## SEMBURAN RADIO MATAHARI TIPE III SEBAGAI INDIKATOR PENINGKATAN INTENSITAS ANGIN SURYA [TYPE III SOLAR RADIO BURSTS AS INDICATOR OF SOLAR WIND INTENSITY ENHANCEMENT]
Suratno, Santi Sulistiani dan Johan Muhamad Peneliti Pusat Sains Antariksa, Lapan e-mail: suratno@bdg.lapan.go.id Diterima 20 Februari 2012; Disetujui 12 Juni 2012

## ABSTRACT
Solar flare s, high energy particles emission, type III solar radio bursts, and solar wind phenomena are a series of close correlated events. Type III bursts are triggered by flare and stimulated by high-energy charged particles with speed of approximately one- third that of light in the solar corona. The impacts of these energetic particles are the increase  of  density  and  speed  of  the  solar  wind,  which  can  be  detected  at  the  upper atmosphere. Time difference between the start of type III bursts and the peak of solar wind  gives  the  propagation  time  of  the  energetic  particles,  which  can  be  derived  from frequency drift of type III bursts. Analysis of 34 pairs of type III bursts and solar wind data gave the time difference between the start of type III bursts and the peak speed of solar wind in the range of 7 to 60 minutes and the time difference between the start of type III and the peak density of solar wind in the range of 10 to 60 minutes. Difference between  propagation time of energetic particles derived from the frequency drift of type III bursts and the observational data showed that they were closer to zero if the events were due to high class X-ray flare s (class M or X) and or the flare s were located near the central meridian and at  the western solar hemisphere.
Key Words: Flare, Type III radio bursts, Solar wind

## ABSTRAK
Fenomena flare, lontaran  partikel  energi  tinggi,  semburan  radio  tipe  III  dan angin  surya  merupakan  rangkaian  kejadian  yang  memiliki  keterkaitan  yang  kuat. Semburan  tipe  III  dipicu  oleh  kejadian flare dan  lontaran  partikel  bermuatan  energi tinggi di korona matahari dengan kecepatan kira-kira sepertiga kali kecepatan cahaya. Partikel  energetik  ini  akan  mengakibatkan  peningkatan  densitas  dan  kelajuan  angin surya yang terdeteksi di atmosfer atas bumi. Beda waktu antara waktu awal semburan tipe  III  dan  waktu  puncak  angin  surya  merupakan  waktu  penjalaran  dari  partikel energetik.  Waktu  penjalaran  partikel  energetik  dapat  diturunkan  dari  pergeseran frekuensi semburan tipe III. Hasil analisis sebanyak 34 pasangan data semburan tipe III dan angin surya ditemukan bahwa beda waktu antara waktu awal semburan tipe III sampai dengan puncak kelajuan angin surya berada pada rentang 7 sampai 60 menit dan  beda  waktu  antara  waktu  awal  tipe  III  dengan  puncak  densitas  berada  pada rentang  10  sampai  60  menit.  Beda  waktu  penjalaran  partikel  energetik  yang diturunkan  dari  pergeseran  frekuensi  tipe  III  dengan  data  pengamatan  menunjukkan bahwa nilainya akan semakin mendekati nol apabila klas flare sinar-X tinggi (kelas M dan atau X) dan atau posisi flare berada di sekitar meridian tengah dan belahan barat matahari.
Kata Kunci : flare , Semburan radio tipe III, Angin surya

## 1  PENDAHULUAN
Semburan radio matahari ( solar radio bursts) merupakan bagian dari fenomena flare matahari. Semburan radio terbagi menjadi 5 (lima) tipe yaitu tipe I, II, III, IV dan V (Wild  et  al.,  1963).  Semburan  tipe  III  disebabkan  atau  dirangsang  oleh  lewatnya elektron  energi  tinggi  dengan  kecepatan  sekitar  sepertiga  kecepatan  cahaya.  Paket elektron  menembus  plasma  lokal  yang  berosilasi  pada  frekuensinya.  Interaksi  atau tumbukan  antara  elektron  dan  plasma  lokal  tersebut  mengakibatkan  elektron    yang memiliki  energi  lebih  rendah  akan  terhenti  dan  energinya  berubah  menjadi  energi gelombang  radiasi.  Frekuensi radiasinya f p sesuai dengan  frekuensi plasma  lokal  dan sebagai  fungsi kerapatannya  ( f p  9  N , dengan N : kerapatan plasma lokal).  Kerapatan plasma  di  korona  matahari  berubah  dan  menurun  sebagai  fungsi  ketinggian  korona. Model-model  kerapatan  korona  telah  banyak  diteliti  oleh  beberapa  peneliti  misalnya Newkirk (1961), Caroubalos et.al (2004) dan Cho et al. (2006). Semburan tipe III adalah semburan dengan pergeseran frekuensi secara cepat dari frekuensi yang lebih tinggi ke frekuensi  yang  lebih  rendah  ( fast  negatif  frequency  drifting ).  Pergeseran  frekuensi  ini menggambarkan  kelajuan  dari  partikel  energetik  bermuatan  (elektron,  proton)  yang merangsang  timbulnya  semburan  radio  tipe  III  melalui  proses  plasma  radiasi  (Lyman Spitzer, Jr., 1956). Paket elektron yang terlempar karena rekoneksi garis gaya magnet, bergerak cepat sepanjang garis gaya magnet antar planet terbuka di korona. Garis gaya magnetik  berperan  dalam  memandu  gerakan  elektron  ke  ruang  antar  planet.  Karena terjadi  lemparan  partikel  tersebut,  maka  diduga  peningkatan  densitas  dan  kelajuan angin surya erat kaitannya dengan kemunculan semburan tipe III.
Dilaporkan  oleh  Lin    et  al.  (1981)  dan  Anderson  et  al.  (2004)  bahwa  di  dalam angin surya yang diamati di ruang antar planet pada jarak 0,3 dan 1 AU dari Matahari terdapat asosiasi yang erat antara arus elektron dan semburan tipe III. Fainberg et al. (1972) melaporkan bahwa kelajuan elektron perangsang  berkisar pada  0,15 – 0,7 c (c: kecepatan  cahaya)  dengan  rata-rata  0,37  c  atau  1,1x  10 8 m/s.  Kelajuan  elektron dapat diturunkan dari pergeseran frekuensi spektra dinamik  semburan tipe III dengan menggunakan  model  kerapatan  plasma  korona  (Newkirk,  1961).  Bila  kecepatan elektron  energi  tinggi  rata-rata  0,37c  maka  terhitung  dari  waktu  awal  kemunculan semburan tipe III arus elektron akan mencapai atmosfer bumi dalam waktu  23 menit kemudian;  dan  jika  kecepatan  berkisar  0.14–0.7  c,  maka  arus  angin  surya  akan mencapai atmosfer bumi dalam waktu sekitar  12 – 60 menit.
Angin surya adalah arus partikel bermuatan sebagai plasma yang terlempar dari atmosfer atas matahari, sebagian besar terdiri atas elektron dan proton dengan energi kira-kira  1  keV.  Arus  partikel  ini  mampu  keluar  dari  gravitasi  matahari  disebabkan tidak  hanya  karena  perbedaan  temperatur  di  korona  yang  sangat  tinggi,  tetapi  juga karena  energinya  yang  tinggi.  Kecepatan  rata-ratanya  sekitar  400  km/detik.  Angin surya  terlepas  terutama  pada  lubang  korona  yang  sangat  nampak  pada kutub-kutub matahari  dan  atau  pada  medan  magnet  terbuka  di  atas  bintik  matahari.  Semburan radio  tipe  III  yang  dihasilkan  ketika  elektron  dipercepat  dari  korona  bawah  terkait dengan  kejadian flare matahari.    Banyaknya    kejadian  semburan  radio  ini  terkait dengan  tingkat  aktivitas  matahari;  pada  aktivitas  matahari  maksimum  banyak kejadian semburan radio tipe III. Di medium antar planet yang jauh di atas permukaan matahari  sampai  di  atas  atmosfer  bumi,  kerapatan  plasma  menurun  secara  cepat. Pada medium ini frekuensinya berada pada orde 1 MHz sampai kHz dan pada frekuensi ini  emisi  radio  tidak  dapat  terdeteksi  di  permukaan  bumi  dan  hanya  dapat  direkam oleh  sistem  penerima  yang  ditempatkan  pada  kendaraan  ruang  angkasa  (SWE,
Voyager, IMP 8).  Di ruang antar planet semburan tipe III dapat diamati pada frekuensi rendah (Wu et al. 2004). Lokasi sumber semburan radio tipe III pada gelombang meter berada pada ketinggian di bawah dua jejari matahari sesuai dengan kerapatan plasma korona (Caroubalos et al., 2004; Magara et al., 2000; Newkirk, 1961).  Pada penelitian ini  hanya akan dibahas  semburan radio  tipe III yang  terdeteksi  oleh  sistem  penerima yang  ditempatkan  pada  landas  bumi.  Parameter  yang  akan  ditinjau  dalam  penelitian ini  adalah  pergeseran  frekuensi  dari  semburan  radio  tipe  III  untuk  menentukan kecepatan partikel (paket elektron), posisi daerah aktif yang mengindikasikan sumber dari semburan dan medan magnet antar planet.
Makalah  ini  mengemukakan  bagaimana  peran  fenomena  semburan  radio matahari tipe III yang dapat digunakan sebagai indikator kemungkinan akan terjadinya peningkatan  kelajuan  dan  densitas  angin  surya,  yaitu  kapan  akan  mencapai puncaknya dan peran dari posisi dan intensitas flare sinar-X.

## 2  DATA OBSERVASI
Digunakan  data  pada  tahun-tahun  perioda  menurun  aktivitas  matahari  siklus ke  23  yang  dapat  mewakili  tingkat  aktivitas  matahari  maksimum,  menengah  dan matahari  dalam  keadaan  tenang.  Data  semburan  radio  pada  kejadian  tertentu  yang akan  dianalisis  lebih  rinci  diambil  beberapa  data  dari  tahun  2000  sampai  dengan tahun  2010  dari  hasil  pengamatan    dari  Loka  Pengamatan  Dirgantara  (LPD)  LAPAN Sumedang-Indonesia (6°54´LS, 107°50.4´BT), Culgoora–Australia (30°17.4´LS; 149°34.8´BT), Hiraisho-Jepang (36°21´LU, 140°37.2´BT), Izmiran-Rusia (55°28.2´LU, 37°19.2´BT) dan Green  Bank  Solar  Radio  Bursts  Spectrometer (GBSRBS)-Amerika  Serikat  (38°26´LU, 79°49.5´BT). Dari observatorium tersebut pengamatan semburan radio matahari telah terpenuhi data hasil pengamatan selama 24 jam. Data flare sinar-X dan posisi daerah aktif  dari Word  Data  Center http://ftp.ngdc.noaa.gov/stp/.  Data  angin  surya  ( Solar Wind )  hasil  pengamatan  dengan  satelit Solar  Wind  Experiment (SWE)  diperoleh  dari situs http://web.mit.edu/space/www/wind/.
Terseleksi sebanyak 34 data semburan radio matahari tipe III, kemudian dicari data flare sinar-X  beserta  posisi flare dan  data  angin  surya  sebagai  pasangannya dianalisis keterkaitannya.

## 3  METODOLOGI
Diawali  dengan  memilih  dan  mengidentifikasi  peristiwa  semburan  tipe  III tertentu, kemudian  didentifikasi pula data angin surya untuk dianalisis secara rinci. Data  ini  perlu  didukung  dengan  data flare sinar-X  (intensitas  dan  posisi).  Kemudian dilakukan  pencatatan  waktu  awal  semburan  tipe  III,  waktu  puncak  kelajuan  dan densitas angin surya. Langkah ini diperlukan untuk membandingkan dan menghitung beda waktu antara waktu awal semburan tipe III dengan waktu puncak kelajuan dan densitas  angin  surya.  Contoh  pengamatan  dan  analisis  data  seperti  terlihat  pada Gambar 3-1. Contoh ini adalah peristiwa semburan tipe III tanggal 25 Juli 2000 yang dihasilkan  dari  pengamatan  matahari  dengan  radiospektrograf  di  Loka  Pengamatan Dirgantara-Lapan  Sumedang  (dahulu  bernama  Stasiun  Pengamat  Dirgantara-Lapan Tanjungsari). Contoh keterkaitan tersebut (secara kualitatif) peristiwa semburan tipe III terjadi  pada  pukul  02:46  UT.  Terlihat  bahwa  sejak  waktu  kejadian  itu  ada kecenderungan  peningkatan  kelajuan  dan  densitas  angin  surya  yang  mencapai puncaknya pada sekitar pukul 03:34 UT  dan 3:37 UT.
(a) (b) (c)
Gambar 3-1: Contoh  peristiwa  semburan  radio  tipe  III  yang  terjadi  pada  25  Juli  2000  hasil pengamatan  spektrograf  radio  di  Sumedang  dengan  waktu  awal  pukul  02:46  UT  (a). Keterkaitan semburan tipe III dengan kelajuan dan densitas angin surya yang mencapai puncak  berturut-turut    pada  pukul  03:34  UT  dan    pukul    03:37  UT  (b).  Gambar  (c) menunjukkan selisih waktu (Δt) adalah beda waktu antara awal kejadian semburan tipe III  dan  waktu  puncak  kelajuan  dan  densitas  angin  surya  berturut-turut  48  dan  51 menit.
Selanjutnya  dilakukan  penghitungan  kelajuan  partikel  energetik  di  korona matahari diturunkan dari data semburan radio tipe III dengan mengkonversikan data pada  spektradinamik  dari  kawasan  frekuensi  versus  waktu  (df/dt)  menjadi  kawasan posisi versus waktu (dR/dt). Formulanya adalah:
(3-1)
adalah kelajuan muka gelombang kejut;
Frekuensi plasma sebagai fungsi kerapatan, dinyatakan :
f = 9√N                                                                         (3-2) dengan N adalah kerapatan plasma sebagai fungsi ketinggian (Newkirk, 1961), yaitu N=N o x10 (4.32/R) (3-3) dengan R: ketinggian korona dalam satuan jejari matahari (≈7x10 5 km).
Penurunan  atau  penghitungan    kelajuan  dilakukan  dengan  cara  digitasi  data dan  perangkat  lunak  pendukung  lainnya  (Sulistiani  dan  Suratno,  2008).  Dengan diasumsikan  kelajuan angin surya dan jarak antara atmosfer matahari (sumber) dan atmosfer atas bumi tidak berubah, maka dapat dihitung pula waktu penjalaran ( travel time ) angin surya sampai di atmosfer atas bumi dengan cara membagi jarak matahari- bumi dengan besar kelajuannya.
Dengan  hasil  penghitungan  kelajuan  yang  dilakukan  dengan  cara  tersebut, maka  dapat  ditentukan  waktu  penjalaran  ( travel  time )  partikel  dari  sumbernya (atmosfer  matahari)  sampai  di  atmosfer  atas  bumi.  Karena  dalam  spektra  dinamik waktu puncak semburan tipe III juga bergeser sesuai frekuensinya, maka waktu awal digunakan  sebagai  dasar  hitungan  tersebut.  Sebaliknya,  akan  kesulitan  dalam menetapkan waktu awal kenaikan kelajuan dan densitas angin surya, sehingga waktu puncaknya yang ditetapkan. Maka waktu tiba ( arrival time ) di atmosfer bumi dihitung dari  waktu  awal  kejadian  semburan  radio  matahari  tipe  III  sampai  waktu  puncak kelajuan dan waktu puncak densitas angin surya.  Hasil perhitungan waktu penjalaran partikel  energetik  ini  kemudian  dibandingkan  dengan  beda  waktu  (Δt)  antara  waktu puncak  kelajuan  dan  puncak  densitas  angin  surya  dengan  waktu  awal  terjadinya semburan tipe III. Selanjutnya dilakukan studi terhadap peran posisi daerah aktif dan peran flare dengan menggunakan data flare sinar-X dan posisinya untuk seluruh data yang terpilih.

## 4  HASIL DAN PEMBAHASAN
Sebagaimana  telah  disampaikan  bahwa  angin  surya  akan  mencapai  atmosfer bumi  dalam  waktu  12  –  60  menit.  Selanjutnya  akan  dianalisis  semburan  tipe  III dalam kaitannya dengan angin surya. Disamping itu ditampilkan juga fenomena flare sinar-X (kelas dan posisi flare ) yang juga terkait erat dengan fenomana semburan tipe III.  Hasil  olah  data  semburan  tipe  III  diperoleh  bahwa  dari  sebanyak  34  data  yang ditinjau terdapat 3 data dengan puncak kelajuan angin surya memiliki beda waktu (Δt) di  bawah  12  menit,  dan  tidak  ada  data  yang  beda  waktunya  lebih  dari  60  menit. Terhadap puncak densitas angin surya hanya terdapat 1 data dengan beda waktu (Δt) di bawah 12 menit, dan tidak ada data yang beda waktunya lebih dari 60 menit. Secara lengkap data  semburan  tipe III yang dipilih  tercantum pada  Tabel 4-1. Pada  tabel  ini nomor  urut  kejadian  yang  terseleksi,  observatorium  dimana  pengamatan  semburan radio  dilakukan,  waktu  awal  dan  waktu  akhir  kejadian,    data  angin  surya  (terdiri waktu  puncak  dan  besar  kelajuan,  waktu  puncak  densitas  dan  besar  densitas). Kemudian  dicantumkan  juga  hasil  perhitungan    jeda  waktu  antara  waktu  puncak tersebut dengan waktu awal semburan tipe III (kolom 10 dan kolom 11).
Pada Tabel 4-2 dicantumkan kembali Δt yaitu  beda waktu antara waktu puncak kelajuan  dan  waktu  puncak  densitas  angin  surya  dan  waktu  awal  semburan  tipe  III (kolom 2 dan kolom 3. Kolom 4 dan kolom 5 berturut-turut kelajuan partikel energetik yang diturunkan dari semburan tipe III dan waktu penjalaran ( travel time )nya.
Hipotesisnya adalah bahwa waktu penjalaran partikel bermuatan ini akan sama dengan beda waktu antara waktu awal semburan tipe III dan waktu puncak kelajuan/ densitas angin surya. Namun karena partikel bermuatan dalam penjalarannya berada di  dalam  medan  magnet  antar  planet  maka  angin  surya  tersebut  akan  berada  di
lintasan medan magnet. Oleh karena itu, analisis selanjutnya adalah membandingkan waktu  penjalaran  ini  dengan  data  Δt  hasil  pengamatan,  yaitu  dengan  cara mengurangkannya  (kolom  6  dan  4).  Bervariasinya  beda  waktu  antara  waktu  puncak baik laju maupun densitasnya menandakan adanya variasi dari kelajuan dan densitas angin surya.

## Tabel 4-1: DATA  PUNCAK  KELAJUAN  DAN  PUNCAK  DENSITAS  ANGIN  SURYA  TERKAIT  DENGAN PERISTIWA  SEMBURAN  TIPE  III,  DAN  DELTA  WAKTU  ANTARA  WAKTU  PUNCAK TERSEBUT DENGAN WAKTU AWAL SEMBURAN
No Bursts TIII Angin Surya Δt (menit) Tanggal OBSERVA TORIUM Waktu Waktu Pun cak (UT) Laju (km/det) Waktu Puncak (UT) Densitas (jml/cc) (6)-(4) (8)-(4) HHBBTT TT Awal (U T) Ak hir (UT) (1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) 1 25072000 SMD 2:46 2:57 3:34 302,6 3:37 7489 48 51 2 26042003 HIRAS 8:05 8:07 8:43 484,4 9:00 8832 38 55 3 26042003 HIRAS 23:39  23:41 23:49 473,2 0:10 10220 10 31 4 19082003 IZMI 7:55 7:57 8:47 594,3 8:11 15420 52 16 5 11112003 HIRAS 5:28 5:31 6:10 733,1 5:57 7342 42 29 6 18012004 CULG 0:14 0:15 0:23 567,1 1:06 2301 9 52 7 20012004 GBSRBS 19:40  19:41 20:36 483,4 20:37 1683 56 57 8 02022004 SMD 3:35 3:37 3:50 577,2 4:19 3374 15 44 9 05032004 GBSRBS 21:00  21:01 21:44 433,7 21:18 4592 44 18 10 20032004 GBSRBS 14:50  14:52 15:10 397,1 15:36 9189 20 46 11 12042004 GBSRBS 14:01  14:04 14:17 430,4 14:22 4689 16 21 12 21062004 GBSRBS 17:45  17:47 18:06 383 18:09 6005 21 24 15 30102004 GBSRBS 12:49  12:52 13:45 452,8 13:25 8083 56 36 16 01012005 HIRAS 0:30 0:45 0:58 453 0:44 7023 28 14 17 14012005 GBSRBS 16:03  16:06 16:16 575 17:03 5130 13 60 18 14022005 GBSRBS 19:51  19:53 20:31 412 20:05 7861 40 14 19 04052005 GBSRBS 12:55  12:56 13:02 385,3 13:08 3045 7 13 20 05092005 IZMI 9:18  10:29 9:39 550,9 9:52 3220 21 34 21 15092005 IZMI 20:37  20:40 20:53 820 21:03 2122 16 26 22 05012006 IZMI 9:20 9:22 10:12 341,5 9:55 5833 52 35 23 05122006 IZMI 10:27  10:52 11:24 323,8 11:27 15300 57 60 24 13122006 CULG 2:25 2:45 3:09 673,7 2:35 1578 44 10 25 14122006 CULG 22:09  22:27 22:20 887,5 22:27 22760 11 18 26 18022007 GBSRBS 19:31  19:33 20:25 405 19:43 3882 54 12 27 19052007 GBSRBS 12:55  13:00 13:55 634,4 13:09 3726 60 14 28 03062007 IZMI 19:25  19:28 20:01 517,8 20:23 4323 36 58 29 22122009 CULG 4:54 5:09 5:09 349,5 5:27 4036 15 33 30 08022010 SMD 0:13 0:16 0:38 395,7 1:09 4685 25 56 31 08022010 SMD 1:18 1:20 1:52 393,2 1:30 3844 34 12 32 08022010 SMD 2:31 2:32 3:11 396,2 2:52 4886 40 21 33 12022010 SMD 7:22 7:25 8:10 328,5 8:02 3920 48 40 34 12062010 SMD 0:51 1:01 1:44 368,2 1:17 3289 53 26
Keterangan : HHBBTTT : Hari (tanggal) Bulan Tahun SMD : Sumedang; HIRAS : Hiraisho; IZMI : Izmiran; CULG : Culgoora; GBSRBS: Green Bank Solar Radio Bursts Spectrometer

## Tabel 4-2:  BEDA  WAKTU  PUNCAK  FLUKS  X-RAY,  PUNCAK  KELAJUAN  DAN  PUNCAK  DENSITAS ANGIN SURYA DENGAN WAKTU AWAL SEMBURAN TIPE III, DAN SELISIH  ANTARA BEDA WAKTU PUNCAK TERSEBUT DENGAN WAKTU PENJALARAN PARTIKEL
NO. Δt (menit) Bursts tipe III Travel Time - Δt (menit) Flare sinar-X Puncak laju SW- Waktu awal TIII Puncak Dens.  SW- Waktu awal TIII Kelajuan partikel (km/s) Travel Time (menit) (5) - (2) (5) - (3) Klas Lokasi (1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) 1 48 51 57.949 43,141 -4,859 -7,859 M8.0 N06W08 2 38 55 74.543 33,538 -4,462 -21,462 M7.0 N21W59 3 10 31 67.982 36,774 26,774 5,774 M2.5   N21W67 4 52 16 110.896 22,544 -29,456 6,544 M2.0 S12W63 5 42 29 32.090 77,906 35,906 48,906 B7.8   N00W51 6 9 52 29.897 83,620 74,620 31,620 M1.4 S15E18 7 56 57 50.481 49,524 -6,476 -7,476 8 15 44 18.416 135,752 120,752 91,752 B3.6 N14E55 9 44 18 87.109 28,700 -15,300 10,700 C5.2 S15E91 10 20 46 210.143 11,897 -8,103 -34,103 B7.0 N15E52 11 16 21 42.965 58,187 42,187 37,187 C1.3 S19W57 12 21 24 160.952 15,533 -5,467 -8,467 C2.0 S11W08 13 58 35 58.989 42,381 -15,619 7,381 B3.9 S10W87 14 16 34 81.520 30,667 14,667 -3,333 B9.9 N07E26 15 56 36 51.543 48,503 -7,497 12,503 X1.2 N13W25 16 28 14 16.071 155,560 127,560 141,560 X1.7 N06E34 17 13 60 61.575 40,601 27,601 -19,399 M1.0 S06E02 18 40 14 67.008 37,309 -2,691 23,309 B3.6 S08E20 19 7 13 43.599 57,341 50,341 44,341 B2.9 S07E59 20 21 34 98.031 25,502 4,502 -8,498 C2.7 N13W72 21 16 26 207.791 12,031 -3,969 -13,969 C1.5   S11W19 22 52 35 77.215 32,377 -19,623 -2,623 C4.4 N14W59 23 57 60 49.774 50,227 -6,773 -9,773 X9.0 S07E68 24 44 10 70.839 35,291 -8,709 25,291 X3.4 S06W23 25 11 18 22.035 12,374 1,374 -5,626 X1.5 S06W46 26 54 12 50.888 49,127 -4,873 37,127 B8.3 S01E04 27 60 14 135.309 18,476 -41,524 4,476 B9.5 N00E35 28 36 58 56.552 44,207 8,207 -13,793 C5.3 S10E68 29 15 33 67.378 37,104 22,104 4,104 C7.2 S26W46 30 25 56 72.245 34,604 9,604 -21,396 C1.4 N22E02 31 34 12 31.502 79,360 45,360 67,360 B7 N21E01 32 40 21 21.380 116,932 76,932 95,932 B7.4 N22W01 33 48 40 28.940 86,386 38,386 46,386 C7.9 N24E13 34 53 26 77.600 32,216 -20,784 6,216 M2.0 N22W30 Keterangan: kolom 2 dan kolom 3, SW adalah kependekan dari Solar Wind,
kolom 9, untuk lokasi flare adalah N: North ; S: South ; E: East dan W: West .
Karena  penjalaran  partikel  energetik  bermuatan  sesuai  dengan  arah  medan magnet, maka lokasi flare matahari akan sangat berperan pada arah partikel energetik tersebut  menuju  bumi  atau  di  luar  bumi.  Bila  lokasi flare berada  di  posisi  belahan timur maka partikel matahari tidak akan tepat jatuh di atmosfer bumi, sebaliknya bila posisi flare di meridian tengah dan lebih ke belahan barat matahari maka partikel akan
memiliki potensi yang besar untuk tepat di atas atmosfer bumi. Demikian pula dengan intensitas flare juga berperan akan potensi ketepatan waktu partikel jatuh di atmosfer atas  bumi.  Analisis  selanjutnya  adalah  bagaimana  peran  kedua  parameter  tersebut dengan cara membuat plot antara beda waktu ( travel time dikurangi Δt )  versus posisi dan kelas flare sinar-X (Gambar 4-1 dan Gambar 4-2).
Gambar 4-1 adalah plot selisih waktu antara waktu penjalaran ( travel time ) angin surya  dengan  beda  waktu  puncak  kelajuan  dan  densitas,  sekaligus  menunjukkan peran posisi flare sinar-X terjadi.  Terlihat bahwa rentang selisih waktu tersebut cukup besar terutama jika lokasi flare sinar-X berada pada posisi di belahan timur matahari, sedangkan  bila  lokasi flare berada di  meridian  tengah dan di  belahan barat matahari selisih waktu cukup kecil.
Demikian pula halnya dengan keterkaitan antara intensitas flare sinar-X dengan selisih waktu  antara  travel  time  dan beda waktu data  riil.  Gambar 4-2 menunjukkan bahwa semakin tinggi kelas flare selisih waktu semakin terlihat singkat. Terlihat bahwa untuk flare kelas  B  selisih  waktu  terlihat  sangat  lebar  dan  semakin  menyempit  bila kelas flare menuju kelas C, M dan kelas X.
(a) (b)
Gambar 4-1: Plot selisih waktu antara waktu penjalaran partikel dengan  Δt. Delta t (Δt) adalah beda waktu  antara  waktu  puncak kelajuan  dan  waktu  puncak  densitas  angin  surya  dengan waktu awal semburan tipe III. Dilakukan ploting terhadap posisi flare sinar-X, berturut- turut  (a) plot untuk kelajuan dan (b) plot untuk densitas angin surya
(a)
(b)
Gambar 4-2: Plot  selisih  waktu  antaran  travel  time  dan  beda  waktu  (puncak  kelajuan  dan densitas) berturut-turut  bagi  kelajuan  angin  surya  (a)  dan  densitas  angin  surya  (b)  versus intensitas flare sinar-X. Ditunjukkan pula kelas flare B, C, M, X
-150 -100 -50 0 50 100 150 -90  -75  -60  -45  -30  -15  0  15  30  45  60  75  90 Tr a ve l Ti m e - Δ t( men it) Posisi  daerah Aktif Timur - Barat  ( °) 16 18 -150 -100 -50 0 50 100 150 -90  -75  -60  -45  -30  -15  0  15  30  45  60  75  90 Tr a ve l Ti m e - Δ t( men it) Posisi Daerah Aktif  Timur -  Barat ( °) 16 18
-200 -150 -100 -50 0 50 100 1 10 100 1000 10000 Tr a ve l Ti m e - Δ t( men it)

## B                     C                     M                     X
Intensitas  Flare sinar-X (x10^-7 Watt/m2) -200 -150 -100 -50 0 50 100 1 10 100 1000 10000 Tr a ve l Ti m e - Δ t( men it )

## B                     C                     M                   X
Intensitas  Flare sinar-X (10^-7 Watt/m2 )

## 5  KESIMPULAN
Semburan radio matahari tipe III adalah gambaran gerakan fisik di dalam angin surya.  Fenomena  ini  terkait  dengan  arus  partikel  elektron  energi  tinggi  ketika  terjadi flare matahari.  Studi keterkaitan antara semburan tipe III dan fenomena angin surya di medium antar planet menunjukkan bahwa ketika terjadi peristiwa semburan tipe III terlihat  adanya  variasi  kelajuan  dan  densitas  angin  surya  yang  ditandai  dengan bervariasinya  beda  waktu  antara  waktu  puncak  angin  surya  baik  kelajuan  maupun densitasnya.
Lokasi flare matahari    sangat  berperan  pada  arah  partikel  energetik  tersebut menuju bumi. Bila lokasi flare berada di posisi meridian tengah dan di belahan barat matahari maka partikel memiliki potensi yang besar untuk tepat jatuh di atas atmosfer bumi.  Demikian  pula  intensitas flare menunjukkan  indikasi  tentang  kemungkinan waktu  peningkatan  intensitas  (densitas  dan  kelajuan)  angin  surya.  Semakin  kuat intensitas flare , semakin kuat pendekatan puncak densitas dan puncak kelajuan angin surya.

## DAFTAR RUJUKAN
Anderson R., Nagano I., Yagitani S., Matsumoto H., Hashimoto K., Kojima H., Henderson M.G., Thomsen M.F., and Reeves G. D,  2004. The Quasi-Periodic Occurrence  of Type III Solar Radio Bursts, Auroral Kilometric Radiation, and other Plasma Wave Phenomena Observed by the Geotail Plasma Wave Investigation , COSPAR 04. Caroubalos C., Hillaris A., Bouratzis C., Alisandrakis C.E., Prekapapadema P., Polygiannkis J.,  Tsitsipis  P.,  Kontogeorgos  A.,  Mousssas  X.,  Bougeret  J.L.,  Dumas  G.,  dan Perche,  C.  2004. Solar  Type  II  and  Type  IV  Radio  Burts  Observed  During  1998- 2000  with  the  ARTEMIS-IV  Radiospectrograph ,  Astronomy  &  Astrophysics  413, 1125-1133.
Cho K.-S., Moon Y.J., Dryer M., Shanmugaraju A., Fry C.D., Kim Y.H., Bong S.C. dan Park Y. D., 2006. Examination of Type II Origin with SOHO/LASCO Observations, Journal of Geophysical Research, 110, ISSN 0148-0227.
Fainberg J., Evans L.G., Stone R.G., 1972. Radio Tracking of Solar Energetic Particles through Interplanetary Space , Science 178, 743. Lin R.P.,  Potter D.W.,  Gurnett D. A., Scarf F.L., 1981. Energetic Electrons and Plasma Wave Associated with a Solar Type III Radio Bursts, Astrophys. J. 251, 364-373. Lyman  Spitzer,  Jr.,  1956. Physics  of  Fully  Ionized  Gases ,  Interscience  Publisers,  Inc., New York, Interscience Publisher Ltd., London, 47-55.
Magara T., Chen P., Shibata K., and YokoyamaT., 2000. A Unified Model of Coronal Mass Ejection Related Tipe II Radio Bursts , The Astrophysical Journal, 538:L175–L178. Newkirk, G.Jr., 1961. The Solar Corona in Active Regions and The Thermal Origin of the Slowly Varying Component of Solar Radio Radiation , Astrophys. J. 133, 983. Sulistiani  S.  dan  Suratno,  2008. Digitizing  2-Dimensional  Plot  Pictures ,  Proceeding  of 2nd  International  Conference  on  Mathematics  and  Natural  Sciences  (ICMNS) 2008, Institute Teknologi Bandung, Indonesia, 28-30 October 2008, 1255-1259.
Wild J.P., Smerd S.F., and Weiss A.A, 1963. Solar Bursts , Ann. Rev. Astron, Astrophys., 1, 291-366.
Wu C.S. , Reiner M. J., Yoon P. H., Zheng H. N., and Wang S., 2004. On Low-Frequency Type III Solar Radio Bursts Observed in Interplanetary Space , The Astrophysical Journal, 605:503–510.