ke  selatan  dimulai  pada  10  Januari 1997 pukul ~02.00 UT, kemudian mulai mengalami  fluktuasi  pukul  ~03.00  UT hingga  ~05.00  UT  dan  setelahnya cenderung  dominan  ke  arah  selatan hingga ~21.00 UT.
Kondisi angin surya serupa, yaitu IMF  Bz  dominan  selatan  dalam  durasi panjang  juga  terjadi  pada  badai geomagnet  4  Mei  1998  dan  12  Agustus 2000 sebagaimana ilustrasi pada Gambar 3-3, sementara badai geomagnet yang  ditimbulkannya  (data  lokal  Biak dan  indeks  Dst)  digambarkan  pada Gambar 3-4.
-120 -100 -80 -60 -40 -20 0 20 40 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 nT UT 10 Januari 1997 BIK Dst
Gambar 3-3 : IMF  Bz,  kecepatan  dan  tekanan  angin  surya  pada  badai  geomagnet  4  Mei  1998  (atas), dan 12 Agustus 2000 (bawah). Garis merah menandakan perkiraan waktu  onset badai (sumber : http://omniweb.gsfc.nasa.gov/cgi/nx1.cgi)

## Gambar 3-4: Plot indeks Dst dan komponen H geomagnet Biak pada badai geomagnet 4 Mei 1998 dan 12 Agustus 2000
Ketiga  kejadian  badai  geomagnet di  atas  disertai  dengan  IMF  Bz  negatif (dominan  selatan)  dalam  durasi  waktu yang panjang yaitu selama >12 jam dan bertipe Sudden  Commencement (SC). Ketiga  badai  geomagnet  yang  terjadi terklasifikasi ke dalam badai geomagnet kuat  (<100  nT).  Terdapat  persamaan
dalam  ketiga  contoh  kasus,  yaitu adanya  pulsa  peningkatan  drastis tekanan  dinamik  angin  surya  (~3  kali lipat)  beberapa  saat  setelah  rekoneksi. Peningkatan  drastis  tekanan  angin surya  inilah  yang  memicu shock pada magnetosfer Bumi sehingga terjadi badai geomagnet  yang  didahului  peningkatan
intensitas  geomagnet  mendadak  atau badai bertipe SC.

## 3.2  Respons  Geomagnet  Ketika  IMF Bz >0 pada saat Fase Utama Badai Geomagnet
IMF  Bz  dominan  selatan  adalah trigger  utama  rekoneksi  antara  medan magnet antarplanet dan medan geomagnet yang memicu badai geomagnet.  Pada  saat  badai  geomagnet masih  berlangsung,  IMF  Bz  dapat berbalik  ke  arah  dominan  utara.  Untuk studi kasus badai geomagnet seperti ini, digunakan data geomagnet pada tanggal 18 Februari 1999, 20 Juli 2000, dan 14 Oktober  2000.  Ilustrasi  keadaan  angin surya pada badai geomagnet tanggal 18
Februari 1999
ditunjukkan pada Gambar 3-5.
Gambar 3-5 menunjukkan bahwa pada pukul 10 UT saat fase utama badai berlangsung,  IMF  Bz  berubah  arah dominan ke utara, terlihat dari nilai IMF Bz pada kisaran -20 nT (sebelum pukul ~10.30  UT)  menjadi  20  nT  (setelah pukul ~10.30 UT). Tekanan angin surya meningkat  ~5  kali  lipat,  bertahan selama  sekitar  20  menit,  kemudian mulai  turun  kembali  secara  signifikan sekitar  2  jam  setelahnya.  Keadaan  ini memicu substorm di  sisi  Bumi  bagian malam  yang  digambarkan  sebagai puncak  ( peak )  indeks  AE  pada  pukul ~10.40  UT  (Gambar  3-6).  Hal  ini menandakan  bahwa  terjadi  presipitasi ion  dan  elektron  di  sekitar  kutub  Bumi yang  dapat  memicu  munculnya  aurora dan badai geomagnet.
Gambar 3-5: Parameter  angin  surya  pada  badai  geomagnet  18  Februari  1999.  Sepasang  garis  tebal vertikal berwarna merah menandakan saat terjadinya perubahan arah IMF Bz.  (sumber : http://omniweb.gsfc.nasa.-gov/cgi/nx1.cgi)
Gambar 3-6: Indeks  AE  18  februari  1999
(sumber  :  http://wdc.kugi.kyoto- u.ac.jp/ae_  provisional/  199902/ index_19990218.html)
Parameter  angin  matahari  (IMF Bz,  kecepatan  dan  tekanan)  pada  20 Juli  2000  dan  14  Oktober  2000 ditunjukkan pada Gambar 3-7.
Gambar 3-7: IMF  Bz,  densitas,  dan  tekanan angin surya pada badai geomagnet 20  Juli  2000  (atas)  dan  14 Oktober  2000  (bawah).  Garis merah menunjukkan saat perubahan  orientasi  IMF  Bz. (sumber:  http://omniweb.  gsfc.
nasa.-gov/cgi/nx1.cgi)
Sementara
fase gangguan geomagnet ditinjau dari data geomagnet ekuator,  tampak  bahwa  fase  utama badai  geomagnet  terjadi  pada  pukul
~10.00  UT,  dengan  nilai  indeks  Dst minimum  adalah  -123  nT.  Sementara itu  di  Biak,  nilai  intensitas  minimum geomagnet  adalah  -152  nT,  lebih  kuat dibandingkan dengan indeks Dst.
Keadaan  serupa  terjadi  pada  badai geomagnet 20 Juli 2000 dan 14 Oktober 2000.
Gambar 3-8: Perbandingan  intensitas  geomagnet stasiun Biak (BIK-warna biru) dan indeks  Dst  (Dst-warna  merah) pada badai geomagnet 18 Februari 1999,  20  Juli  2000  dan  14 Oktober 2000
Pada badai geomagnet 18
Februari  1999,  saat  IMF  Bz  berubah arah ke utara, medan geomagnet berada dalam fase recovery , ditunjukkan dengan  nilai  intensitas  geomagnet  yang bergerak  ke  arah  positif  pada  10-13  UT (Gambar  3-8).  Pada  pukul  ~11.30  UT IMF  Bz  berfluktuasi,  dan  pada  pukul ~12.30,  IMF  Bz  kembali  ke  arah
-200 -100 0 100 0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24 (n T) waktu (UT) 18 Februari 1999 BIK Dst
dominan selatan. IMF Bz yang mengarah  ke  utara  pada  pukul  ~10.30 mendorong terjadinya percepatan proses recovery ,  namun  IMF  Bz  yang  kembali mengarah  ke  selatan  ±1  jam  setelahnya mengakibatkan medan geomagnet kembali  terdepresi  (pukul  14.00  UT). Meskipun  medan  geomagnet  tetap mengalami pemulihan setelahnya, namun  saat  IMF  Bz  mengarah  ke selatan proses pemulihan badai berjalan lebih  lambat  dibandingkan  proses pemulihan  pada  saat  IMF  Bz  mengarah ke  utara.  Hal  ini  seperti  ditunjukkan pada  indeks  Dst  Gambar  3-8,  plot medan  geomagnet  lebih  landai  pada pukul  14.00  UT  dan  setelahnya dibandingkan  dengan  pemulihan  pada periode  09.00 – 14.00  UT.  Pada  badai geomagnet 20 Juli 2000 dan 14 Oktober 2000, percepatan fase pemulihan bukan tampak  sebagai  kurva  yang  curam melainkan  sebagai  pergerakan  ke  arah positif  karena  terjadi  pada  trend menurun.
3.3 Respons  Geomagnet  pada  Kondisi IMF Bz ~0 Beberapa Saat Sebelum Gangguan Geomagnet Terjadi Dalam interaksinya dengan magnetosfer,  IMF  Bz  dapat  bernilai positif  atau  mengarah  ke  utara  dan
selanjutnya berbelok ke magnetosheath, maupun  negatif  atau  mengarah  ke selatan, yang berpotensi mengakibatkan gangguan geomagnet sebagaimana dibahas pada 2 studi kasus sebelumnya.  Namun,  apa  yang  akan terjadi  apabila IMF  Bz cenderung netral atau  bernilai  ~0?  Untuk  menjelaskan hal  ini,  kita  dapat  menganalisis gangguan geomagnet pada 30 April 1998 sebagai studi kasus.
Keadaan  angin  surya  pada  30 April 1998 ditunjukkan pada Gambar 3- 9.  Sebelumnya,  IMF  Bz  bernilai  ~0 selama  sekitar  8  jam  dimulai  pukul ~00.30  UT.  Tekanan  angin  surya  yang memicu peningkatan kecepatan, densitas  dan  temperatur  terjadi  pada ~09.30 UT. Bertepatan dengan fluktuasi tekanan  tersebut,  IMF  Bz  mulai mengalami  penurunan  secara  gradual sedangkan indeks AE meningkat. Fluktuasi
tekanan,
kecepatan, temperatur  dan  densitas  berlangsung sekitar  20  menit  dan  setelahnya mengalami  peningkatan,  bersamaan dengan IMF Bz yang kembali menuju ke arah  ~0.  Gangguan  geomagnet  yang ditunjukkan  oleh  indeks  AE  akibat peristiwa tersebut sekitar 200 nT.
Gambar 3-9: Keadaan  angin  surya  pada  30  April  1998  (sumber:  http://omniweb.gsfc.nasa.gov/ cgi/nx1.cgi)
Berdasarkan  indeks  AE,  onset gangguan  geomagnet adalah  pada ~09.30  UT.  Sementara  untuk  daerah lintang  rendah,  ilustrasi  gangguan geomagnet  di  sekitar  lintang  rendah ditunjukkan pada Gambar 3-10. Berbeda  dengan  2  kasus  sebelumnya, respons  geomagnet  di  daerah  sekitar ekuator  tidak  menunjukkan  adanya penurunan intensitas geomagnet, melainkan  terjadi Sudden  Impulse (SI), yaitu indeks Dst mengalami peningkatan hingga  mencapai  ~35nT  pada  pukul 10.00  UT.  Gangguan  geomagnet  berupa SI ini memenuhi karakteristik sebagaimana  dijelaskan  dalam  Santoso et  al  (2008)  dan  tidak  disertai  dengan badai geomagnet bertipe SC.
Kondisi  angin  matahari  yang serupa  (IMF  Bz~0)  terjadi  pada  tanggal 11  April  2001  dan  17  Agustus  2001 sebagaimana  gambar 3-11 namun yang membedakannya  adalah  IMF  Bz~0
diikuti  dengan  perubahan  ke  arah selatan (negatif) sehingga memicu rekoneksi.  Respons  geomagnetnya  di lintang  rendah  sebagaimana  gambar  3- 12. Seperti pada kejadian 30 April 1998, terjadi  SI  pada  saat  IMF  Bz~0,  namun karena  diikuti  oleh  IMF  Bz  negatif  yang memicu  rekoneksi,  maka  selanjutnya terjadi badai geomagnet bertipe SC.
Gambar 3-10: Perbandingan intensitas
geomagnet  Biak  (BIK,  biru)  dan indeks  Dst  (Dst,  merah)  pada  30 April 1998
Gambar 3-11: IMF Bz, kecepatan, densitas, temperatur, dan tekanan angin surya pada 11 April 2001 (kiri)  dan  17  Agustus  2001  (kanan)  (sumber:  http://omniweb.gsfc.nasa.gov/cgi/ nx1.cgi)
Intensitas geomagnet di Biak dan indeks Dst  memiliki  pola  variasi  sama  pada ketiga kondisi, yaitu respons geomagnet di  Biak  lebih  kuat  dibandingkan  indeks Dst.  Dengan  menggunakan  model Thermosphere-Ionosphere-Electrodynamics General  Circulation  Model (TIE-GCM), diketahui  bahwa  intensitas  geomagnet di  sekitar  ekuator  yang  lebih  terganggu ini  dikarenakan  adanya  kontribusi  dari Equatorial  Electrojet (EEJ)  (Yamazaki  et al, 2014).
Ditinjau dari  seluruh studi kasus,  dapat  ditarik  kesimpulan  bahwa orientasi IMF Bz adalah faktor terpenting  pemicu  rekoneksi,  dengan IMF  Bz  arah  selatan  adalah  “pintu utama”  masuknya  partikel -partikel  dari plasma  matahari  ke  magnetosfer  Bumi. Jika  pintu  masuk  partikel  tersebut terbuka dalam  waktu yang  sama,  maka dapat memicu munculnya pulsa tekanan  yang  memicu  badai  geomagnet intens  bertipe  SC  sebagaimana  yang terjadi  pada  studi  kasus  IMF  Bz<0 dalam  waktu  yang  lama  (paparan  3.1). Perubahan  arah  dominan  IMF  Bz  dari selatan ke utara sebagaimana dipaparkan di bagian 3.2 tidak mengakibatkan
fluks partikel bermuatan serta merta menjadi terhenti. Peningkatan  fluks  dan  presipitasi  ion dan  elektron  tetap  terjadi  saat  IMF  Bz berubah  arah  ke  utara.  Pengaruh orientasi IMF Bz setelah proses rekoneksi  terjadi  lebih  kepada  laju  fase pemulihan  ( recovery  phase ),  yaitu  pada IMF  Bz  arah  dominan  utara,  fase pemulihan badai cenderung berlangsung  lebih  cepat  dibandingkan IMF  Bz  arah  dominan  selatan.  Oleh karena  itu  dapat  dikatakan  bahwa prakondisi IMF Bz saat proses rekoneksi lebih  berpengaruh  terhadap  medan magnet  Bumi  dibandingkan  keadaan setelah onset.

## 4  KESIMPULAN
Dari  hasil  pembahasan  studi  kasus dapat  ditarik  kesimpulan  bahwa  di lintang  rendah  prakondisi  IMF  Bz  <0
pada durasi panjang yang disertai pulsa tekanan
mengakibatkan badai
geomagnet
yang lebih intens
dibandingkan IMF Bz~0. Prakondisi IMF Bz<0 cenderung
mengakibatkan
gangguan  berupa  badai  geomagnet sedangkan  IMF  Bz~0  dapat  memicu
Sudden Impulse , atau Sudden Commencement bila  diikuti  dengan  IMF Bz  arah  selatan  yang  memicu  badai geomagnet.  Perubahan  arah  IMF  Bz yang terjadi setelah rekoneksi mempengaruhi  laju  fase  pemulihan ( recovery  phase ),  yaitu  pada  IMF  Bz>0, fase pemulihannya cenderung berlangsung  lebih  cepat  dibandingkan saat IMF Bz<0.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Terima  kasih  disampaikan  kepada operator  magnetometer  BPKWA  Biak yang telah memberikan bantuan penyediaan data.

## DAFTAR RUJUKAN
Adekoya  B.  J.;  V.  U.Chukwuma;  N.O  Bakare and  T.W  David,  2012. Effects  of Geomagnetic  Storm  on  Middle  Latitude Ionospheric  F2  During  Storm  of  2-6  April 2004 ,  Indian  Journal  of  Radio  &  Space Physics, Vol. 41, pp 606-616.
Boudouridis,  A.;  E.  Zesta;  L.  R.  Lyons;    P.  C.
Anderson  and  D.  Lummerzheim,  2003.
Effect  of  Solar  Wind  Pressure  Pulses  on the Size and Strength of the Auroral Oval , J.  Geophys.  Res.,  108(A4),  8012, doi:10.1029/2002JA009373.
Boudouridis,  A.;  E.  Zesta;  L.  R.  Lyons;  P.  C. Anderson  and  D.  Lummerzheim,  2004. Magnetospheric  Reconnection  Driven  by Solar  Wind  Pressure  Fronts ,  Ann.
Geophys., 22, 1367 – 1378.
Knipp, D; L. Kilcommons; L. Hunt; M. Mlynczak;
V.  Pilipenko;  B.  Bowman;  Y.  Deng;  and K. Drake, 2013. Thermospheric Damping Responsse To Sheath ‐ Enhanced
Geospace  Storms ,  Geophysical  Research Letters,  40(7),  1263-1267.  doi:10.1002/ grl.50197.
Liu,  J.;  L.  Liu;  T.  Nakamura;  B.  Zhao;  B.  Ning; and  A.  Yoshikawa,  2014. A  Case  Study
Of  Ionospheric  Storm  Effects  During Long ‐ Lasting  Southward  IMF  Bz ‐ Driven Geomagnetic Storm , J. Geoph Res. Space
Physics, 119(9), 7716-7731.
Liu, J., C-B. Wang, L. Liu, and W-H. Sun, 2016.
The  Response  of  Local  Power  Grid  at Low-Latitude  to  Geomagnetic  Storm:  An Application  of  the  Hilbert  Huang Transform ,  Space  Weather  J.,  14,  300 – 312, doi:10.1002/2015SW001327.
Loewe, C.A. and G.W Prolls, 1997. Classification and Mean Behaviour of Magnetic Storms , J. Geophys. Res., 102, 14209-14213.
Olson,  P.;  L.A.  Hinnov;  and  P.E.  Driscoll,  2014.
Nonrandom  Geomagnetic  Reversal  Times And  Geodynamo  Evolution ,Earth  and Planetary Science Letters, 388, 9-17. Pranoto,  S.C.,  2010. Metode  Pengukuran  GIC Pada  Transformator  Jaringan  Listrik , Prosiding  Pertemuan  Ilmiah  XXIV  HFI Jateng & DIY hal 71-76.
Rastätter,  L.,  M.  M.  Kuznetsova;  A.  Glocer;  D.
Welling;  X.  Meng,  J.  Raeder;  M. Wiltberger;  V.  K.  Jordanova;  Y.  Yu;  S. Zaharia;  R.  S.  Weigel;  S.  Sazykin;  R. Boynton;  H.  Wei;  V.  Eccles;  W.  Horton; M.  L.  Mays;  and  J.  Gannon,  2013.
Geospace  Environment  Modeling  2008 –
2009  Challenge:  Dst  Index ,  Space Weather  the  Int.  Journal,  11(4),  187- 205. doi : 10.1002/swe.20036.
Rathore,  B.  S.;  Gupta,  D.  C.;  Parashar  K.  K.,
2014. Relation  between  Solar  Wind Parameter  and  Geomagnetic  Storm Condition  during  Cycle-23 ,  International
Journal of Geosciences, 5, 1602-1608. Santoso, A.; Habirun; S.  Rachyany; H. Bangkit, 2008. Karakteristik Sudden
Commencement  dan  Sudden  Impulse  di SPD  Biak  Periode  1992-2001 ,  Jurnal Sains Dirgantara Vol 6 No.1 Desember : 60-70.
Tsyganenko,  N.  A,  2013. Data-Based  Modelling Of  The  Earth's  Dynamic  Magnetosphere: A Review , Annales Geophysicae (Vol. 31, No.  10,  pp.  1745-1772).  Copernicus GmbH.
Yamazaki, Y.; A. D. Richmond; A. Maute; Q. Wu; D.  A.  Ortland;  A.  Yoshikawa;  I.  A. Adimula; B. Rabiu; M. Kunitake; and T. Tsugawa, 2014. Ground Magnetic Effects Of The Equatorial Electrojet Simulated By The  TIE ‐ GCM  Driven  By  TIMED  Satellite Data ,  Journal  of  Geophysical  Research: Space Physics, 119.4 (2014): 3150-3161.

## STUDI GELOMBANG ULF: KORELASI PULSA MAGNET Pc3 DENGAN KECEPATAN ANGIN SURYA DAN MEDAN MAGNET ANTARPLANET (STUDY OF ULF WAVE: CORRELATION OF Pc3 MAGNETIC PULSATIONS WITH SOLAR WIND VELOCITY AND INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD)
Setyanto Cahyo Pranoto 1*) dan Wahyu Srigutomo **)
*) Pusat Sains Antariksa
Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djundjunan No. 133 Bandung 40173 Indonesia
**) Institut Teknologi Bandung Jl. Ganesha N0. 10 Bandung 40116 Indonesia
1 e-mail: setyanto.cahyo@lapan.go.id
Diterima; 8 April 2016; Direvisi: 13 Juni 2016; Disetujui; 30 Juni 2016

## ABSTRACT
Energy  for  the  Earth’s  magnetospheric  processes  is  provided  by  solar  wind.  Pc3  magnetic pulsation is one of geomagnetic ULF wave. Pc3 magnetic pulsation has been studied to understand the dynamic  of  magnetosphere.  Geomagnetic  pulsations  are  quasi-sinusoide variations  in  the  Earth’s magnetic field in  the period range  of 10-45 seconds. The magnitude of these pulsations ranges from fraction of a nT (nano Tesla) to several nT. These pulsations can be observed in a number of ways such as  applied of ground based magnetometer. We used the magnetometer data of Manado, Parepare, and Kupang  stations  to  studied    the  effect  of  the  solar  wind  and  interplanetary  magnetic  field    on  these pulsations. To extract Pc3 magnetic pulsations we applied second order of Butterworth filter and using Hamming windowing. The result showed that Pc3 magnetic pulsation have correlation with increasing solar  wind  velocity  and  interplanetary  magnetic  field-IMF,  it  is  mean  that  solar  wind  controls  Pc3 magnetic pulsations occurrence.
Keywords: Pc3 magnetic pulsations, ULF, Solar wind

## ABSTRAK
Angin surya merupakan sumber energi bagi proses-proses fisis yang terjadi di magnetosfer Bumi. Untuk  dapat  memahami  dinamika  di  magnetosfer  Bumi  dapat  di  tinjau  dari  gelombang  ULF  salah satunya pulsa magnet Pc3. Pulsa magnet Pc3 merupakan variasi quasi-sinusoide pada medan magnet Bumi dalam rentang periode 10 – 45 detik. Pulsa magnet Pc3 umumnya memiliki amplitudo rendah dengan  rentang  nT  (nano  Tesla).  Terdapat  beberapa  cara  yang  dapat  dilakukan  untuk  mengamati pulsa magnet Pc3 diantaranya dengan menggunakan magnetometer landas Bumi. Dalam makalah ini kami  menggunakan  data  pengamatan  magnetometer  stasiun  Kupang,  Manado,  dan  Parepare  untuk mempelajari hubungan pulsa magnet Pc3 terkait dengan angin surya dan medan magnet antarplanet. Pulsa magnet Pc3 diekstrak dari data variasi medan magnet dengan menggunakan Butterworth Filter dan Hamming  windowing .  Hasil  yang  diperoleh  menunjukkan  bahwa  pulsa  magnet  Pc3  memiliki korelasi  dengan  peningkatan  kecepatan  angin  surya  dan  medan  magnet  antarplanet.  Hal  ini mengindikasikan bahwa angin surya merupakan salah satu sumber yang mengontrol perubahan yang terjadi pada pulsa magnet Pc3.
Kata Kunci : Pulsa magnet Pc3, Ulf, Angin surya

## 1  PENDAHULUAN
Matahari merupakan sistem dinamis sebagai faktor utama penggerak perubahan  di  lingkungan  antariksa Bumi.  Matahari  secara  terus  menerus melontarkan  partikel  bermuatan  yang disebut  angin  surya  menuju  ruang antarplanet.  Fluktuasi  angin  surya dapat mengeksitasi gelombang hidromagnetik  pada  berbagai  rentang frekuensi  pada  daerah ultra  low frequency (ULF). Berdasarkan mekanisme  resonansi  (Menk,  2011), gelombang  ULF  yang  dibangkitkan melalui  interaksi  magnetosfer  dengan angin  surya  yang  berfluktuasi,  dapat menjalar  melewati  magnetosfer  dan ionosfer sehingga terekam oleh magnetometer  di  permukaan  Bumi dalam  bentuk  pulsa  magnet.  Pulsa magnet  yang  terekam  di  permukaan Bumi mengindikasikan integrasi beberapa  sinyal  yang  terdapat  di magnetosfer  dalam  bentuk broadband frekuensi (Feygin et al ., 2009).
Pulsa  magnet  Pc3  merupakan osilasi  gelombang  hidromagnetik  pada frekuensi gelombang
Ultra Low
Frequency (ULF) dengan rentang periode 10 – 45  detik  (Jacobs et  al .,  1964). Pembangkitan  pulsa  magnet  ini  terjadi secara  eksternal  maupun  internal  di
magnetosfer. Hal ini terlihat dari variasi spasial  dan  temporal  kejadian  pulsa magnet Pc3 di daerah quasi-parallel bow shock (Vallee et  al .,  2007).  Sumber eksternal  pulsa  magnet  berasal  dari gelombang permukaan ( surface wave ) di magnetopause sebagai akibat ketidakstabilan Kelvin-Helmholtz dan pembangkitan  gelombang  di  daerah bowshock atau magnetosheath yang mengalami  propagasi  ke  magnetosfer. Sedangkan sumber internal berasal dari ketidakstabilan plasma di dalam magnetosfer. Beberapa penelitian pernah  membahas  hal  ini  diantaranya; energi  gelombang  Pc3-4  berasal  dari aliran plasma di magnetosheath menuju magnetopause (Yumoto  dan  Saito, 1984).  Pulsa  magnet  Pc3  dicirikan  oleh dua  mode  osilasi  dominan  yang  berasal dari sumber penggerak eksternal (upstream waves), dan sebuah penguatan signal ( resonant waves ) pada frekuensi osilasi fundamental pada garis medan lokal (Villante et al ., 2003).
Pulsa  magnet  Pc3  umumnya memiliki  amplitudo  kecil.  Pulsa  ini biasanya terpolarisasi di sepanjang garis medan magnet dan gelombang magnetosfer  paling  kuat  teramati  pada daerah  dekat plasmapause pagi  hari. Pudovkin dan Shumilov (1969),
berpendapat bahwa medan listrik
magnetosfer  tidak  hanya  diakibatkan oleh  aliran  plasma  matahari  melainkan dapat  juga  dikarenakan  variasi  medan magnet antarplanet. Akibatnya gangguan  pada  angin  surya  yang bergerak melintasi Bumi  menambahkan nilai medan Bumi selain medan magnet antarplanet  yang  diakibatkan  oleh  arus di permukaan magnetopause .
Aliran angin surya akan melewati subsolar bowshock dan magnetosheath menuju  ke  area  sekitar subsolar magnetopause dan  mengalir  sepanjang magnetopause pada  kedua  sisi  baik dalam  arah  timur-barat  maupun  utara- selatan.  Ketika  kecepatan  angin  surya mengalami  percepatan  di  atas threshold tertentu,  maka  akan  mengakibatkan terjadinya ketidakstabilan
Kelvin-
Helmholtz dan  peningkatan  amplitudo dari  gelombang  permukaan  menuju magnetosfer dalam bentuk pulsa magnet.  Semakin  tinggi  peningkatan kecepatan  dari  angin  surya  maka semakin  besar  amplitudo  pulsa  magnet di magnetosfer (Taroyan et al ., 2009).
Pada  saat  yang  sama  terjadi pembangkitan  gelombang  pada  daerah quasi-parallel bow shock yang mendominasi  di magnetosheath sekitar pagi dan menuju magnetopause . Mekanisme  propagasi  dan  konveksi gelombang akan menstimulasi magnetopause untuk mengirimkan gelombang  ke  area  magnetosfer  di  sisi siang. Ketika terjadi perubahan orientasi medan magnet antarplanet dan kecepatan angin surya, maka mengakibatkan  gelombang  permukaan di sheath memiliki  periode cyclotron sekitar  10 – 100  detik  dan  terjadi pembangkitan  pulsa  di  magnetosfer
pada rentang periode yang sama. Selain meningkatkan  pertumbuhan  gelombang permukaan, kecepatan angin surya yang lebih  tinggi  juga  meningkatkan  efisiensi konveksi gelombang quasi-parallel menuju magnetosfer, serta menyediakan sumber  gangguan  yang  diperlukan untuk  memicu  ketidakstabilan Kelvin- Helmholtz ( Mazur dan Chuiko, 2013).
Dalam  makalah  ini  memaparkan keterkaitan  antara  pulsa  magnet  Pc3 dengan  peningkatan    kecepatan  angin surya  (Vsw)  dan  perubahan  medan magnet antarplanet ( Interplanetary
Magnetic  Field,  IMF) selama  rentang periode 2010-2011. Output dari
penelitian ini diharapkan dapat digunakan  untuk  membantu  penelitian lebih lanjut mengenai mekanisme pembangkitan pulsa magnet Pc3.

## 2 METODOLOGI

## 2.1 Lokasi dan Data
Dalam  studi  ini  digunakan  data medan  magnet  Bumi  hasil  rekaman magnetometer stasiun pengamatan Kupang (KPG) (-10,2 0 S, 123,4
0 E), Manado  (MND)  (1,44 0 N,  124,84 0 E),  dan Parepare (PRP) (-3,6 0 S, 119,4 0 E),
rentang waktu tahun 2010-2011. Magnetometer ini mengukur tiga komponen  variasi  medan  magnet  Bumi; H  (komponen  horizontal  arah  utara- selatan),  D  (komponen  horizontal  arah timur-barat), Z (komponen arah vertikal) dengan resolusi 1 detik dan merupakan salah  satu  magnetometer  pada  jaringan magnetometer global MAGDAS (Magnetic Data  Acquisition  Systems) dan  CPMN
(Circum-pan Pacific Magnetometer Network).
Gambar 2-1: Jaringan  magnetometer  MAGDAS/CPMN  dan  lokasinya  di  Indonesia  Sumber:  http:// www.serc.kyushu-u.ac.jp/magdas/MAGDAS_Project.files/image002.jpg

## 2.2 Metode Penelitian
Beberapa metode
dalam melakukan  pengolahan  data  medan magnet  Bumi  terkait  dengan gelombang ULF  pernah  dilakukan  di  antaranya; pulsa  magnet  Pc3  diekstrak  dari  data variasi medan magnet
Bumi
menggunakan Butterworth  filter dan Hamming  windowing (Musafar,  2009). Fungsi butterworth ditunjukkan  dalam persamaan  (2-1),  dengan  z  merupakan variabel  kompleks,  a(n)  dan  b(n) menyatakan  koefisien  dari  polinomial pada  orde  ke-n.  Sedangkan  window hamming diberikan  oleh  persamaan  (2- 2), dengan n menyatakan lebar window.
n z n a z a n z n b z b b z A z B z H               ) 1 ( ... 1 ) 2 ( 1 ) 1 ( ... 1 ) 2 ( ) 1 ( ) ( ) ( ) ( (2-1)
            1 2 cos 46 , 0 54 , 0
1 n k k w  (2-2)
Metode fast  fourier  transform (FFT)
sering digunakan untuk mengidentifikasi  maupun  menganalisis fenomena  gelombang  seperti  halnya
pulsa  magnet  (Bortnik et  al .,  2007). Penerapan  fungsi  diskrit  FFT satu dimensi juga digunakan untuk menghitung  frekuensi  dominan  dan energi  maksimum  dari  pulsa  magnet Pc3  dalam  rentang  waktu  setiap  20 menit.  (Pranoto,  2011;  Bortnik et  al ., 2007).  FFT  diskrit  dan  inversinya diberikan  dalam  persamaan  (2-3)  dan (2-4).
     N j k j N j x k X 1 ) 1 )( 1 ( ) ( ) (  (2-3)
      N k k j N k X N j x 1 ) 1 )( 1 ( ) ( 1 ) (  (2-4)
Pulsa magnet Pc3 yang dianalisis dalam  penelitian  ini  diekstrak  dari  data medan  magnet  Bumi  menggunakan Butterworth filter dan Hamming windowing pada rentang frekuensi pulsa magnet  Pc3  (0,1  -  0,2  Hz),  sedangkan metode FFT ( Fast  Fourier  Transform ) digunakan untuk mendapatkan
frekuensi  dominan  dari  pulsa  magnet
Pc3.  Gangguan  angin  surya  terhadap medan  magnet  bumi  bersifat  dominan pada  bidang  horizontal  maka  untuk analisis  digunakan  data  komponen  H saja  dan  parameter  yang  berkaitan dengan  pulsa  magnet  Pc3  diekstrak setiap 20 menit. Selain data magnetometer  landas  Bumi  digunakan pula data angin surya hasil pengamatan satelit Advanced  Composition  Explorer (ACE) untuk  dilakukan  analisis  terkait hubungannya  dengan  pulsa  magnet Pc3.

## 3  HASIL DAN PEMBAHASAN
Gangguan  angin  surya  terhadap medan  magnet  Bumi  bersifat  dominan pada  komponen  horizontal  karenanya sifat-sifat  pulsa  magnet  Pc3  dapat diamati dari data komponen H ataupun D.  Untuk  mendapatkan  sinyal  pulsa magnet Pc3 dilakukan ekstraksi terhadap  variasi  medan  magnet  Bumi setiap  20  menit  secara  berturutan. Gambar    3-1  memperlihatkan  variasi harian  dari  pulsa  manget  Pc3  untuk stasiun  KPG,  MND,  dan  PRP  selama bulan  Februari  2010.  Hasil  yang diperoleh menunjukkan bahwa amplitudo  pulsa  magnet  Pc3  memiliki kecenderungan  mengalami  peningkatan pada  waktu  siang  dan  malam  serta mengalami penurunan  pada  waktu pagi dan petang. Masing-masing kurva dalam gambar tersebut merepresentasikan variasi  harian  dari  amplitudo  pulsa magnet  Pc3.  Sedangkan  kurva  dengan garis  tebal  merupakan  rata-rata  dari amplitudo  pulsa  magnet  Pc3  dengan menggunakan  metode moving  average . Amplitudo  pulsa  magnet  Pc3  diplot dalam UT (universal time) yang dinyatakan  sebagai  sumbu  horisontal
sedangkan sumbu vertikalnya menyatakan  amplitudo  pulsa  magnet Pc3 dalam satuan nT (nano Tesla).
Dari  Gambar  3-1  terlihat  bahwa pada  rentang waktu ~23-07 UT  (~07-15 LT)  dan  ~13-20  UT  (~21-04  LT) amplitudo pulsa magnet Pc3 mengalami peningkatan.  Sedangkan,  pada  rentang waktu  ~07-13  UT  (~15-21  LT)  dan  ~20- 23  UT  (~04-07  LT)  amplitudo  pulsa magnet  Pc3  mengalami  penurunan. Peningkatan  dan  penurunan  amplitudo pulsa  magnet  Pc3  ini  berkaitan  dengan kekuatan  sumber  pulsa  magnet  Pc3 yaitu  angin  surya.  Pembangkitan  pulsa magnet Pc3 dipicu oleh interaksi antara angin  surya  dengan  medan  magnet Bumi  yang  selanjutnya  mengakibatkan ketidakstabilan
Kelvin-Helmholtz di permukaan magnetopause .
Ketidakstabilan tersebut mengalami penguatan  dari  daerah  magnetosfer sekitar  tengah  hari  dan  menjalar menuju  daerah  magnetosfer  belahan pagi  ( dawn )  dan  petang  ( dusk ).  Selama penjalarannya  terjadi  pelemahan  energi sehingga gelombang ULF yang mencapai daerah  pagi  dan  petang  tersebut mengalami  penurunan.  Pada  sisi  lain, garis  medan  magnet  Bumi  berosilasi dengan frekuensi-eigen tertentu.
Peningkatan  amplitudo  pulsa  magnet Pc3  di  belahan  siang  dan  malam  yang teramati  pada  permukaan  Bumi  ini bersesuaian dengan peningkatan ketidakstabilan yang terjadi pada permukaan magnetopause. Gelombang ULF yang terbangkitkan
di
magnetopause menjalar
menuju
permukaan  Bumi  melalui  resonansi antara  gelombang  tersebut  dengan osilasi garis medan magnet di magnestofer.
(a) Stasun Kupang (KPG) (b) Stasun Manado (MND)
(c) Stasun Parepare (PRP)
Gambar 3-1: Variasi harian pulsa magnet Pc3 rentang waktu Februari 2010. Kurva dengan garis tebal merupakan rata-rata variasi harian dalam satu bulan
Pulsa  magnet  Pc3  digerakkan oleh  perubahan  dinamis  angin  surya. Interaksi  antara  angin  surya  dengan magnetosfer  Bumi  mengimplikasikan adanya  transfer  energi  angin  surya  ke dalam magnetosfer Bumi. Untuk menyelidiki  hal  tersebut  dilakukan  uji hubungan  antara  amplitudo  pulsa magnet  Pc3  dengan  kecepatan  angin surya. Distribusi  amplitudo  pulsa magnet  Pc3  yang  teramati  di  stasiun
KPG,
MND, dan PRP terhadap perubahan  kecepatan  angin  surya ditunjukkan pada Gambar 3-2.
Kecepatan  angin  surya  diplot  dalam satuan  (km/s)  yang  dinyatakan  sebagai sumbu  horisontal  sedangkan  sumbu vertikalnya menyatakan amplitudo pulsa  magnet  Pc3  dalam  satuan  nT (nano Tesla).
(a) Stasun Kupang (KPG) (b) Stasun Manado (MND)
(c) Stasun Parepare (PRP)
Gambar 3-2: Hubungan amplitudo pulsa magnet Pc3 terhadap kecepatan angin surya rentang waktu 2010-2011. Plot (  ) dan (  ) merupakan amplitudo pulsa magnet Pc3 dan interpolasinya
Pada
Gambar 3-2
untuk kecepatan lebih kecil dari 700 km/detik hubungan  antara  amplitudo  pulsa magnet  Pc3  dengan  kecepatan  angin surya  hampir  bersifat  linier  atau merupakan  fungsi  eksponensial  dengan koefisien kecil. Hal ini dapat diinterpretasikan  sebagai  berikut.  Jika amplitudo  pulsa  magnet  Pc3  memenuhi hubungan  linear  dengan  kecepatan angin  surya,  maka  ini  dapat  diartikan bahwa  energi  gelombang  pulsa  magnet Pc3  adalah  kuadrat  dari  amplitudonya dan  sebanding  dengan  energi  kinetik partikel  angin  surya  yang  ditentukan oleh kuadrat kecepatannya.
Jika amplitudo pulsa magnet Pc3 didekati  oleh  fungsi  eksponensial  dari kecepatan angin surya dengan koefisien kecil  maka  dapat  diartikan  bahwa amplitudo  pulsa  magnet  Pc3  sebanding
dengan  energi  kinetik  angin  surya  dan koefisien  yang  kecil  dapat  menyatakan bahwa  energi  pulsa  magnet  Pc3  sangat sensitif  terhadap  perubahan  kecepatan angin surya. Kedua pendekatan tersebut memiliki  implikasi  adanya  transfer energi angin surya ke magnetosfer Bumi menentukan besar atau kecilnya amplitudo  pulsa  magnet  Pc3  yang menjalar  di  magnetosfer  dan  yang terekam di permukaan Bumi.
Pada  sisi  lain,  untuk  kondisi angin  surya  dengan  kecepatan  lebih besar  dari  700  km/detik  amplitudo pulsa magnet Pc3 mengalami penurunan.  Akan  tetapi  kami  tidak dapat  menguji  hal  ini  lebih  lengkap karena  pada  rentang  tahun  2010-2011 sangat  sedikit  peristiwa  angin  surya dengan kecepatan melebihi
750
km/detik.  Penurunan  amplitudo  pulsa magnet
Pc3 akibat peningkatan
kecepatan partikel angin surya berenergi tinggi dapat terjadi
dikarenakan partikel-partikel
yang memiliki kecepatan  tinggi  biasanya  disertai  oleh shock dalam  angin  surya.  Pada  saat kecepatan partikel angin surya mengalami peningkatan,  maka  kerapatan  partikel mengalami  penurunan.  Namun  analisis lebih  lanjut  terkait  hal  ini  tidak  dapat dilakukan  dikarena  tidak  lengkapnya data  kerapatan  angin  surya  yang tersedia dari satelit.
Untuk memahami sumber utama dari  mekanisme  pembangkitan  pulsa magnet  Pc3  maka  dapat  dilakukan dengan  melihat  karakteristik  dari  pulsa magnet  Pc3  tersebut  dalam  keter- kaitannya  dengan interplanetary dan struktur magnetosfer. Hubungan antara frekuensi  dominan  dari  pulsa  magnet Pc3  (20mHz  <  f  <100  mHz)  dengan magnitudo  ( B )  dari  medan  magnet antarplanet-IMF dapat menjelaskan keterkaitan antara pulsa magnet dengan ion cyclotron dari  sumber  penggerak eksternal (upstream waves) yang dibangkitkan di foreshock  region selama garis  medan  magnet  antarplanet-IMF terhubung  dengan quasi-parallel  bow shock (Yumoto, 1986; Yumoto dan Saito,
1984).    Dari  beberapa  penelitian  yang pernah  dilakukan  (Troitskaya  dan Bolshakova, 1988) didapatkan hubungan  empiris  antara  frekuensi dominan  pulsa  magnet  Pc3  dengan medan  magnet  antarplanet-IMF,  f(mHz) ~ 6(nT).
Analisis tentang hubungan antara  frekuensi  dominan  dari  pulsa magnet  Pc3  dengan  magnitudo  ( B )  dari medan  magnet  antarplanet-IMF  telah dilakukan  dengan  seleksi  paket-paket pulsa  untuk  semua  stasiun  yang teramati.  Estimasi  frekuensi  diperoleh dari  power  spektrum  pada  saat  puncak maksimum  setiap  rentang  waktu  20 menit.  Hubungan  antara  frekuensi dominan  pulsa  magnet  Pc3  dengan medan magnet antarplanet-IMF ditunjukkan  pada  Gambar  3-3.  Dari gambar  tersebut  terlihat  bahwa  untuk setiap stasiun  menunjukkan  nilai korelasi  sebesar  (r  =  0,7688,  KPG;  r  = 0,6862,  MND;    r=0,7088,  PRP)  dan berdasarkan  regresi  linier  diperoleh hubungan  empiris  pada  masing-masing stasiun  KPG    f(mHz)  =  ~5,2B(nT),  MND f(mHz)  =  ~4,9B(nT),  PRP    f(mHz)  =  ~4,7 B(nT).
(a) Stasiun Kupang (KPG) (b) Stasiun Manado (MND)
Gambar 3-3:  Hubungan  frekuensi  dominan  pulsa magnet  Pc3  terhadap medan  magnet  antarplanet- IMF

## 4  KESIMPULAN DAN SARAN
Berdasarkan data medan  magnet Bumi  stasiun  Kupang,  Manado  dan Parepare  pada  2010-2011,  diperoleh bahwa  amplitudo  pulsa  magnet  Pc3 memiliki  kecenderungan  mengalami peningkatan  pada  waktu  siang  dan malam  serta  mengalami  penurunan pada  fajar  dan  petang.  Hal  ini  terkait penjalaran  gelombang  ULF  menuju arah-barat atau arah-timur yang dipengaruhi oleh ketidakstabilan Kelvin- Helmoltz di  permukaan magnetopause . Perubahan  kecepatan  angin  surya  yang mempengaruhi  amplitudo  pulsa  magnet Pc3 mengindikasikan peningkatan energi  gelombang  ULF  pulsa  magnet sebanding dengan energi kinetik partikel angin  surya.  Dari  analisis  terhadap frekuensi  pulsa  magnet  Pc3  terkait dengan kondisi medan magnet antarplanet-IMF  menunjukkan  bahwa frekuensi  dominan  Pc3  berada  pada rentang  frekuensi  0,03-0,05  Hz  dengan koefisien  korelasi  sebesar  (r  =  0,7688, KPG;  r  =  0,6862,  MND;    r  =  0,7088, PRP). Dari hasil tersebut mengindikasikan  bahwa  angin  surya merupakan  salah  satu  sumber  yang mengontrol perubahan yang terjadi pada pulsa magnet Pc3.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Penulis  mengucapkan  terima  kasih kepada  Prof.  Kiyohumi  Yumoto  sebagai peneliti utama
dari
proyek
CPMN/MAGDAS International Center for
Space  Weather  Science  and  Education (ICSWSE) yang telah menginstal magnetometer di Indonesia.

## DAFTAR RUJUKAN
Bortnik, J., J. W. Cutler., C. Dunson., and T. E.
Bleier,  2007. An  Automatic  Wave Detection  Algorithm  Applied  To  Pc1 Pulsations ,  Journal  of  Geophysical Research,  Volume  112,  A04204,  Doi: 10.1029/2006JA011900.
Feygin, F.Z., Karel Prikner., and Jorma Kangas, 2009. Pc1  With  a  Broad  Frequency
Spectrum  -  Goose  Pulsations ,  Studia Geophysica  et  Geodaetica,  Volume  53, Issue 4, 519-536.
Jacobs,  J.  A.,  Y.  Kato.,  S.  Matsushita.,  and  V.
A.  Troitskaya,  1964. Classification  of Geomagnetic Micropulsations , Journal of Geophysical  Research,  Volume  69, 180.
Mazur, V. A., and D. A. Chuiko, 2013. Kelvin- Helmholtz Instability on The Magnetopause,  Magnetohydrodynamic Waveguide in The Outer
Magnetosphere, and Alfvén Resonance Deep  in  The  Magnetosphere ,  Plasma Physics  Reports  Book  Series, Volume 39, Issue 6, p: 488-503.
Menk, F.W, 2011. Magnetospheric ULF Waves: A Review, the Dynamic Magnetosphere IAGA  Special  Sopron  Book  Series, Volume 3, 223-256.
Musafar,  L.  M,  2009. Pc3  Magnetic  Pulsations Observed  by  Ground-Based  Magnetometer At  Biak ,  Prosiding  Seminar  Nasional, Penelitian,  Pendidikan,  dan  Penerapan
MIPA, FMIPA Universitas Negeri
Yogyakarta, 449-452.
Pranoto,  S.  C,  2011. Identifikasi  Karakteristik Pulsa  Magnet  Pc3  Menggunakan  Data Magnetometer  Landas  Bumi  Stasiun Biak , Prosiding Seminar Nasional Sains Atmosfer  dan  Antariksa,  Pusat  Sains dan  Teknologi  Atmosfer,  Pusat  Sains Antariksa, LAPAN, 464-473.
Pudovkin,  M.I.,  and  Shumilov,  O.I,  1969. On The Theory of Polar Substorms , Annales de  Geophysique,  Volume  25,  N  1,  125- 134.
Taroyan, Y., and M. S. Ruderman, 2011. MHD Waves  and  Instabilities  in  Space Plasma  Flows ,  Space  Science  Reviews Book  Series, Volume  158, Issues  2- 4, 505-523.
Troitskaya, V. A., and O. V. Bolshakova, 1988.
Diagnostics of The Magnetosphere Using Multipoint  Measurements of ULF-Waves , Advances in Space Research, Volume 8,
Issues 9-10, 413-425.
Vallee,  M.A.,  Larry  Newitt.,  Ian  R.  Mann.,
Mouhamed Moussaoui., Re´ Gis Dumont., and Pierre Keating, 2007. The
Spatial  and  Temporal  Characteristics  of Pc3 Geomagnetic Activity over Canada in 2000, as a Guide to Planning the Times of  Aeromagnetic  Surveys, Pure  Appl. Geophys,  Volume  164, Issue  1 ,  161 – 176.
Villante, U., P. Francia.,  M. Vellante,  and P. di Giuseppe,  2003. Some  Aspects  of  the Low  Latitude  Geomagnetic  Response under Different Solar Wind Conditions ,
Space  Science  Reviews,  Volume  107,
207 – 217.
Yumoto,  K.,  And  Saito,  T,  1984. Relationship Between  The  IMF  Magnitude  And  Pc3 Magnetic Pulsations In The Magnetosphere ,  Journal of Geophysical Research, Volume 89, A11, 9731-9740. Yumoto,  K,  1986. Generation  And  Propagation Mechanisms  Of  Low-Latitude  Magnetic Pulsations ,  A  review,  Journal  of Geophysical  Research,  Volume  60,79- 105.

## 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.

## VARIASI DIURNAL DAN MUSIMAN
KEMUNCULAN LAPISAN E-SPORADIS DI ATAS SUMEDANG
TAHUN 2015
(DIURNAL AND SEASONAL VARIATION OF THE OCCURRENCEOF SPORADIC-E LAYER OVER SUMEDANG IN 2015)
Rhorom Priyatikanto 1 , Farahhati Mumtahana, dan Mumen Tarigan Pusat Sains Antariksa Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djundjunan 133 Bandung 40173 Indonesia
1 e-mail: rhorom.priyatikanto@lapan.go.id.
Diterima: 29 April 2016; Direvisi: 6 Juni 2016; Disetujui: 21 Juni 2016

## ABSTRACT
Wind shear has been believed as the main mechanism behind the occurrence of E-sporadic layer in 90-120 km altitude. The occurrence of this layer is related to gravity wave, tidal wave, and global- scale  atmospheric  wave  (planetary  wave)  with  different  periodicity.  Meteor  showers  that  happen annually  may  also  influence  the  occurrence  probability  of  E-sporadic  layer,  while  Solar  and geomagnetic  activity  contribute  less  significantly.  In  this  article,  E-Sporadic  data  obtained  in  Balai Pengamatan Atmosfer dan Antariksa Sumedang, Jawa Barat in 2015 was studied. The main purpose of  the  study  is  to  understand  the  characteristics  and  occurrence  pattern  of  E-sporadic  layer  in  low- latitude region. Conclusions can be deduced from the conducted analyses. Percentage of occurrence of E-sporadic layer ( P ) is relatively high during May-July and December-January period. The occurrence of  E-sporadic  layer  with  critical  frequency  higher  than  2  MHz  can  be  as  high  as  97%.  The  observed diurnal  variation  is  the  increase  of P before  midday  followed  by  a  significant decrease  at 12:00  local time.  The  value  of P rises  again  and  peaks  at  around  16:00  local  time  and  then  declines  as  the photoionization rate diminishes through time. During May-July, E-sporadic layer with frequency above 6 MHz also occurred in night time. Further examinations are required to analyse the relation between E-sporadic  occurrence  during  those  time  windows  and  the  activity  of  high-flux  meteor  shower. Besides, diurnal and seasonal variations concluded in this study are expected to become rerference for space weather forecast which is demanded by stakeholders.
Keyword: Ionosphere, Sporadic-E, Occurrence statistics

## ABSTRAK
Gesekan  angin  ( wind  shear )  telah  lama  dipercaya  sebagai  mekanisme  penyebab  kemunculan lapisan E-Sporadis pada ketinggian 90-120 km. Kemunculan lapisan ini berkaitan dengan gelombang gravitasi,  gelombang  pasang-surut,  serta  gelombang  atmosfer  skala  global  ( planetary  wave )  dengan perulangan  yang  berbeda.  Hujan  meteor  yang  terjadi  setiap  tahun  juga  dapat  mempengaruhi probabilitas  kemunculan  lapisan  E-Sporadis,  sementara  aktivitas  Matahari  dan  geomagnet  tidak banyak  memberikan  pengaruh.  Pada  artikel  kali  ini,  data  E-Sporadis  hasil  pengamatan  di  Balai Pengamatan  Atmosfer  dan Antariksa  Sumedang,  Jawa  Barat  sepanjang  tahun 2015  telah  dipelajari. Tujuan utamanya adalah untuk mengetahui karakteristik dan pola kemunculan lapisan E-Sporadis di daerah  lintang  rendah.  Beberapa  kesimpulan  dapat  dideduksi  dari  analisis  yang  dilakukan. Persentase  kemunculan  lapisan  E-Sporadis  ( P )  cukup  tinggi  pada  bulan  Mei-Juli  serta  Desember- Januari. Persentase kemunculan lapisan E-Sporadis dengan frekuensi kritis lebih dari 2 MHz dapat mencapai 97%. Variasi diurnal yang teramati adalah peningkatan nilai P menjelang tengah hari yang diikuti penurunan sekitar pukul 12:00 waktu lokal. Nilai P kembali naik dan memuncak pada pukul 16:00 waktu lokal lalu menurun seiring berkurangnya laju ionisasi oleh radiasi Matahari. Pada bulan Mei-Juli,  lapisan  E-Sporadis  dengan  frekuensi  lebih  dari  6  MHz  juga  muncul  pada  malam  hari. Pemeriksaan  lebih  lanjut  perlu  dilakukan  untuk  mengetahui  kaitan  antara  kemunculan  E-Sporadis pada  rentang  waktu  tersebut  dan  aktivitas  hujan  meteor  dengan  fluks  tinggi.  Selain  itu,  variasi diurnal  dan  musiman  yang  diperoleh  dalam  studi  ini  dapat  menjadi  rujukan  bagi  proses  ramalan cuaca antariksa yang diperlukan bagi sejumlah stakeholder .
Kata kunci: Ionosfer, E-Sporadis, Statistik kemunculan

## 1  PENDAHULUAN
Ionosfer  merupakan  bagian  dari atmosfer Bumi bagian atas yang banyak berisikan ion sebagai produk fotoionisasi oleh  sinar  ultraviolet  Matahari  atau proses  ionisasi  lainnya  (misalnya  ablasi meteor).  Ionosfer  dapat  dikategorikan menjadi sejumlah lapisan dengan karakteristik  yang  berbeda  bila  dilihat dari ketinggian dan kerapatannya, yakni lapisan  D,  E,  dan  F.  Lapisan  E  berada pada  ketinggian  relatif  rendah,  yakni antara  90  hingga  130  km  serta ketebalan 2 hingga 10 km. Kemunculan lapisan  ini  bersifat  sporadis  dan berkaitan  erat  dengan  akumulasi  ion metal  dan  molekuler  pada  ketinggian tersebut.  Studi  karakterisasi  lapisan  E- Sporadis telah banyak dilakukan, terutama berdasarkan pengamatan pada panjang  gelombang  radio  menggunakan ionosonda, incoherent  scatter  radar ,  dan juga backscatter radar (Mathews, 1998). Pembentukan  lapisan  E-Sporadis telah  diulas  oleh  Whitehead  (1989)  dan juga  Mathews  (1998).  Gesekan  angin ( wind  shear )  yang  timbul  karena  variasi
kecepatan angin sebagai fungsi ketinggian  dipercaya  bertanggung  jawab atas akumulasi ion yang akan membentuk  lapisan  E-Sporadis  pada ketinggian  90-130  km.  Akumulasi  ion dapat  terjadi  akibat  pergeseran  pada arah  vertikal  ( vertical  drift )  yang  dipicu oleh  angin  netral  arah  utara-selatan ( meridional  wind )  dan  arah  timur-barat ( zonal  wind )  serta  arah  medan  magnet Bumi.  Dalam  proses  ini,  gelombang pasang  surut,  gelombang  gravitasi,  dan juga  gelombang  skala  global  ( planetary wave )  juga  memiliki  peran  yang  amat penting  (Lastovicka,  2006).  Beberapa studi  telah  menunjukkan  perulangan dengan periode 12 jam dan 24 jam yang menekankan pentingnya gelombang pasang  surut  serta  perulangan  dengan periode 2, 5, dan 10 hari yang berkaitan dengan kejadian planetary wave (Pezzopane  et  al.,  2016  dan  referensi  di dalamnya).
Dinamika  mesofer  dan  termosfer bawah  telah  dikonfirmasi  memiliki kaitan  erat  dengan  kemunculan  lapisan E-Sporadis. Sebaliknya, aktivitas
Matahari dan  geomagnet  memiliki pengaruh  yang  tidak  terlalu  signifikan terhadap lapisan ini. Di lintang menengah,  khususnya  di  atas  Roma, Italia,  Pietrella  &  Bianchi  (2009) menyimpulkan bahwa frekuensi kemunculan  lapisan  E-Sporadis  saat fase  maksimum  dan  minimum  aktivitas Matahari tidak jauh berbeda.
Kesimpulan yang hampir sama diperoleh ketika  menelaah  frekuensi  kemunculan lapisan  E-Sporadis  dengan  beragam kondisi  geomagnet.  Meski  demikian, terdapat indikasi hubungan yang cukup signifikan  antara  aktivitas  geomagnet dan  kemunculan  lapisan  E-Sporadis  di lintang  rendah  (Closs,  1969).  Sejalan dengan  kesimpulan  tersebut,  Ednofri  & Suhartini,  2008)  menunjukkan  bahwa frekuensi  kritis  lapisan  E  di  Kototabang (0,2°  LS)  saat  tengah  hari  memiliki korelasi positif terhadap aktivitas Matahari  (terutama  F10.7).  Namun, korelasi tersebut tidak sebaik hubungan untuk frekuensi kritis lapisan F.
Aktivitas antariksa yang dipercaya  memberikan  pengaruh  yang cukup  signifikan  adalah  hujan  meteor. Ablasi  meteor  menghasilkan  deposit  ion logam  dan  molekuler  pada  ketinggian sekitar  100  km  sebagai reservoir ion dengan  kala  hidup  lebih  panjang  yang akan  menyuplai  lapisan  E-Sporadis (McNeil,  2001).  Hujan  meteor  dengan intensitas  tinggi  dapat  meningkatkan probabilitas  kemunculan  lapisan  E- Sporadis (misalnya Chandra et al., 2001; Ma  et  al.,  2008).  Keterkaitan  antara kejadian  hujan  meteor  dan  kemunculan lapisan  E-Sporadis  di  wilayah  Indonesia merupakan fokus dari penelitian kali ini. Penelitian  semacam  ini  telah  dilakukan oleh  beberapa  peneliti.  Rusnadi  et  al. (2002)  menelaah  pola  frekuensi  kritis dan  ketinggian  lapisan  E-Sporadis  di atas  Biak  saat  kejadian  hujan  meteor tahun  2001.  Jiyo  et  al.  (2005)  juga melaporkan besarnya peningkatan kerapatan elektron lapisan E-Sporadis di atas  Sumedang  dan  Garut  saat  badai meteor  Leonid  tahun  2001.  Rusnadi
(2005)  melaporkan  bukti  observasional adanya  peningkatan  frekuensi  kritis lapisan  E-Sporadis  yang  dipicu  oleh gelombang  gravitasi  yang  terjadi  bukan saat  puncak  aktivitas  hujan  meteor. Akan  tetapi,  penelitian  tersebut  belum menjawab  pertanyaan  tentang  fluks kritis atau fluks minimum hujan meteor yang  dapat  memberikan  pengaruh  pada lapisan  E-Sporadis.  Padahal,  jawaban dari  pertanyaan  tersebut  amat  penting guna  memahami  pola  kemunculan lapisan E-Sporadis serta guna melakukan  prediksi  kondisi  ionosfer sebagai komponen cuaca antariksa yang berdampak  pada  komunikasi  radio (misalnya Suhartini, 2007b). Karena itu, penelitian lanjutan perlu dilakukan.
Sebagai  bagian  dari  penelitian tersebut, telah dilakukan telaah statistik kemunculan  lapisan  E-Sporadis  di  atas Tanjungsari,  Sumedang,  Jawa  Barat. Studi kemunculan lapisan E-Sporadis di atas  Sumedang  pernah  dilakukan  oleh Suhartini  (2007a)  menggunakan  data ionosonda tahun 2001-2002. Ia melaporkan  adanya  variasi  musiman kejadian  E-Sporadis  yang  ditandai  oleh persentase  kejadian  maksimum  pada bulan Desember-Januari dan Juli
Agustus serta persentase minimum pada bulan
Maret-April dan Oktober November.  Pemodelan  variasi  diurnal dan  musiman  frekuensi  kritis  lapisan  E ionosfer  dilakukan  oleh  Jiyo  (2010) menggunakan  dua  model  empiris  dari literatur.  Meski  cukup  sesuai  bila dibandingkan  data  pengamatan  lapisan E  di  atas  Sumedang  dan  Pontianak, kedua model tidak mampu menunjukkan variasi geografis yang teramati.
Artikel ini akan membahas kembali  pola  atau  variasi  diurnal  dan musiman kemunculan lapisan E- Sporadis  menggunakan  pendekatan  atau metode yang berbeda dibandingkan yang digunakan  oleh  Suhartini  (2007a).  Data yang digunakan adalah hasil pengukuran  ionosonda  di  Sumedang tahun  2015.  Kelengkapan  data  akan diperiksa  secara  komprehensif  karena
isu  ini  amat  penting  ketika  berbicara frekuensi  kejadian  suatu  fenomena. Data  dan  metode  yang  digunakan dibahas pada Bagian 2, sementara Hasil dan  Pembahasan yang  relevan disajikan pada  Bagian  3.  Artikel  diakhiri  dengan Kesimpulan yang disajikan pada Bagian 4.

## 2  DATA
Data yang digunakan dalam studi ini  adalah  hasil scaling ionogram  yang diperoleh dari Balai Pengamatan Atmosfer  dan  Antariksa  Sumedang (6,913°  LS;  107,838°  BT)  sepanjang tahun  2015  dengan  resolusi  temporal  1 jam. Pengukuran dilakukan menggunakan  ionosonda  yang  bekerja pada  rentang  frekuensi  2-20  MHz. Proses scaling ionogram  dilakukan secara manual oleh tim khusus di Pusat Sains Antariksa untuk mengukur sejumlah  parameter  kuantitatif  yang relevan.  Frekuensi  kritis  lapisan  E- Sporadis  ( foEs )  sebagai  fungsi  waktu merupakan  data  utama  yang  akan dianalisis sementara frekuensi minimum ( fmin )  digunakan  sebagai  acuan  ada tidaknya pengukuran pada waktu tertentu.
Sepanjang  tahun  2015,  terdapat 8133  pengukuran fmin yang  berkores- pondensi  dengan  kelengkapan  data sebesar 92,8%. Pada awal tahun, tingkat kelengkapan  data  mendekati  sempurna, tetapi semakin buruk pada akhir tahun. Pada  tanggal  11  hingga  17  Agustus, tidak  ada  data  terekam  karena  adanya perbaikan  terhadap  ionosonda  yang digunakan. Selama satu tahun, terdapat 2800  data foEs .  Bila  dinormalisasi terhadap  jumlah  data  fmin,  akan
diperoleh perkiraan persentase kemunculan  lapisan  E-Sporadis  sekitar 34%.  Gambar  2-1  menunjukkan  nilai fmin , foEs , serta  frekuensi  kritis  lapisan F2 ( foF2 ) sepanjang tahun 2015.

## 3  METODE
Data hasil scaling awalnya disimpan  dalam  bentuk  tabel  ( file dengan  ekstensi  .xls)  dengan  kolom berisikan  waktu  pengamatan  dan  nilai frekuensi ( f min , foEs , foF2 ) yang diperoleh.  Format  data  tersebut  diubah menjadi array dengan ukuran 24 × 8760 sesuai dengan rentang waktu pengamatan,  kemudian  disimpan  dalam bentuk  citra  dengan  format Flexible Image  Transport  System (.fits).  Namun, tidak ada header khusus yang dituliskan dalam  file  tersebut.  Perubahan  ini dilakukan untuk mempermudah visualisasi data dan analisis lebih lanjut.
Selanjutnya,  pola  kemunculan lapisan  E-Sporadis  di  atas  Sumedang dianalisis berdasarkan persentase kemunculan  lapisan  ini  ( P ).  Mengikuti Pietrella & Bianchi (2009), parameter ini didefinisikan sebagai jumlah kemunculan  lapisan  E-Sporadis  dalam rentang  waktu  tertentu  ( N foEs )  dibagi dengan  jumlah  pengukuran  yang  ada ( N fmin ).  Jumlah  pengukuran  ditentukan berdasarkan data f min . Secara sederhana, persentase  kemunculan  lapisan  E- Sporadis dinyatakan dengan persamaan:
  min 100 , f foEs T N N f foEs t P    (3-1)
Nilai P dihitung untuk setiap jam ( t , dari 00:00  hingga  24:00  waktu  lokal)  serta dihitung  dengan  mempertimbangkan frekuensi ambang f T . Pietrella & Bianchi (2009)  mendefinisikan N foEs sebagai jumlah  kejadian  dalam  satu  bulan sementara N fmin sebagai  pengukuran dalam satu bulan.
Dalam  studi  ini,  digunakan pendekatan yang berbeda untuk mendapatkan  peta  kemunculan  E- Sporadis  dengan  signifikansi  statistik dan  resolusi  yang  memadai.  Baik  nilai N Es maupun N fmin didefinisikan  sebagai kerapatan  data  pada  tanggal  tertentu. Kerapatan tersebut diperkirakan dengan metode  tetangga  terdekat  ke- k atau k-th nearest  neighbor  density (Silverman, 1986). Dengan pendekatan ini, N Es pada satu  tanggal  dimaknai  sebagai  jumlah kemunculan  E-Sporadis  dengan foEs > f T dalam  rentang  waktu k hari  sebelum dan k hari sesudahnya. Cara yang sama digunakan untuk memperoleh nilai N fmin pada tanggal dan jam tertentu.
Pietrella  &  Bianchi  (2009)  meng- gunakan frekuensi ambang sebesar 3, 4,
… ,  9  MHz  karena  berurusan  dengan data  berjumlah  besar  (pengukuran tahun  1976  hingga  2007).  Mereka
mampu memperoleh kesimpulan dengan signifikansi statistik yang baik. Sementara  itu,  frekuensi  ambang  yang digunakan  dalam  studi  ini  adalah  2,  4, dan 6 MHz.

## 4  HASIL DAN PEMBAHASAN
Berdasarkan  data foEs dan  juga f min yang  diperoleh  sepanjang  tahun 2015, persentase kemunculan lapisan E- Sporadis ( P ) telah dikonstruksi. Parameter k =  15  digunakan  dalam perhitungan  kerapatan  menggunakan metode  tetangga  terdekat.  Dengan demikian,  nilai P yang  diperoleh  setara dengan  rata-rata  kemunculan  selama satu bulan, tetapi dihitung untuk setiap tanggal.  Perlu  diperhatikan  bahwa ketiadaan  data  pada  tanggal  11  hingga 17 Agustus 2015 menyebabkan perhitungan  nilai P sekitar  tanggal tersebut  menjadi  tidak  valid.  Meski demikian,  pola  kemunculan  E-Sporadis masih tampak jelas. Nilai P sepanjang di atas  Sumedang  tahun  2015  dengan frekuensi  lebih  dari  2,  4,  dan  6  MHz disajikan pada Gambar 4-1.
Gambar  2-1: Atas :  frekuensi  kritis  lapisan  F2  ( foF2 )  sepanjang  tahun  2015.  Sumbu  mendatar menunjukkan  hari  sedangkan  sumbu  tegak  menunjukkan  waktu  lokal  (UT+7).Kode warna  ditunjukkan  di  bagian  kanan. Tengah :  frekuensi  kritis  lapisan  E-Sporadis  ( foEs ). Bawah : frekuensi minimum yang dipantulkan ionosfer ( fmin ). Warna putih pada gambar menunjukkan ketiadaan data

## 4.1  Variasi Musiman
Dengan menganggap bahwa kemunculan lapisan E-Sporadis
berkorelasi  lemah  terhadap  aktivitas geomagnet  dan  juga  flare  di  Matahari, maka pembahasan akan dikonsentrasikan  pada  pola  harian  dan musiman  yang  teramati.  Sebagaimana dapat  dilihat  pada  Gambar  4-1,  lapisan E-Sporadis dengan frekuensi kritis tinggi lebih  jarang  muncul  dibandingkan lapisan  dengan  frekuensi  kritis  rendah. Untuk foEs >  2 MHz, persentase kemunculan E-Sporadis dapat mencapai 97%.  Nilai  maksimum  dari P menurun untuk  frekuensi  ambang  yang  lebih tinggi,  yakni  75%  untuk  frekuesi ambang  4  MHz  dan  23%  untuk frekuensi  ambang  6  MHz.  Frekuensi tertinggi  yang  dapat  dipantulkan  oleh suatu  lapisan  di  ionosfer  berbanding lurus  terhadap  akar  kuadrat  dari kerapatan elektron,  sehingga  persentase kemunculan  lapisan  E-Sporadis  dengan frekuensi  tertentu  dapat  dikaitkan dengan kerapatan elektron pada ketinggian  90-120  km  yang  juga berubah sepanjang waktu.
Variasi  musiman  dari  nilai P di daerah  ekuator  tentu  tidak  dapat
dikaitkan  dengan  perubahan  musiman dari  laju  ionisasi  di  ionosfer.  Alasannya adalah  amplitudo  perubahan  iradiasi Matahari  yang  tidak  signifikan  serta variasi  yang  tidak  satu  fase.  Iradiasi Matahari  di  daerah  ekuator  bernilai maksimum sekitar equinox (bulan Maret dan  September)  sebagaimana  tampak pada plot frekuensi minimum ( fmin ) dan frekuensi  kritis  lapisan  F2  ( foF2 )  yang disajikan pada Gambar 2-1.
Faktor  lain  yang  dapat  mem- pengaruhi persentase kemunculan lapisan  E-Sporadis  adalah  pola  angin zonal  dan  meridional  (Mathews,  1998) yang  bergantung  pada  musim  di Indonesia.  Selain  itu,  terdapat  juga hujan  meteor  yang  cukup  sering  terjadi pada  bulan  Mei-Juli  dan  November- Desember (Brown et al., 2008; Jenniskens  et  al.,  2016).  Hujan  meteor dengan fluks tinggi seperti Eta Aquarids, Arietids,  dan  Southern  Delta  Aquarids yang  terjadi  bulan  Mei-Juli  serta Geminids  dan  Quadrantids  yang  terjadi bulan Desember-Januari dapat meningkatkan kandungan ion metal dan molekuler di lapisan E. Perlu telah lebih dalam untuk mastikan argumen ini.
Gambar 4-1: Persentase kemunculan lapisan E-Sporadis ( P ) di atas Sumedang dengan frekuensi kritis lebih  dari  2  MHz  (bawah),  4  MHz  (tengah),  dan  6  MHz  (atas).  Garis  putus-putus menandai daerah dengan nilai P yang tidak valid karena ketiadaan data pada tanggal 11 hingga 17 Agustus 2015

## 4.2  Variasi diurnal
Secara garis besar, variasi diurnal dari  persentase  kemunculan  lapisan  E- Sporadis  ditandai  oleh  peningkatan P menjelang  tengah  hari  dan  saat  senja. Sekitar pukul 12:00 waktu lokal, nilai P justru  mengalami  penurunan.  Di  luar bulan  Mei-Agustus,  lapisan  E-Sporadis jarang muncul pada malam hari. Hal ini tampak  jelas  pada  plot P dengan frekuensi  lebih  dari  4  dan  6  MHz. Peningkatan dan penurunan P pada pagi hari  dan  malam  hari  dapat  dikaitkan dengan peningkatan dan penurunan laju ionisasi oleh Matahari sementara penurunan P sekitar  pukul  12:00  tidak dapat  dijelaskan  dengan  argumen  yang sama.
Penurunan
persentase
kemunculan  lapisan  E-Sporadis  tidak disebutkan  oleh  Ednofri  &  Suhartini (2008) yang menganalisis data ionosonda  di  Kototabang.  Frekuensi kritis  lapisan  E  justru  memuncak  saat tengah  hari  dan  menurun  secara monoton  hingga  senja.  Baik  Sumedang maupun  Kototabang  berada  cukup  jauh dari  equator  geomagnet  dan  juga  sabuk Equatorial  Electrojet (EEJ)  sehingga pengaruhnya  tidak  terlalu  signifikan. Perbedaan  karakter  lapisan  E  yang teramati  bisa  jadi  disebabkan  oleh perbedaan  pola  angin  ( wind  fields )  di kedua  lokasi  dengan  lintang  geografis yang  tidak  sama.  Argumen  yang  sama diajukan  oleh  Patra  et  al.  (2004)  untuk menjelaskan  perbedaan  pola  harian coherent  radar  echo oleh  lapisan  E  di atas  Piura,  Peru  dan  Gadanki,  India. Gema  radar  tidak  teramati  saat  tengah dari  di  Piura  (Chau  et  al.,  2002) sementara  pengamatan  di  Gadanki menunjukkan adanya gema yang cukup sering  terjadi  saat  tengah  hari  (Patra  et al., 2004).
Di  sisi  lain,  penurunan  nilai P sekitar tengah hari diamati oleh Pietrella &  Bianchi  (2009)  untuk  kasus  E- Sporadis  di  lintang  menengah,  hanya saja  dengan  waktu  yang  berbeda. Mereka menunjukkan bahwa persentase
kemunculan lapisan E-Sporadis mencapai  maksimum  sekitar  pukul 12:00  waktu  lokal,  lalu  mengalami penurunan  sekitar  pukul  15:00  dan kembali  naik  sekitar  pukul  17:00.  Nilai maksimum P pada  saat  senja  lebih rendah  dibandingkan  puncak P pada tengah hari.
Pola  harian  kemunculan  lapisan E-Sporadis dapat dilihat lebih jelas pada Gambar  4-2.  Pemilahan  berdasarkan frekuensi ambang juga diterapkan dalam pembuatan histogram
untuk
mengetahui  pola  kemunculan  sebagai fungsi frekuensi.
Untuk
E-Sporadis dengan frekuensi  lebih  dari  2  MHz,  histogram tampak  memiliki  dua  puncak  yang sangat  jelas.  Puncak  pertama  terjadi pukul  08:00,  sementara  puncak  kedua terjadi pukul 16:00 waktu lokal. Puncak pertama  lebih  rendah  dibandingkan puncak  kedua.  Kedua  puncak  lebih tampak menyatu untuk set data dengan foEs >  4  MHz.  Pada  rentang  frekuensi yang lebih tinggi ( foEs > 6 MHz), puncak ganda  justru  tidak  teramati.  Dari Gambar 4-2, tampak pula bahwa lapisan E-Sporadis  pada  sore  dan  malam  hari cenderung  memiliki  frekuensi  kritis antara  2  dan  4  MHz.  Sementara  itu, pada  siang  hari  lebih  banyak  dideteksi lapisan  E-Sporadis  dengan  frekuensi kritis antara 4 dan 6 MHz.
Untuk menelaah dominasi masing-masing rentang
frekuensi,
persentase  kemunculan  lapisan  E- Sporadis pada setiap rentang dinormalisasi terhadap persentase kemunculan-kemunculan  dengan foEs > 2  MHz.  Hasilnya  adalah  fraksi  yang ditampilkan  di  panel  atas  dari  Gambar 4-2.  Dari  plot  tersebut,  kemunculan lapisan  E-Sporadis  dengan  frekuensi sedang (4 hingga 6 MHz) dominan pukul 08:00 hingga 17:00 waktu lokal. Di luar rentang  waktu  tersebut,  lapisan  E- Sporadis  cenderung  memiliki  frekuensi antara 2 dan 4 MHz. Fenomena ini tentu tidak  bersifat  konstan  dan  dapat
mengalami  perubahan  yang  bersifat musiman.
Fraksi  kemunculan  E-Sporadis dengan foEs >  6  MHz  sepanjang  waktu tidak  lebih  dari  20%.  Bila  diperhatikan, puncak  persentase  kemunculan  lapisan E-Sporadis  dengan foEs >  6  MHz  pada siang hari tidak jauh berbeda dibandingkan puncaknya di malam hari. Hal  ini  menjadi  salah satu proxy bahwa deposit  ion  oleh  meteor  di  malam  hari memiliki  peran  yang  penting  dalam pembentukan lapisan E-Sporadis.
Terlebih karena kemunculan E-Sporadis dengan foEs >6 MHz terkonsentrasi pada bulan Juni-Juli dan
November-
Desember  ketika  hujan  meteor  dengan intensitas tinggi menerpa Bumi.

## 5  KESIMPULAN
Dalam studi ini, rekaman kemunculan  E-Sporadis  di  atas  Balai Pengamatan  Atmosfer  dan  Antariksa Sumedang  sepanjang  tahun  2015  telah dianalisis. Persentase kemunculan
lapisan  ini  ( P )  telah  dipetakan  pada dimensi  waktu  serta  dikategorikan berdasarkan  tiga  rentang  frekuensi, yakni foEs >  2  MHz, foEs >  4  MHz,  dan foEs >  6  MHz.  Berdasarkan  pemetaan yang  telah  dilakukan,  variasi  diurnal dan  musiman  teramati  dengan  jelas. Lapisan  E-Sporadis  lebih  sering  muncul pada bulan Mei-Juli dan juga Desember- Januari.  Perubahan  iradiasi  Matahari dan  juga  laju  ionisasi  tidak  dapat menjelaskan  variasi  tersebut  karena daerah equator tidak mengalami perubahan  yang  signifikan  seperti daerah lintang menengah dan tinggi.
Variasi  diurnal  nilai  P  dari ditandai  dengan  puncak  ganda  pada pukul  08:00  dan  16:00  waktu  lokal. Puncak  ganda  tersebut  semakin  tidak kentara  bila  frekuensi  ambang  yang digunakan  lebih  tinggi.  Selain  itu, lapisan  E-Sporadis  dengan  frekuensi lebih  dari  6  MHz  juga  muncul  pada malam hari bulan Mei-Juli. Kemunculan lapisan  E-Sporadis  dapat  memberikan dampak pada komunikasi radio frekuensi  tinggi.  Karena  itu,  pola kemunculannya  perlu  dipahami  dengan baik serta digunakan sebagai salah satu pertimbangan  dalam  ramalan  cuaca antariksa  yang  berguna  bagi  sejumlah stakeholder .
Implikasi  lain  dari  hasil  ini  me- nyangkut  studi  komprehensif  dampak hujan  meteor  terhadap  ionosfer  regional Indonesia.  Pemeriksaan  lebih mendalam perlu  dilakukan  terhadap  rekaman kemunculan  lapisan  E-Sporadis  pada bulan  Mei-Juli  dan  Desember-Januari, baik  siang  maupun  malam  hari.  Pada rentang waktu tersebut, terdapat aktivitas  hujan  meteor  dengan  fluks yang cukup tinggi.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Penulis  berterima  kasih  kepada penelaah yang telah memberikan masukan perbaikan terhadap artikel ini.
Gambar 4-2: Histogram   distribusi kemunculan lapisan  E-Sporadis  sebagai  fungsi waktu  lokal.  Frekuensi  ambang yang  digunakan  adalah  2  MHz (krem), 4 MHz (oranye), dan 6 MHz (merah).Panel  atas  menunjukkan fraksi  kemun-culan  untuk  setiap rentang  frekuensi  (dinormalisasi terhadap histogram foEs >2 MHz)

## DAFTAR RUJUKAN
Brown,  P.,  Weryk,  R.  J.,  Wong,  D.  K.,  and Jones,  J.,  2008. The  Canadian  Meteor Orbit Radar meteor stream catalog , Earth Moon Planet, 102, 209.
Chandra,  H.,  Sharma,  S.,  Devasia,  C., Subbarao,  K.,  Sastri,  J.,  and  Rao,  J., 2001. Sporadic-E  Associated  With  the Leonid Meteor Shower Event  of November 1998  Over  Low  and  Equatorial  Latitudes , Annales Geophysicae, 19, 59.
Chau,  J.,  Woodman,  R.,  and  Flores,  L.,  2002. Statistical  Characteristics  of Low Latitude Ionospheric  Field-Aligned  Irregularities Obtained  with  the  Piura  VHF  Radar , Annales Geophysicae, 20, 1203.
Closs,  R.,  1969. Low  Latitude  Sporadic  E Associated  with  Geomagnetic  Activity , Journal  of  Atmospheric  and  Solar- Terrestrial Physics, 48, 385.
Ednofri,  and  Suhartini,  S.,  2008. Variasi Lapisan  E  dan  F  Ionosfer  di  atas Kototabang .  Jurnal  Sains  Dirgantara,  6,
71.
Jenniskens, P., Nenon, Q., Albers, J., Gural, P., Haberman,  B.,  Holman,  D.,  Grigsby,  R. M.  A.  B.,  Samuels,  D.,  and  Johannink, C., 2016. The established meteor showers as observed by CAMS . Icarus, 266, 331.
Jiyo, Admiranto, A. G., and Wikantho, G., 2005. Peningkatan  Kerapatan  Elektron  Lapisan E-Sporadis  Di  Atas  Tanjungsari  Dan Pameungpeuk  Pada  Saat  Terjadi  Badai Meteor Leonid 2001 , Warta LAPAN, 7, 19.
Jiyo, 2010. Kajian Dua Metode Empiris Lapisan E-Ionosfer ,  Majalah  Sains  dan  Teknologi Dirgantara, 1, 32.
Lastovicka,  J.,  2006. Forcing  of  the  Ionosphere
By  Waves  From  Below ,  Journal  of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 68, 479.
Ma,  Y.,  He,  Y.,  Xu,  P.,  and  Zhao,  H.,  2008. Observation  and  Research  on  Strong Meteor  Showers  and  Their  Catastrophic Space Weather Events , Chinese
Astronomy and Astrophysics, 32, 186.
Mathews,  J.  D.,  1998. Sporadic  E    Current
Views  and  Recent  Progress ,  Journal  of
Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 60, 413.
McNeil,  W.  J.,  Dressler,  R.  A.,  and  Murad,  E.,
2001. Impact  of  a  Major  Meteor  Storm  on Earth’s Ionosphere  a  Modeling  Study , Journal  of  Geophysical  Research,  106,
10447.
Patra, A., Sripathi, S., Sivakumar, V., and Rao,
P.,  2004. Statistical  Characteristics  of
VHF  Radar  Observations  of  Low  Latitude E-Region  Irregularities  Over  Gadanki ,
Journal  of  Atmospheric  and  Solar- Terrestrial Physics, 66, 1615.
Pezzopane, M., Pignalberi, A., and Pietrella, M.,
2016. On  the  Solar  Cycle  Dependence  of the  Amplitude  Modulation  Characterizing the Mid-Latitude Sporadic E Layer Diurnal Periodicity ,  Journal  of  Atmospheric  and Solar-Terrestrial Physics, 13, 729.
Pietrella,  M.  and  Bianchi,  C.,  2009. Occurrence of  Sporadic-E  Layer  Over  the  Ionospheric Station  of  Rome:  Analysis  of  Data  for Thirty-two  Years ,  Advances  in  Space Research, 44, 72.
Rusnadi,  I.  E.,  Ristanti,  N.,  and  Djamaluddin,
T.,  2002. Pola  Frekuensi  Kritis  dan
Ketinggian  Lapisan  E-Sporadis  di  atas Biak  pada  Saat  Terjadi  Hujan  Meteor , Warta LAPAN, 2, 159.
Rusnadi,  I.  E.,  2005. Identifikasi  Gelombang Gravitasi  yang  Berpengaruh  pada  Lapisan E  Ionosfer  Dari  Meteor  Wind  Radar (MWR), Warta LAPAN, 7, 56.
Silverman,  B.  W.,  1986. Density  Estimation  for
Statistics and Data Analysis , Chapman &
Hall.
Suhartini,  S.,  2007a. Lapisan  E-Sporadis  di atas  Tanjungsari ,  Berita  Dirgantara,  8, 13.
Suhartini,  S.,  2007b. Komunikasi  Jarak  Jauh Menggunakan 2 Meteran , Berita
Dirgantara, 8, 68.
Whitehead,  J.,  1989. Recent  Work  on  Mid- Latitude  and  Equatorial  Sporadic,  E . Journal  of  Atmospheric  and  Solar- Terrestrial Physics, 51, 401.

## INDEKS PENGARANG

## A
Agustinus Gunawan Admiranto Anton Winarko Anwar Santoso Armi Susandi

## D
Dasimun Dudy Darmawan Wijaya

## F
Farahhati Mumtahana

## H
Haries satyawardhana Heri Sutastio 99[13,2] 75[13,2] 63,75[13,2]
1[13,1]
99[13,2] 47[13,1] 115[13,2] 1[13,1]
99[13,2]

## I
Iyus Edi Rusnadi
M
Mamat Ruhmat Mumen Tarigan
T
Tri Wahyu Hadi Tri Wahyu Hadi W Wahyu Srigutomo 99[13,2] 15[13,1] 115[13,2 27[13,1] 47[13,1] 89[13,2]

## A AMH
AMK Angin surya
Arus cincin
B
Badai geomagnet
Bintik Matahari
C CCAM

## D
Downscaling

## E
Emisi radio Energi flare E-Sporadis
F FDDA Flare
G Gangguan geomagnet
GPS

## I
Ionosfer
K Komponen H medan geomagnet

## L
Lepas pantai LLM

## M
Magnetosfer
Medan magnet antarplanet Bz MJO
O
OLR
1,2,3,7, 8,9,10,12[13,1] 1,2,3,7,8,9,10,13[13,1] 16,17,18,20,21,23, 24,25[13,1], 89,90,91,92,93,94, 95,97[13,2] 16,17,18,20,21,22,23,24, 25[13,1] 63,64,65,66,67,68,69,70, 71,72,73[13,2] 38,39,40,41,44[13,1]
1,2,3,4,5,6,7,12,13[13,1]
1,2,3,4,5,6,12[13,1] 38[13,1] 38,44[13,1] 115,116,117,118,119,120,
121,122,123,124[13,2]
27,28,29,31,34,35[13,1] 100,101,102,103,104,105, 107,108,110,11,112[13,2] 16,17,18,19,20,21,22,23, 24,25,26[13,1], 75,76,77,78,79,81,84, 85,86[13,2] 47,48,49,50,51,52,53, 58,59[13,1] 116,117,120,122,123, 124[13,2] 64,65,66,67,68,69[13,2] 28,29,30,34[13,1] 47,48[13,1]
16,17,18,20,23,24,
25,26[13,1]
76[13,2]
47,48,50,51,52,53,54,57, 58,59,61[13,1]
47,48,49,50,51,52,
53,54,60[13,1]

## P
Pelontaran massa korona Perubahan luas bintik Matahari Potensi angin Precursor Pulsa magnet Pc3
R Rekoneksi
Respon geomagnet terhadap lintang
S Sinar-X
Statistik kemunculan
T Transfer energi
U Ulf

## W
WRF 99,100,111[13,2] 100[13,2] 28,34[13,1] 99,100,101[13,2] 89,90,91,92,93,94, 95,96,97[13,2] 76,78,79,80,82, 86,87[13,2] 64[13,2] 38,39,40,41,44, 45[13,1] 116,117[13,2] 16,18,19,24[13,1] 89,90,92,93,97, 98[13,2] 27,28,29,30,34, 35[13,1]
Pedoman Penulisan Jurnal Sains Dirgantara) JUDUL MAKALAH DITULIS DENGAN HURUF KAPITAL TEBAL SECARA SINGKAT DAN JELAS, (Studi Kasus : apabila ada) (16 pt, Britannic Bold )
Judul dibuat dalam 2 bahasa (Indonesia dan Inggris), apabila tulisan dalam bahasa Indonesia, maka judul dalam bahasa Inggris ditulis dalam tanda kurung
(16 pt, Britannic Bold )
Penulis Pertama 1 , Penulis Kedua 2 , dst n (Nama Penulis Tanpa gelar) (10,5 pt, Franklin Gothic Medium, bold)
1 Instansi Penulis Pertama
2 Instansi Penulis Kedua
dst n. ....
(10,5 pt, Franklin Gothic Medium)
e-mail: e-mail penulis pertama          (berwarna hitam) (10,5 pt, Franklin Gothic Medium)
Diterima : ..... (tanggal bulan tahun); Disetujui : ..... (tanggal bulan tahun); Diterbitkan : ..... (tanggal bulan tahun) (9 pt, Franklin Gothic Medium)

## ABSTRACT
(10,5 pt, Bookman Old Style, bold)
Abstract is a summary of the most important  elements of the paper, written in one paragraph  in  the  one column  of a maximum  of 200 words. Abstract made  in  two languages written with the Bookman Old Style 9 pt. If the paper written in Indonesian, the Indonesian abstract written first then followed by  English abstract and vice versa. The title "ABSTRAK" or "ABSTRACT" made with uppercase letters, and bold.
Keywords: guidence, author, journal        (minimal 3 keywords) (9pt, Bookman Old Style, italic)

## ABSTRAK
(10,5 pt, Bookman Old Style, bold)
Abstrak  merupakan  ringkasan  elemen-elemen  terpenting  dari  naskah,  ditulis dalam  satu  paragraf  dalam  1  kolom  maksimal  200  kata.  Abstrak  dibuat  dalam  2 bahasa ditulis dengan huruf 9 pt, Bookman Old Style. Apabila naskah dalam Bahasa Indonesia, maka abstrak dengan Bahasa Indonesia ditulis terlebih dahulu dilanjutkan abstrak  Bahasa  Inggris  dan  sebaliknya. Judul  “ABSTRAK” atau “ ABSTRACT ”  dibuat dengan huruf besar, bold .
Kata kunci: panduan, penulis, jurnal        (minimal 3 kata kunci)
(9pt, Bookman Old Style, italic)
1  PENDAHULUAN (10,5pt, Bookman Old Style, bold)
Naskah  dapat  ditulis  dalam Bahasa  Indonesia  maupun  Bahasa Inggris.  Naskah  diketik  dalam  Microsoft Word  dengan  1  kolom  untuk  abstrak dan  2  kolom  untuk  isi.  Ukuran  kertas
A4 dengan ukuran panjang ( height ) 29,7 cm, lebar ( width ) 21 cm dengan dimensi Top 3 cm, Bottom 2,5 cm, Inside 2,5 cm, Outside 2 cm, Gutter 1 cm, Header 1 cm  dan Footer 1  cm.  Jenis  Huruf Bookman  Old  Style  10,5  pt,  dan  spasi ( line  spacing )  1.  Panjang  naskah  tidak
melebihi  10  halaman  termasuk  tabel dan gambar.
Kerangka  Tulisan  disusun  dengan urutan  :  Judul,  Identitas  Penulis, Abstrak,  Kata  Kunci,  Pendahuluan, Metode, Hasil Pembahasan, Kesimpulan, Ucapan Terimakasih, dan Daftar Pustaka.

## 2  METODOLOGI
(10,5pt, Bookman Old Style, bold)
Menguraikan  tentang  metode  yang digunakan  dalam  penelitian  termasuk data,  peralatan,  teori,  diagram  alir, beserta lokasi penelitian.
2.1 Lokasi dan Data (10,5pt, Bookman Old Style, bold)
2.2 Standarisasi data
(10,5pt, Bookman Old Style, bold)

## 2.3 Metode Penelitian
(10,5pt, Bookman Old Style, bold)
Persamaan  matematis  atau  formula diberi  nomor  secara  berurutan  yang diletakkan di  ujung kanan dalam  tanda kurung.  Apabila  penulisan  persamaan lebih  dari  satu  baris  maka  penulisan nomor  diletakkan  pada  baris  terakhir. Penggunaan  huruf  sebagai  simbol matematis dalam naskah ditulis dengan huruf miring ( Italic ) seperti x . Penjelasan persamaan diulas dalam naskah.
Penurunan  persamaan  matematis  atau formula  tidak  perlu  dituliskan  secara detil,  cukup  diberikan  bagian  yang terpenting,  metode  yang  digunakan  dan hasilnya.
(1-1)
dengan
D( t ) tingkat gangguan geomagnet, ∆ H( t )  variasi  medan  magnet komponen  horizontal, Sq(t,m) variasi hari tenang pada waktu t dan bulan m.

## 3  HASIL PEMBAHASAN
(10,5pt, Bookman Old Style, bold)
Tabel dibuat ringkas dan diberi judul yang singkat tetapi jelas hanya menyaji- kan data yang esensial  dan  mudah  di-
pahami.  Tabel  diberi  catatan  secukup- nya,  termasuk  sumbernya,  sehingga tabel  mampu  menjelaskan  informasi yang  disajikan  secara  mandiri.  Setiap tabel diberi nomor secara berurutan dan diulas  di  dalam  naskah.  Judul  tabel diketik dengan jenis huruf Bookman Old Style 10,5 pt dan pada tulisan “Tabel 1 : ” “Tabel 2 : ” dan seterusnya diketik tebal. Tabel yang ukurannya melebihi satu kolom, maka dapat menempati area dua kolom.  Tabel  tidak  boleh  dalam  bentuk “ picture ”,  harus  dalam  bentuk  tabel. Judul tabel dituliskan pada bagian atas tabel, rata tengah dan diberi tanda titik (.) pada akhir judul tabel.
Gambar, Grafik dan Foto harus tajam dan jelas agar cetakan berkualitas baik. Semua  simbol  di  dalamnya  harus dijelaskan. Seperti halnya tabel,
keterangan  pada  gambar,  grafik  atau foto  harus  mencukupi  agar  tersaji secara mandiri. Gambar, grafik dan foto harus  diulas  di  dalam  naskah.  Seperti halnya  tabel,  gambar,  grafik  dan  foto yang  ukurannya  melebihi  satu  kolom, maka dapat menempati area dua kolom. Gambar,  grafik  dan  foto  memiliki kedalaman minimal 300 dpi.
Gambar 3-1: Domain  model  yang  digunakan dalam simulasi
(9pt, Bookman Old Style)

## Tabel 3-1: ANALISIS ENERGI GANGGUAN GEOMAGNET (9pt, Bookman Old Style)
Tanggal Bz (nT) v (km/s) N (/cm3) L0 (RE) (x10 ɛ 11J) Em (mV/m) Dst* (nT) Q (nT/jam) 1 -4,3 670 3,2 9,4 3,1 2,4 -37 14,8 2 -13,8 352 4,6 8,9 21,2 4,8 -73 21,4 3 -0,5 349 2,7 12,3  0,42 0,49 -2 2,9

## 4  KESIMPULAN
Hal-hal  penting  dalam  naskah  yang merupakan kesimpulan dari hasil penelitian atau kajian.

## UCAPAN TERIMAKASIH
Wajib  dituliskan  penulis,  ditujukan kepada  pihak-pihak  yang  membantu penulis  baik  penyediaan  data,  pengerjaan data,  serta  Tim  Redaksi  Jurnal  Sains Dirgantara dan Mitra Bestari.

## DAFTAR RUJUKAN
Referensi  hendaknya  dari  sumber  yang jelas  dan  terpercaya.  Setiap  referensi  yang tercantum  dalam  daftar  pustaka  harus dikutip (disitir) pada naskah dan sebaliknya setiap kutipan harus tercantum dalam  daftar  pustaka.  Penulisan  acuan dalam
pembahsan sebaiknya menggunakan “sistem penulis - tahun” yang mengacu  pada  karya  pada  daftar  pustaka. Kutipan  buku  dalam  bentuk  saduran untuk  satu  sampai  dua  penulis  ditulis nama  akhir  penulis  dan  tahun.  Contoh: Muhammad Nasir dituliskan (Nasir, 2009).
Referensi  primer  lebih  dari  80  %  dan diterbitkan  dalam  5-10  tahun  terakhir. Referensi yang dicantumkan dalam naskah mengikuti  pola  baku  dengan  disusun menurut abjad berdasarkan nama (keluarga)  penulis  pertama  dan  tahun publikasi,  dengan  sistim  sitasi American Physiological Association 6th Edition . Contoh penulisan di dalam Daftar Pustaka adalah sebagai berikut :

## Artikel dalam Jurnal (Jurnal Primer)
Burton R. K., R. I. McPherron, C. T. Russell, 1975.
An Empirical Relationship
Between
Interplanetary Conditions  and  Dst, J. Geophys. Res., 80(31), 4204-4214.

## Buku
Ross,  S.  M.,  2004. Introduction  to  Probability  and Statistics  for  Engineers  and  Scientists , Burlington, Elsevier.

## Artikel bagian dari Buku
Maris, G.; M.D. Popescu dan M. Mierla, 2004. Soft X-Ray  Solar  Flarecycles ,  dalam  A.V. Stepanov; E.E. Benevolenskaya dan A.G.Kosovichev (editor), Proceedings  IAU  Symposium ,  no. 223, 73.

## Skripsi/Tesis/Disertasi
Ameldam, P., 2012. Pengujian Data NCEP-FNL Dan CCMP  Untuk  Potensi  Energi  Angin  (Studi Kasus Di Jawa Barat) , Skripsi ITB.

## Naskah Prosiding
Avia,  L.  Q.,  A.  Haryanto,  N.  Cholianawati  dan  B. Siswanto,  2010. Identifikasi  Awal  Musim Kemarau dan  Musim  Hujan  Berdasarkan Data  Satelit  TRMM ,  Prosiding  Seminar Penerbangan  dan  Antariksa  2010:  Sub Seminar  Sains  Atmosfer  dan  Iklim. Serpong, 15 Nopember 2010.

## Naskah Konferensi
Pontes,  M-T,  Sempreviva,  AM,  Barthelmie,  R., Giebel,  G.,  Costa,  P.,  2007. Integrating Offshore  Wind  And  Wave Resource Assessment, Proc. 7th European Wave and Tidal Energy Conference, Porto, Portugal.

## Naskah Laporan Hasil Penelitian
P3TKEBTKE-Kementerian  ESDM,  2008. Laporan Penelitan  Kajian  PLT  Angin  di  Indonesia Bagian Timur .
Naskah Online Habby, J., 2011. Applying Tropospheric Moisture to Forecasting,
Meteororology Education , diakses  http://  weatherpredicition.com, 23 Desember 2014.

## PEDOMAN BAGI PENULIS
JURNAL SAINS DIRGANTARA ( Journal of Aerospace Sciences )
Jurnal Sains Dirgantara ( Journal of Aerospace Sciences ) adalah jurnal ilmiah untuk publikasi penelitian dan pengembangan di bidang sains atmosfer dan sains antariksa.
Penulis  diundang  untuk  mengirimkan  naskah  atau  karya  asli  hasil  penelitian,  pengembangan,  dan  atau  pemikiran yang belum dipublikasikan atau dikirimkan ke media publikasi manapun. Penulis boleh mengusulkan penelaah ahli di luar Dewan Penyunting, yang dianggap memahami betul substansi naskah yang dikirim. Naskah yang dikirim akan dievaluasi secara anonim oleh dua atau tiga penelaah ahli dan/atau Dewan Penyunting dari segi keaslian (orisionalitas), kesahihan (validitas)  ilmiah,  dan  kejelasan  pemaparan.  Penulis  berhak  menanggapi  hasil  evaluasi,  sedangkan  Dewan  Penyunting berhak menerima atau menolak serta menyempurnakan naskah tanpa mengurangi isi/maknanya. Naskah yang tidak dimuat, dikembalikan kepada penulis dengan alasan penolakannya. Penulis yang naskahnya dimuat mendapat 3 (tiga) eksemplar dari nomor yang diterbitkan, dan naskah yang ditulis kolektif, hanya diberikan 2 (dua) eksemplar untuk masing-masing penulis. Ketentuan bagi penulis pada jurnal ini adalah sebagai berikut.

## a.  Pengiriman naskah
Naskah dikirim dan ditujukan ke Sekretariat Dewan Penyunting Jurnal dengan alamat, Bagian Publikasi dan Promosi LAPAN Jalan Pemuda Persil No. 1, Rawamangun Jakarta 13220. Naskah diketik dengan MS Word dengan Bookman Old Style font 10.5pt pada kertas A4 dengan spasi ganda. Khusus untuk judul naskah ditulis huruf besar dengan font 16 pt. Penulis yang naskahnya diterima untuk dipublikasikan, diminta menyerahkan file dalam cd, atau dikirim melalui e- mail ke Sekretariat Dewan Penyunting (pukasi.lapan@gmail.com; publikasi.lapan@gmail.com)

## b. Sistematika penulisan
Judul  harus  ringkas  tanpa  singkatan  dalam  bahasa  Indonesia dan  bahasa  Inggris.  Informasi  penulis  terdiri  dari  nama (para)  penulis  tanpa  gelar,  instansi/perguruan  tinggi,  dan  e-mail  penulis  utama.Isi  makalah  terdiri  dari:  (a)  abstrak dalam  bahasa  Indonesia  dan  bahasa  Inggris  maksimum  200  kata  yang  tersusun  dalam  satu  alinea,  (b) kata kunci, (c) batang tubuh naskah terdiri dari Pendahuluan, Data/Metode/Teori, Hasil dan Pembahasan, Implementasi (jika ada), serta Kesimpulan, (d) Ucapan terimakasih (bila perlu) yang lazim, dan (e) Daftar rujukan.

## c.  Gambar dan Tabel
Gambar  atau foto harus dapat direproduksi dengan tajam dan jelas.  Gambar atau foto warna hanya diterima dengan pertimbangan  khusus.    Gambar  dan  tabel  dapat  dimasukkan  ke  dalam  batang  tubuh  atau  dalam  lampiran  tersendiri. Untuk kejelasan penempatan dalam jurnal, gambar dan tabel harus diberi nomor sesuai nomor bab dan nomor urut pada bab tersebut, misalnya Gambar 2-2 atau Tabel 2-1 yang disertai keterangan singkat gambar dan judul dari tabel yang bersangkutan.

## d.  Persamaan, Satuan, dan Data Numerik
Persamaan diketik atau ditulis tangan (untuk simbol khusus) dan diberi nomor di sebelah kanannya sesuai nomor bab dan nomor urutnya, misalnya  persamaan (1-2).  Satuan  yang digunakan adalah satuan internasional (CGS atau MKS) atau yang lazim pada cabang ilmunya. Karena terbit dengan dua bahasa, angka desimal data numerik pada tabel dan gambar harus  mengacu  pada  sistem  internasional  dengan  menggunakan  titik,  sedangkan  pada  naskah  tetap  menggunakan ketentuan menurut bahasanya.

## e.  Rujukan
PP  No.  74,  2001.  Peraturan  Pemerintah  Republik  Indonesia  Nomor  18  Tahun  1999  Tentang: Pengelolaan  Limbah Bahan Berbahaya dan Beracun . Kementrian Lingkungan Hidup. Jakarta. Haryani, N. S., Hidayat, Sulma, S., dan Pasaribu, J. M., 2014. Deteksi Limbah Acid Sludge Menggunakan Metode Red Edge Berbasis Data Penginderaan Jauh , Jurnal Penginderaan Jauh dan Pengolahan data Citra Digital, Vol 11 No.2 Desember 2014.
Center  for  International  Forestry  Research  [CIFOR],  2012. Forests  and  Climate  Change  Mitigation  :  What Policymakers Should Know , Fact Sheet. No. 5, November 2012, MITIGATION, Key of Research  Findings. CGIAR Research Programme.
The  National  Geophysical  Data  Center  (NOAA)-NASA.  Sumber  data  VNF,  2014.  Sumber:  http://  ngdc.  noaa.  gov/ eog/  viirs/download_2014_indonesia.html)  atau  (Sumber  LAPAN:  http://modis-catalog.  lapan.go.id/ monitoring/ katalognpp#).
http://landsathandbook.gsfc.nasa.gov/data_prod/prog_sect11_3.html