## 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.