## DAMPAK HUJAN METEOR PADA
KEMUNCULAN LAPISAN E-SPORADIS DI ATAS SUMEDANG (THE IMPACT OF METEOR SHOWERS ON
THE OCCURRENCE OF E-SPORADIC LAYER OVER SUMEDANG)
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 24 Januari 2017; Direvisi 15 September 2017; Disetujui 18 September 2017

## ABSTRACT
Meteor  showers  have  been  believed  as  one  important  source  of  metalic  ion  which  is accumulated  at  ~100  km  altitude  and  triggering  the  emergence  of  E-Sporadic  layer.  In  this  study, meteor  showers  catalogue  derived  from  the  observations  in  visual  and  radio  windows  were  used  to establish a model and temporal map of annual meteor showers expected to be observed in Sumedang, West Java. The map was compared to ionospheric observation data acquired in Sumedang throughout 2014-2015  in  order  to  understand  the  relation  between  the  showers  of  various  fluxes  to  the occurrence  of  E-Sporadic  layer.  The  analysis  revealed  that  several  meteor  showers  with  geocentric speed of v G < 50 km/s possibly influence the occurrence of E-Sporadic layer, while the showers with v G >  50  km/s  impact  insignificantly.  However,  the  seasonal  variation  of  the  percentage  of  E-Sporadic occurrence is far more dominant compared to its fluctuation during meteor showers.
Keyword: meteor shower, ionosphere, E-sporadic

## ABSTRAK
Hujan  meteor  dengan  fluks  tinggi  telah  dipercaya  sebagai  salah  satu  sumber  penting  ion logam yang terkumpul pada ketinggian ~100 km dan memicu kemunculan lapisan  E-Sporadis. Pada studi  ini,  katalog  hujan  meteor  hasil  pengamatan  pada  jendela  visual  dan  radio  digunakan  untuk membangun model dan peta temporal hujan meteor tahunan yang diharapkan teramati di Sumedang, Jawa  Barat.  Peta  tersebut  dibandingkan  dengan  data  pengamatan  ionosfer  di  Sumedang  sepanjang 2014-2015  untuk  mengetahui  keterkaitan  antara  hujan  meteor  dengan  beragam  fluks  serta kemunculan lapisan E-Sporadis. Hasil analisis menunjukkan bahwa beberapa hujan meteor dengan kelajuan  geosentris v G <  50  km/s  memiliki  indikasi  berpengaruh  pada  kemunculan  E-Sporadis, sementara hujan meteor dengan v G > 50 km/s tidak berdampak signifikan. Namun, variasi musiman dari  persentasi  kemunculan  E-Sporadis  jauh  lebih  dominan  dibandingkan  fluktuasinya  saat  hujan meteor.
Kata kunci: hujan meteor, ionosfer, E-Sporadis

## 1 PENDAHULUAN
Bumi mengitari bintang induknya pada  lintasan  yang  tidak  sepenuhnya kosong. Sembari bergerak, Bumi menembus kerumunan kerikil dan debu Tata  Surya  yang  berasal  dari  serpihan komet atau asteroid. Berdasarkan fungsi massa  yang  dikonstruksi  oleh  Ceplecha et  al. (1998),  Correira et  al. (2010) memperkirakan  fluks  tahunan  dari meteor sporadis, yakni sebesar 1,3×10 8 kg untuk rentang massa 10 -21 hingga 10 15 kg. Massa  total  meteor  yang  memasuki atmosfer  Bumi  tidaklah  sebesar  itu karena meteor bermassa besar (>2×10 6 kg) amat  sangat  jarang  sementara  meteor dengan  massa  terlalu  kecil  (<10 -11 kg) memiliki efek yang tidak signifikan karena tidak  mengalami  ablasi  di  atmosfer. Menggunakan batasan yang lebih realistis, Correira et  al .  (2010)  memperoleh  fluks meteor  sporadis  sebesar  1×10 7 kg  per tahun. Angka tersebut belum menyertakan kontribusi  hujan  meteor  yang  memiliki fluks  maksimum  ( zenithal  hourly  rate , ZHR) hingga ratusan kali lipat dari fluks meteor sporadis.
Fluks  meteor  yang  tidak  kecil tersebut  tentu  mempengaruhi  kondisi lingkungan  dan  cuaca  antariksa  di Bumi.  Terdapat  setidaknya  dua  aspek yang menjadi perhatian, yakni pengaruh meteor  terhadap  keselamatan  wahana antariksa  dan  terhadap  peningkatan kandungan  ion  logam  di  atmosfer  yang
dapat  berimbas  pada  komunikasi  radio di  permukaan  Bumi  (Ma et  al. ,  2008; Jenniskens,  2006).  Aspek  kedua  yang akan  menjadi  pokok  bahasan  dalam studi ini.
Masuknya  meteor  ke  atmosfer Bumi, terutama saat hujan meteor dapat meningkatkan  kelimpahan  ion  logam  di atmosfer pada ketinggian sekitar 100 km. Peningkatan ion dapat memicu terbentuknya  lapisan  E-Sporadis  yang kemunculannya  dapat  mempengaruhi komunikasi radio frekuensi tinggi. Hujan meteor  sebenarnya  bukan  merupakan mekanisme  utama  yang  melatarbelakangi kemunculan  lapisan  E-Sporadis. Wind shear atau angin geser dianggap sebagai penyebab  kemunculan  lapisan  tipis  E- Sporadis (Mathews, 1998). Menurut teori ini,  gesekan  antara  dua  lapisan  udara meningkatkan  konsentrasi  ion  pada ketinggian  70  hingga  125  km  di  atas permukaan  Bumi.  Untuk  menghasilkan lapisan E-Sporadis, kumpulan ion tersebut harus  memiliki  kala  hidup  yang  cukup sebelum mengalami rekombinasi.
Terbentuknya  lapisan  E-Sporadis saat  hujan  meteor  dimodelkan  oleh McNeil et  al. (2001).  Meteor  yang mengandung  logam  akan  mengalami ablasi ketika bergesekan dengan atmosfer  Bumi.  Sebagian  komponen meteor,  terutama  magnesium  dan  besi mengalami  evaporasi  pada  temperatur yang  amat  tinggi  dan  menghamburkan
ion Fe+ dan Mg+ pada ketinggian sekitar 100  km.  Lapisan  ion  yang  dihasilkan diperkirakan  memiliki  kerapatan  dua kali lipat lebih tinggi dibandingkan angka normal serta memiliki kala hidup dalam orde  hari.  Model  ini  memberikan  prediksi yang  cukup  baik  ketika  dibandingkan dengan kasus hujan meteor Perseid dan Ursid yang menunjukkan adanya peningkatan konsentrasi ion di lapisan E sebagaimana diukur secara in-situ . Hasil pengamatan  lain  yang  dirangkum  oleh Ma et  al. (2008)  juga  menunjukkan adanya  gangguan  pada  lapisan  E- Sporadis  di  atas  daratan  Tiongkok  saat hujan  meteor  Leonid,  Perseid,  dan Draconid 1998 hingga 2002.
Di lain pihak, Correira et  al. (2010) tidak  mendapatkan  korelasi  yang  nyata antara  peningkatan  fluks  meteor  dan kerapatan  Mg  dan  Mg+  yang  teramati oleh  satelit Global  Ozone  Measuring Experiment (GOME)  sepanjang  1996 hingga  2001  (Correira et  al., 2008). Mereka  berkesimpulan  bahwa  hujan meteor, khususnya Geminid dan Quadrantid,  tidak  memberikan  cukup massa untuk menyebabkan peningkatan konsentrasi ion logam skala besar dalam waktu  yang  lama.  Kesimpulan  ini  tidak semerta-merta mematahkan model McNeil et  al. (2001)  karena  data  GOME tidak  dapat  digunakan  untuk  menelaah perubahan konsentrasi ion yang berlangsung singkat dan bersifat lokal.
Dampak  hujan  meteor  terhadap ionosfer, khususnya terhadap kemunculan lapisan  E-Sporadis,  merupakan  fokus dari  studi  kali  ini.  Studi  sejenis  pernah dilakukan  oleh  Rusnadi et  al. (2002), tetapi hanya berfokus pada satu peristiwa tertentu,  sementara  tujuan  dari  studi kali  ini  adalah:  (1)  mengidentifikasi  dan memetakan kejadian  hujan meteor yang berpotensi mempengaruhi ionosfer regional,  dan  (2)  memahami  dampak kejadian hujan meteor terhadap kemunculan  lapisan  E-Sporadis  di Indonesia  yang  telah  dipetakan  oleh Priyatikanto et  al. (2016).  Untuk
menjawab  tujuan  pertama,  digunakan katalog  hujan  meteor  yang  telah dipublikasikan (Jenniskens, 1994; Brown et  al. ,  2008;  Jenniskens et  al. , 2016).  Untuk  menjawab  tujuan  kedua, digunakan  data  frekuensi  kritis  lapisan E-Sporadis  ( foEs )  hasil  pengukuran ionosonda di Balai Pengamatan Atmosfer dan  Antariksa  LAPAN  di  Sumedang, Jawa Barat. Analisis komparatif dilakukan terhadap  kedua  jenis  data  untuk mengetahui keterkaitan keduanya.

## 2 DATA

## 2.1  Katalog Hujan Meteor
Terdapat  sejumlah  katalog  hujan meteor  yang  telah  dipublikasikan,  di antaranya  katalog  Jenniskens  (1994) yang disusun berdasarkan data pengamatan  visual  pengamat  meteor  di Belanda  dan  Australia  sepanjang  1981 hingga  1991.  Dalam  katalog  tersebut, terdapat  50  hujan  meteor  tahunan dengan  beberapa  parameter  penting,  di antaranya  waktu  puncak,  koordinat arah pancaran ( radiant ), parameter orbit sumber meteor, hingga perkiraan massa total  meteor.  Katalog  yang  lebih  baru dikompilasi  oleh  Brown et  al. (2008) yang  dibangun  dari  data  pengamatan radar dan Jenniskens et  al. (2016)  yang dibangun  dari  data  pengamatan  video pada  jendela  optik.  Katalog  Brown et  al. (2008)  terdiri  dari  45  hujan  meteor dengan  beragam  tingkat  aktivitas  yang diperoleh  berdasarkan  data Canadian Meteor  Orbit  Radar sejak  tahun  2002, sementara  katalog  Jenniskens et  al. (2016) berisikan 70 dari 95 hujan meteor yang dianggap established oleh International  Astronomical  Union (IAU). Katalog  kedua  dibangun  dari  hasil pengamatan  meteor  sejak  21  Oktober 2010 hingga 31 Maret 2013
menggunakan Cameras for Allsky Meteor Surveillance (CAMS,  Jenniskens et  al. , 2011).
Jenniskens et al. (2016) menggunakan data yang lebih baru serta merangkum  lebih  banyak  aliran  meteor
( meteor  stream ),  tetapi  mereka  belum memberikan  nilai Zenithal  Hourly  Rate (ZHR) yang amat penting untuk memperkirakan  tingkat  aktivitas  dari suatu  hujan  meteor.  Karena  itu,  studi ini  menggunakan  kombinasi  katalog Brown et al. (2008) dan Jenniskens et al.
(2016)  ketimbang  menggunakan  satu katalog  saja.  Kedua  katalog  memiliki korelasi  yang  amat  baik,  terutama  bila dilihat dari hasil penentuan arah pancaran meteor ( radiant point ). Terdapat 42 aliran meteor  yang  disebutkan  dalam  kedua katalog.
Tabel 2-1:  DAFTAR  HUJAN  METEOR  YANG  DIANALISIS  DALAM  STUDI  INI.  KEPANJANGAN  DARI  S DAN  N  PADA  KOLOM  NAMA  ADALAH SOUTHERN DAN NORTHERN .  PARAMETER AKTIVITAS  ( F max ),  BUJUR  EKLIPTIKA  MATAHARI  SAAT  MAKSIMUM,  AWAL,  DAN  AKHIR HUJAN  METEOR  ( λ max ; λ sta ; λ end )  DIPEROLEH  DARI  Brown et  al. (2008),  SEMENTARA KOORDINAT  ARAH  PANCARAN  ( α , δ ),  PERGERAKAN  HARIANNYA  (Δ α ,  Δ δ ),  DAN KECEPATAN GEOSENTRIS RATA-RATA ( v G ) DIPEROLEH DARI Jenniskens et al. (2016) Nama Kode F max λ max λ sta λ end α δ Δ α Δ δ v G º º º º º º/hari º/hari  km/s April Lyrids LYR 36 32,5 30,0 34,0 272,0 33,4 0,66 0,02 46,7 Daytime April Piscids APS 26 32,5 30,0 36,0 4,9 5,5 0,94 0,42 29,2 η Aquariids ETA 277 44,5 33,0 64,0 338,1 -0,8 0,92 0,37 65,7 N Daytime ω Cetids NOC 29 47,5 30,0 59,0 9,0 17,3 0,95 0,36 36,8 S Daytime May Arietids SMA 30 47,5 30,0 61,0 28,4 7,7 0,92 0,32 28,3 S Daytime ω Cetids OCE 32 49,5 34,0 59,0 20,5 -6,1 0,93 0,44 36,9 Daytime Arietids ARI 255 76,5 65,0 93,0 43,9 24,4 1,05 0,28 41,1 S June Aquilids SZC 28 80,5 78,0 81,0 319,3 -27,6 1,05 0,30 39,2 Daytime ζ Perseids ZPE 41 83,5 47,0 95,0 67,4 23,4 1,00 0,20 26,4 ε Perseids EPR 24 95,5 92,0 107,0 53,8 37,8 1,17 0,23 43,8 Daytime β Taurids BTA 45 96,5 92,0 103,0 82,0 20,0 0,89 0,04 27,4 β Equuleids BEQ 20 108,5  104,0  113,0  305,1 1,1 0,91 0,23 33,2 N June Aquilids NZC 29 108,5 85,0 114,0  309,7 -5,3 0,95 0,26 38,3 α Lacertids ALA 25 110,5  100,0  113,0  349,4 54,4 0,82 0,39 37,4 φ Cassiopeiids PCA 27 116,5  112,0  120,0 36,8 72,2 1,68 0,32 42,0 α Capricornids CAP 36 124,5  102,0  130,0  306,5 -9,2 0,97 0,24 23,0 Piscis Austrinids PAU 26 125,5  121,0  138,0  352,5 -20,5 0,94 0,40 43,8 S δ Aquariids SDA 356 125,5  115,0  155,0  341,3 -15,7 0,95 0,38 41,3 S ι Aquariids SIA 22 129,5  125,0  149,0  332,9 -14,7 0,36 -0,14 30,5 Daytime χ Orionids XRI 19 131,5  116,0  138,0  102,9 16,6 0,90 -0,40 45,4 N δ Aquariids NDA 22 137,5  131,0  159,0  347,6 2,1 0,91 0,39 38,4 Perseids PER 103 139,5  123,0  142,0 48,2 58,1 1,40 0,26 59,1 N ι Aquariids NIA 33 167,5  113,0  182,0  346,7 -1,2 0,92 0,39 31,3 Daytime κ Leonids KLE 40 178,5  164,0  189,0  162,3 14,9 0,62 -0,30 43,3 Daytime Sextantids DSX 83 187,5  180,0  193,0  156,6 -2,4 0,91 -0,37 32,9 S Taurids STA 56 191,5  166,0  236,0 47,9 12,8 0,99 0,26 26,6 October Draconids DRA 20 195,5  195,0  196,0  262,9 55,7 0,34 -0,05 20,7 Orionids ORI 132 209,5  196,0  222,0 95,9 15,7 1,03 -0,05 66,3 N Taurids NTA 31 223,5  201,0  236,0 48,9 20,7 1,03 0,26 28,0 Leonids LEO 82 236,5  230,0  238,0  153,8 21,8 0,99 -0,36 70,2 November Orionids NOO 78 247,5  226,0  256,0 90,6 15,2 1,03 -0,01 42,5 Geminids GEM 817 260,5  243,0  269,0  113,5 32,3 1,15 -0,16 33,8 December Monocerotids MON 21 262,5  253,0  266,0  102,9 7,8 0,97 -0,09 41,4 Ursids URS 29 270,5  270,0  271,0  219,9 75,4 0,05 -0,31 32,9 σ Serpentids SSE 18 275,5  271,0  282,0  245,4 -4,8 0,95 -0,16 45,5 January Leonids JLE 42 280,5  278,0  284,0  147,7 24,1 1,01 -0,34 51,4 ω Serpentids OSE 25 280,5  270,0  281,0  252,3 -5,8 0,76 0,11 45,0 Quadrantids QUA 238 283,5  281,0  286,0  230,2 49,5 0,56 -0,25 40,7 λ Bootids LBO 27 295,5  283,0  299,0  221,5 42,4 1,04 -0,76 40,7 χ CoronaeBorealids XCB 18 295,5  291,0  303,0  250,9 29,7 0,70 -0,13 45,1 θ CoronaeBorealids TCB 24 296,5  294,0  300,0  233,6 34,4 0,30 0,16 37,7 α Antiliids AAN 24 313,5  308,0  321,0  157,2 -9,5 0,89 -0,37 45,0
Data dari aliran tersebut dirangkum dalam  Tabel  2-1.  Satu  hal  yang  perlu dicatat adalah bahwa Brown et al. (2008) menyertakan  parameter  aktivitas  relatif yang  ditentukan  berdasarkan  data pengamatan satu stasiun ( F’ max ). Karena itu, perlu dilakukan koreksi berdasarkan posisi  stasiun  relatif  terhadap  arah pancaran meteor:
  , cos ' max max     F F (2-1)
dengan δ dan φ menyatakan  deklinasi arah  pancaran  dan  lintang  geografis stasiun.

## 2.2  Persentase  Kemunculan  Lapisan E-Sporadis
Data kedua yang digunakan dalam studi  adalah  peta  temporal  persentase kemunculan  lapisan  E-Sporadis  di  atas Sumedang  yang  tahun  2014-2015  yang sebagian  telah  dipublikasikan  sebelumnya oleh  Priyatikanto et  al. (2016).  Peta tersebut (Gambar 2-1 dan 2-2) dibangun berdasarkan  data  pengamatan  ionosfer menggunakan iononsonda IPS71 di Balai Pengamatan  Antariksa  dan  Atmosfer
LAPAN  Sumedang  (6,913°  LS;  107,838° BT)  sepanjang  2014-2015.  Persentase kemunculan  ( P )  lapisan  E-Sporadis didefinisikan  sebagai  jumlah  kemunculan lapisan  E-Sporadis  pada  waktu  tertentu dibagi  dengan  jumlah  pengukuran  yang ada.  Baik  jumlah  kemunculan  maupun jumlah
pengukuran dihitung
menggunakan  metode k-th  nearest neighbor (Silvermann,  1996)  dengan k = 7 hari. Nilai P dihitung untuk setiap jam serta dihitung dengan mempertimbangkan frekuensi ambang f T sebesar 2, 4, dan 6 MHz.
Kemunculan  lapisan  E-Sporadis pada  siang  hari  terjadi  karena  akumulasi ion  pada  ketinggian  90–120  km  sebagai dampak  dari  dinamika  mesofer  dan termosfer  bawah,  misalnya  pergeseran vertikal  ( vertical  drift ).  Di  sisi  lain, pengendapan  ion  logam  dari  hujan meteor  dapat  berkontribusi  dalam pembentukan  lapisan  E-Sporadis  pada malam  hari.  Karena  itu,  analisis  lebih dalam akan dilakukan terhadap kemunculan  lapisan  E-Sporadis  di  atas Sumedang  pada  malam  hari  (18.00 hingga 06.00 waktu lokal).
Gambar 2-1: Persentase  kemunculan  lapisan  E-Sporadis  ( P )  di  atas  Sumedang  tahun  2014  dengan frekuensi  kritis  lebih  dari  2  MHz  (bawah),  4  MHz  (tengah),  dan  6  MHz  (atas). Kemunculan E-Sporadis pada malam hari dianalisis dalam studi ini
Gambar 2-2: Persentase kemunculan lapisan E-Sporadis di atas Sumedang tahun 2015 (Priyatikanto et al. , 2016)
3 PEMODELAN

## FLUKS HUJAN METEOR
Pendekatan  yang  digunakan  untuk memahami  pengaruh  kejadian  hujan meteor terhadap ionosfer regional adalah analisis  kemunculan  lapisan  E-Sporadis dengan  beragam  frekuensi  kritis  saat terjadi peningkatan aktivitas hujan meteor. Untuk  keperluan  tersebut,  pemetaan aktivitas  hujan  meteor  pada  domain ruang dan waktu perlu dilakukan.
Aktivitas hujan meteor diparameterisasi  oleh  fluks  meteor  yang mengalami variasi mengikuti persamaan (Jenniskens, 1994):
  , 10 m ax max       Sun B F F (3-1)
Dengan F max menyatakan fluks maksimum hujan  meteor  yang  terjadi  ketika  bujur ekliptika  Matahari  ( λ Sun )  bernilai λ max . Konstanta B menyatakan laju peningkatan dan  penurunan  aktivitas  hujan  meteor. Beberapa  hujan  meteor  memiliki  laju peningkatan  yang  tidak  simetris  dengan laju  penurunannya  sehingga  didefinisikan dua  konstanta  yang  berbeda,  misalnya B + saat λ Sun < λ max dan B - saat λ Sun > λ max .
Konstanta B tidak secara eksplisit diberikan  oleh  Brown et  al. (2008) sehingga  dihitung  berdasarkan  waktu awal  dan  akhir  hujan  meteor  yang direpresentasikan  oleh λ sta dan λ end .
Pada λ Sun = λ sta dan λ Sun = λ end ,  fluks meteor  dianggap  bernilai  1  sehingga berlaku persamaan:
, log Sun st a max      F B (3-2) , log Sun end max      F B (3-3)
Setelah B + dan B - ditentukan,  fluks hujan  meteor  sepanjang  tahun  dapat dimodelkan dengan menggunakan Persamaan 3-1. Fluks tersebut merupakan fluks  meteor  yang  teramati  ketika  arah pancaran berada di zenit pengamat. Bila arah  pancaran  berada  pada  jarak  zenit ( ζ )  tertentu,  maka  fluks  yang  teramati adalah:
 cos obs F F  (3-4)
Dalam  hal  ini, ζ berubah  sepanjang waktu  mengikuti  rotasi  dan  revolusi Bumi  dan  pergeseran  arah  pancaran meteor  sesuai  dengan  besarnya  Δ α dan Δ δ (Tabel 2-1).

## 4 HASIL DAN PEMBAHASAN
4.1   Model Fluks Hujan Meteor
Gambar  4-1  menunjukkan  peta temporal  hasil  pemodelan  fluks  hujan meteor  sepanjang  tahun  berdasarkan
data  yang  dirangkum  dalam  Tabel  2-1. Waktu  kejadian  serta  perkiraan  intensitas dari hujan meteor dapat dibaca dari peta tersebut.  Untuk  mengetahui  validitasnya, fluks puncak dari peta tersebut dibandingkan  dengan  intensitas  meteor (ZHR)  dari  katalog  Jenniskens  (1994) serta  hasil  pengamatan International Meteor  Organization (IMO) Video  Meteor Network (Molau et  al. ,  2013,  2014 a,b,e,d,g,c,f,h).  Gambar  4-2  menunjukkan perbandingan  tersebut.  Tampak  bahwa fluks meteor dalam katalog Brown et  al. (2008)  cenderung  lebih  tinggi  dari  ZHR dari  pengamatan  visual  (Jenniskens,
1994)  dan  video  (IMO-VMN). Geminids (GEM), η Aquariids (ETA), Southern δ Aquariids (SDA), Daytime  Arietids (ARI), dan Orionids (ORI)  adalah  hujan  meteor dengan  fluks  radio  jauh  melebihi  ZHR pada  jendela  visual.  Hujan  meteor Geminids (GEM) adalah kasus yang   paling mencolok  karena  fluks  radio  sekitar delapan kali lipat ZHR visual atau sekitar lima  kali  lipat  ZHR  video.  Perbedaan  ini dapat  disebabkan  oleh  beberapa  faktor seperti perbedaan sensitivitas pengamatan, variasi tahunan dari fluks hujan meteor, serta  perlunya  transformasi  dari  fluks meteor menjadi ZHR.
Gambar 4-1: Hasil  pemodelan  fluks  relatif  hujan  meteor  tahunan  berdasarkan  fluks  relatif  dari katalog Brown et al . (2008)
Gambar 4-2: Fluks relatif hujan meteor dalam katalog Brown et al . (2008) dibandingkan dengan ZHR dari katalog Jenniskens (1994) dan hasil pengamatan International Meteor Organization Video  Meteor  Network .  Garis  putus-putus  menandari  korespondensi  satu-satu  ( y = x ), sedangkan garis tegas merupakan hasil least-square fitting
Pada Gambar 4-2, fungsi logaritmik dicocokkan dengan data. Hasilnya adalah:
, 0129 , 0 1 log 1 ZHR F    (4-1)
, 0088 , 0 1 log 2 ZHR F    (4-2)
dengan F menyatakan fluks meteor pada katalog  Brown et  al .  (2008),  sedangkan ZHR 1 dan ZHR 2 berturut-turut menyatakan ZHR  dari  Jenniskens  (1994)  dan  IMO- VMN.  Bila  diperhatikan,  korelasi  fluks tidak terlalu baik karena hanya memiliki koefisien determinasi berturut-turut sebesar  R 2 =  0,52  dan  R 2 =  0,21. Terlepas  dari  perbedaan  fluks  tersebut, waktu  kejadian  hujan  meteor  telah diketahui  dengan  baik.  Dengan  demikian peta  temporal  dapat  digunakan  sebagai acuan  dalam  analisis  lebih  lanjut, sementara  tingkat  aktivitas  hujan  meteor perlu memperhatikan mode pengamatan yang digunakan.

## 4.2  Hujan  Meteor  dan  Kemunculan Lapisan E-Sporadis
Langkah  sederhana  yang  diambil untuk  mengetahui  pengaruh  hujan meteor terhadap ionosfer adalah dengan menyandingkan  presentase  kemunculan E-Sporadis  ( P )  dengan  fluks  hujan meteor  yang  berubah  sepanjang  waktu. Dengan  mengasumsikan  bahwa  deposit ion  dari  meteor  bertahan  dalam  waktu yang  cukup  lama  (>1  jam),  maka presentase kemunculan E-Sporadis direpresentasikan  oleh  nilai  rerata P dalam satu malam.
Gambar  4-3  dan  Gambar  4-4 menunjukkan  plot P dengan  frekuensi ambang  tertentu  disandingkan  dengan fluks  relatif  hujan  meteor  sepanjang tahun. Presentase kemunculan E-Sporadis memiliki  pola  musiman  yang  tampak jelas  (Priyatikanto et  al. ,  2016).  Pada pertengahan tahun (Mei hingga September),  nilai P lebih  tinggi  dari waktu  lain.  Pola semacam ini juga terjadi pada  ionosfer  di  lintang  menengah  dan dikenal  sebagai summer  maximum
(Pietrella and Bianchi, 2009; Haldoupis et al. , 2007). Peningkatan nilai P juga terjadi pada Desember-Januari dan  April sebagaimana telah
dikemukakan sebelumnya.  Hal  ini  terjadi,  baik  untuk foEs >  2  MHz, foEs >  4  MHz,  maupun untuk foEs >  6  MHz.  Namun,  puncak dari  P  menurun  dengan  bertambahnya frekuensi ambang.
Variasi  musiman  dari  kemunculan E-Sporadis dan juga frekuensi kritis dari lapisan  ini  telah  menjadi  bahasan  oleh sejumlah  peneliti  karena  fenomena  ini tidak dapat dijelaskan dengan mekanisme wind  shear dalam pembentukan  lapisan E-Sporadis (Mathews, 1998). Shalimov et al. (1999)  mengaitkan  pola  musiman lapisan  E-Sporadis  dengan planetary wave yang  mengalami  variasi  periodik setiap 2 hari ( quasi 2 day planetary wave ). Amplitudo rerata dari gelombang ini juga mengalami  peningkatan  pada  musim panas. Akan tetapi, mekanisme ini dinilai tidak  berkontribusi  secara  signifikan dalam  pembentukan  lapisan  E-Sporadis (Haldoupis et al. , 2007). Variasi musiman dari fluks meteor yang masuk ke atmosfer Bumi dianggap lebih berpengaruh dalam peningkatan  kemunculan  dan  frekuensi kritis lapisan E-Sporadis pada saat musim panas.  Haldoupis et  al. (2007)  secara meyakinkan menunjukkan adanya korelasi yang baik antara frekuensi kritis lapisan  E-Sporadis  di  lintang  menengah dan  fluks  harian  meteor  yang  teramati dengan      radar  SKYiMET  33  MHz  pada rentang  waktu  November  1991  hingga Agustus 2001.
Untuk kasus dinamika ionosfer di atas Sumedang, fluks hujan meteor tidak secara  langsung  berkorelasi  dengan persentase  kemunculan  lapisan  E- Sporadis.  Akan  tetapi,  terdapat  kecocokan antara waktu kejadian hujan meteor dan peningkatan  nilai P sebagaimana  dapat diamati  pada  Gambar  4-3  dan  4-4. Kesesuaian ini tampak paling jelas untuk E-Sporadis  dengan  frekuensi  kritis foEs >  6  MHz.  Di  antara  sejumlah  hujan meteor  tahunan  yang  telah  dimodelkan,
BTA,  SDA,  PER,  dan  NIA  merupakan kejadian  hujan  meteor  yang  berimpit dengan peningkatan persentase kemunculan  E-Sporadis  (maksimum lokal).  Di  sisi  lain,  ETA,  ORI,  dan  LEO merupakan hujan meteor tahunan dengan fluks  tinggi,  tetapi  kejadiannya  tidak diikuti  dengan  peningkatan  nilai P . Kelompok  pertama  dapat  dikatakan berdampak  pada  ionosfer  di  atas Sumedang.
Gambar 4-5 dan 4-6 menunjukkan analisis  lebih  detil  yang  dilakukan  pada beberapa hujan meteor dalam kaitannya
dengan  peningkatan  nilai P rata-rata. Regresi linier dilakukan dengan mengasumsikan adanya hubungan antara fluks hujan meteor ( F ) dan nilai P sesuai dengan persamaan:
dengan a dan b menyatakan  koefisien korelasi  antara F dan P .  Koefisien diterminasi  ( R 2 )  juga  dihitung  untuk menilai  baik  atau  tidaknya  korelasi tersebut.
Gambar 4-3: Presentase rata-rata kemunculan lapisan E-Sporadis pada malam hari tahun 2014 (area berwarna  jingga).  Fluks  relatif  hujan  meteor  tahunan  juga  digambarkan  sebagai  garis berwarna merah
, bF a P   (4-3)
Sebagaimana diduga sebelumnya, fluks  hujan  meteor  seperti  ETA,  ARI, ORI,  dan  LEO  memiliki  korelasi  hampir nol  atau  bahkan  negatif.  Hal  ini menunjukkan  bahwa  hujan  meteor tersebut  tidak  menyebabkan  peningkatan persentase kemunculan E-Sporadis. Sebaliknya,  fluks  hujan  meteor  BTA, SDA,  PER,  NIA,  dan  GEM  memiliki korelasi  positif  terhadap P .  Nilai  koefisien korelasi  dan  koefisien  determinasi  juga bervariasi  terhadap  frekuensi  ambang yang digunakan.
Bila  mengacu  pada  parameter hujan  meteor  yang  terangkum  dalam Tabel  2-1,  kelompok  yang  berkorelasi positif  memiliki  kecepatan  geosentris relatif  rendah  ( v G <  50  km/s).  Sebaliknya,
kelompok  yang  berkorelasi  negatif cenderung  memiliki  kecepatan  geosentris lebih tinggi ( v G > 50 km/s). Sebagaimana dimodelkan  oleh  Vondrak et  al. (2008) dan  juga  didiskusikan  dalam  Pellinen- Wannberg et al . (2014), ketinggian ablasi serta  laju  produksi  ion  dari  meteor bergantung  pada  massa,  kerapatan, kecepatan,  dan  sudut  datang  dari meteor. Karena itu, besarnya deposit ion logam  di  lapisan  E  bergantung  pada faktor  tersebut.  Meteor  yang  masuk  ke atmosfer  Bumi  dengan  kecepatan  tinggi cenderung  mengalami  ablasi  pada ketinggian  lebih  rendah.  Meteor  dengan kerapatan  tinggi  juga  mengalami  ablasi pada ketinggian rendah.
Gambar 4-5: Hubungan antara fluks relatif beberapa hujan dan persentase rata-rata kemunculan E- Sporadis ( P ) tahun 2014 dengan foEs < 2 MHz (hitam), foEs < 4 MHz (jingga), dan foEs < 6  MHz  (merah  bata).  Kode  hujan  meteor  dituliskan  di  sebelah  kiri  atas  panel.  Garis putus-putus merupakan hasil regresi dengan koefisien a , 1000 b , dan R 2 (Persamaan 4-3)
Gambar 4-6: Sama seperti Gambar 4-5, tetapi untuk data E-Sporadis tahun 2015

## 5 KESIMPULAN
Dalam studi ini, telah dibuat peta temporal kejadian hujan meteor tahunan berdasarkan  hasil  pengamatan  visual dan  radio  yang  telah  dirangkum  dalam katalog.  Di  antara  42  hujan  meteor utama,  terdapat  beberapa  hujan  meteor yang  memiliki  indikasi  berdampak  pada kemunculan  lapisan  E-Sporadis  di  atas Sumedang,  Jawa  Barat.  Hujan  meteor tersebut di antaranya adalah BTA, SDA, PER,  NIA,  dan  GEM.  Di  sisi  lain, terdapat  beberapa  hujan  meteor  dengan fluks  tinggi,  tetapi  tidak  secara  jelas menimbulkan dampak
berupa
peningkatan  persentase  kemunculan lapisan  E-Sporadis.  Kecepatan  geosentris hujan meteor yang relatif tinggi diperkirakan  memicu  ablasi  tidak  pada ketinggian lapisan E.
Meski demikian, pengamatan ionosfer  di  atas  Sumedang  menunjukkan bahwa  variasi  musiman  lebih  dominan dibandingkan fluktuasi persentase kemunculan  lapisan  E-Sporadis  yang berasosiasi dengan hujan meteor.
Persentase kemunculan E-Sporadis mencapai  maksimum  pada  pertengahan tahun  sebagaimana summer  maximum yang terjadi di daerah lintang menengah.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Penulis  berterima  kasih  kepada penelaah yang telah memberikan masukan perbaikan terhadap artikel ini.

## DAFTAR RUJUKAN
Brown,  P.,  R.  J.,  Weryk,  D.  K.,  Wong,  and  J. Jones,  2008. The  Canadian  Meteor  Orbit Radar meteor stream catalog . Earth Moon Planet, 102, 209-219.
Ceplecha, Z., J., Borovicka, W. G., Elford, D. O., Revelle, R. L., Hawkes, V., Porubcan, and M.  Simek,  1998. Meteor  phenomena  and bodies . Space Science Review, 84, 327.
Correira, J., A. C., Aikin, J. M., Grebowsky, and J. P., Burrows, 2010. Metal Concentrations in  the  Upper  Atmosphere  During  Meteor Showers .  Atmospheric  Chemistry  and Physics, 10, 909-917.
Correira, J., A. C., Aikin, J. M., Grebowsky, W., D.,  Pesnell,  and  J.  P.,  Burrows,  2008. Seasonal  Variations  of  Magnesium  Atoms in the Mesosphere-Thermosphere . Geophysical Research Letters, 35,
L06103.
Haldoupis,  C.,  D.,  Pancheva,  W.,  Singer,  C., Meek,  and  J.,  MacDougall,  2007. An Explanation for  the  Seasonal  Dependence of Midlatitude Sporadic E Layers . Journal of Geophysical Research, 112, A06315. Jenniskens,  P.,  1994. Meteor  Stream Activity.  I. The  Annual  Streams .  Astronomy  and Astrophysics, 287, 990-1013.
Jenniskens, P., 2006. Meteor Showers and Their Parent  Comets .  Cambridge  University Press.
Jenniskens,  P.,  P.,  Gural,  L.,  Dynneson,  B.,
Grigsby,  K.,  Newman,  M.,  Borden,  M., Koop,  and  D.,  Holman,  2011. CAMS,
Cameras for Allsky Meteor Surveillance to Establish  Minor  Meteor  Showers .  Icarus, 216, 40-61.
Jenniskens, P., Q., N´enon, J., Albers, P., Gural, B.,  Haberman,  D.,  Holman,  R,  M.,  A.  B., Grigsby, D., Samuels, and C., Johannink, 2016. The established meteor showers as observed by CAMS . Icarus, 266, 331-354.
Ma,  Y.,  Y.,  He,  P.,  Xu,  and  H.,  Zhao,  2008.
Observation  and  Research  on  Strong Meteor  Showers  and  their  Catastrophic
Space Weather Events . Chinese
Astronomy  and  Astrophysics,  32,  186- 196.
Mathews,  J.  D.,  1998. Sporadic  E.,  Current Views  and  Recent  Progress .  Journal  of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 60, 413-435.
McNeil,  W.  J.,  R.  A.,  Dressler,  and  E.,  Murad,
2001. Impact  of  a  Major  Meteor  Storm  on Earths  Ionosphere,    A  Modeling  Study . Journal  of  Geophysical  Research,  106, 10447.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G., Barentsen,  and  R.,  Goncalves,  2013.
Results of the IMO Video Meteor Network - September  2013 .  WGN,  Journal  of  the International  Meteor  Organization,  41,
207.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G.,
Barentsen,  and  R.,  Goncalves,  2014a.
Results of the IMO Video Meteor Network - November  2013 .  WGN,  Journal  of  the International  Meteor  Organization,  42, 25.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G., Barentsen,  and  R.,  Goncalves,  2014b. Results of the IMO Video Meteor Network - October  2013 .  WGN,  Journal  of  the International  Meteor  Organization,  42, 20.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G., Barentsen,  and  R.,  Goncalves,  and  A., Igaz,  2014c. Results  of  the  IMO  Video Meteor  Network  -  April  2014 .  WGN, Journal  of  the  International  Meteor Organization, 42, 145.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G., Barentsen,  and  R.,  Goncalves,  and  A., Igaz,  2014d. Results  of  the  IMO  Video Meteor  Network  -  December  2013 .  WGN, Journal  of  the  International  Meteor Organization, 42, 76.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.  Crivello,  E.,  Stomeo,  G., Barentsen,  and  R.,  Goncalves,  and  A., Igaz,  2014e. Results  of  the  IMO  Video Meteor  Network-January  2014 .  WGN, Journal  of  the  International  Meteor Organization, 42, 83.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G., Barentsen,  and  R.,  Goncalves,  and  A., Igaz,  2014f. Results  of  the  IMO  Video Meteor  Network  -  June  2014 .  WGN, Journal  of  the  International  Meteor Organization, 42, 201.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G., Barentsen,  R.,  Goncalves,  and  A.,  Igaz, 2014g. Results  of  the  IMO  Video  Meteor Network-May 2014 .  WGN, Journal  of  the International  Meteor  Organization,  42, 150.
Molau,  S.,  J.,  Kac,  S.,  Crivello,  E.,  Stomeo,  G.,
Barentsen,  R.,  Goncalves,  A.,  Igaz,  C., Saraiva,  M.,  Maciewski,  and  M.,  Maslov, 2014h. Results  of  the  IMO  Video  Meteor Network-August  2014 .  WGN,  Journal  of the  International  Meteor  Organization, 42, 239.
Pellinen-Wannberg, A., K., I., Haggstrom, J.,D.,
C.,  Sanchez,  J.,  M.,  C.,  Plane,  and  A., Westman,  2014. Strong  E  Region Ionization  Caused  by  the  1767  Trail During  the  2002  Leonids .  Journal  of Geophysical  Research,    Space  Physics, 119, 7880.
Pietrella, M., and C., Bianchi, 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.
Priyatikanto,  R.,  F.,  Mumtahana,  and  M.,
Tarigan,  2016. Variasi  Diurnal  dan Musiman Kemunculan Lapisan E-Sporadis di  atas  Sumedang  tahun  2015 .  Jurnal Sains Dirgantara, 13, 113-122.
Rusnadi, I. E., N., Ristanti, and T., Djamaluddin,
2002. Pola Frekuensi Kritis dan Ketinggian  Lapisan  E-Sporadis  di  atas Biak  pada  saat  Terjadi  Hujan  Meteor.
Warta LAPAN, 2, 159.
Shalimov,  S.,  C.,  Haldoupis,  M.,  Voiculescu, and  K.,  Schlegel,  1999. Mid-latitude  E Region  Plasma  Accumulation  Driven  by Planetary  Wave  Horizontal  Wind  Shears . Journal  of  Geophysical  Research,  104, 28207.
Silvermann,  B.,  1996. Density  Estimation  for Statistics and Data Analysis . Chapman & Hall.
Vondrak,  T.,  J.  M.  C.m  Plane,  S.m  Broadley, and D., Janches, 2008. A Chemical Model of Meteoric Ablation . Journal of Atmospheric  Chemistry  and  Physics,  8, 7015.