## ANALISIS ARUS LISTRIK DAN MEDAN MAGNET PADA DAERAH AKTIF PENGHASIL FLARE NOAA 12017 (ANALYSIS OF ELECTRIC CURRENT AND MAGNETIC FIELD IN THE
FLARING ACTIVE REGION NOAA 12017)
Johan Muhamad*, Muhamad Zamzam Nurzaman Pusat Sains Antariksa Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djundjunan no. 133 Bandung 40173
* e-mail: johan.muhamad@lapan.go.id
Diterima 26 Agustus 2019; Direvisi 24 September 2019; Disetujui 3 Oktober 2019

## ABSTRACT
Solar flare is the result of magnetic energy release in an active region (AR). The  free energy is generated as a consequence of the presence of electric current flowing in the coronal structure above the  AR.  In  a  flaring  AR,  electric  current  system  and  magnetic  field  exist  in  such  a  way  that  the magnetic  energy  is  accumulated  in  a  particular  region  prior  to  the  flare.  Therefore,  it  is  essential  to understand the characteristics of the electric current system and magnetic field of the flaring AR for flare prediction.  By using Spaceweather HMI AR Patch (SHARP) photospheric magnetogram data, we analyzed NOAA 12017 that produced multiple flares,  including  M and  X-class flares in  March 2014. We demonstrated how to derive electric and magnetic parameters of the AR during the flaring period on  March  27-29,  2014.  We  found  that  the  vertical  electric  current  of  this  AR  became  more unneutralized before the flares happened. We also found that the flares initially happened in the high energy  accumulation  region  whose  magnetic  field  was  strongly  sheared  due  to  the  presence  of  new emerging  flux.  This  implies  that  the  AR  could  be  identified  as  a  flaring  AR  prior  to  the  flare occurrences  based  on  the  characteristics  of  its  electric  current  system  and  magnetic  field configuration.
Keywords: solar flare, electric current, magnetic field

## ABSTRAK
Ledakan Matahari atau flare terjadi akibat adanya pelepasan energi magnetik di suatu daerah aktif.  Energi  bebas  tersebut  dihasilkan  akibat  adanya  arus  listrik  yang  mengalir  di  struktur  korona daerah aktif. Pada daerah aktif penghasil ledakan Matahari, sistem arus listrik dan medan magnetnya terbentuk  sedemikian  rupa  sehingga  energi  magnetiknya  terakumulasi  di  daerah  tertentu.  Oleh karena itu, pemahaman akan karakteristik sistem kelistrikan dan kemagnetan daerah aktif penghasil ledakan Matahari sangat penting dikuasai agar prakiraan ledakan Matahari dapat dilakukan. Dengan menggunakan  data  medan  magnet  fotosfer  dari Spaceweather  HMI  AR  Patch  (SHARP) ,  kami melakukan  analisis  terhadap  NOAA  12017  yang  menghasilkan  banyak  ledakan  Matahari,  termasuk kelas M dan X pada bulan Maret 2014. Kami menunjukkan bagaimana cara menurunkan parameter- parameter  kelistrikan  dan  kemagnetan  pada  daerah  aktif  ini  sepanjang  periode  ledakan  Matahari tanggal 27-29 Maret 2014. Kami menemukan bahwa arus listrik vertikal pada daerah aktif ini menjadi semakin tidak netral  menjelang terjadinya  ledakan Matahari.  Kami  juga menemukan bahwa  banyak ledakan  Matahari  terjadi  pada  awalnya  di  daerah  dengan  akumulasi  energi  yang  tinggi,  yakni  di daerah  dengan  medan  magnet  yang  tergeser  dengan  kuat  akibat  kemunculan  fluks  baru.  Hasil  ini menunjukkan  bahwa  NOAA  12017  dapat  diidentifikasi  sebagai  penghasil  ledakan  Matahari,  bahkan sebelum  ledakan  Matahari  terjadi  berdasarkan  karaketeristik  sistem  arus  dan  konfigurasi  medan magnetnya.
Kata kunci: flare Matahari, medan magnet, arus listrik

## 1 PENDAHULUAN
Matahari  merupakan  bintang terdekat  sekaligus  berperan  sebagai sumber energi bagi kehidupan di Bumi. Di  sisi  lain,  Matahari  juga  dapat melepaskan  energi  yang  sangat  besar dalam bentuk ledakan radiasi elektromagnetik  serta  lontaran  partikel sehingga  mengancam  kehidupan  di Bumi.  Ledakan  besar  di  Matahari  ini disebut  sebagai  flare  Matahari.  Pada suatu  peristiwa  ledakan  Matahari, diperkirakan  energi  sebesar  10 31 -10 33 erg  atau  setara  dengan  10 24 -10 26 Joule dilepaskan ke ruang antarplanet (Aulanier et  al. ,  2013).  Besarnya  energi yang  dilepaskan  ini  dapat  sampai  ke Bumi  dan  lingkungan  antariksa  di sekitar  Bumi  sehingga  mengganggu teknologi modern yang berbasis teknologi  antariksa,  seperti  navigasi, komunikasi,  dan  operasional  satelit secara umum. Oleh  karena itu, pemahaman  dan  pemantauan  kejadian ledakan  Matahari  perlu  ditingkatkan agar  gangguan  yang  timbul  akibat terjadinya  ledakan  Matahari  dapat diantisipasi.
Sebagai sebuah bintang,
Matahari  merupakan  bola  plasma raksasa  yang  bersifat  seperti  fluida konduktor. Adanya medan magnet yang diyakini  dihasilkan  di  bawah  fotosfer menyebabkan material plasma berinteraksi  sedemikian  rupa  dengan medan  magnet  sehingga  keduanya saling  terikat  satu  sama  lain  ( frozen-in ) (Alfven,  1942).  Akibatnya,  pergerakan plasma  di  permukaan  Matahari  dapat mendistorsi medan magnet yang muncul di  permukaan  Matahari  hingga  ke korona.  Adanya  distorsi  medan  magnet dapat  meningkatkan  tekanan  magnetik sehingga energi magnetik dapat bertambah.  Jika  energi  magnetik  ini sudah  terlalu  banyak  terakumulasi, terkadang energi ini dilepaskan menjadi sebuah ledakan Matahari.
Di  daerah  aktif,  medan  magnet yang  terkonsentrasi  kuat  di  permukaan Matahari menyebabkan terjadinya
penurunan temperatur plasma di permukaan  tersebut  sehingga  terlihat sebagai bintik Matahari pada pengamatan  cahaya  tampak.  Pada sistem  bintik  Matahari,  konfigurasi magnetik  yang  paling  sederhana  dapat diperoleh  ketika  kerapatan  arus  listrik pada  sistem  tersebut  nihil  ( J =0). Konfigurasi  magnetik  paling  sederhana ini  disebut  sebagai  medan  magnet potensial. Medan magnet potensial akan memberikan  energi  magnetik  minimum yang  mungkin  terbentuk  pada  sistem kemagnetan daerah aktif.
Di  suatu  daerah  aktif,  terdapat garis  pemisah  antara  daerah  dengan polaritas  magnetik  positif  dan  negatif, yakni  garis  kontur  untuk  kerapatan komponen  vertikal  medan  magnet  (B z ) bernilai  nol.  Garis  ini  disebut  sebagai garis  balik  polaritas  ( polarity  inversion line/PIL )  atau  garis  netral.  Medan magnet  potensial  pada  suatu  daerah aktif  akan  cenderung  menghasilkan vektor  magnetik  yang  tegak  lurus dengan PIL pada komponen tangensialnya  (Welsch,  2006;  Fang et al. ,  2012).  Saat  terjadi  pergeseran  atau gerak  berputar  di  permukaan  daerah aktif,  vektor  komponen  tangensial  akan semakin  menyimpang  dari  medan potensial  sehingga  arahnya  semakin sejajar  dengan  PIL.  Akibatnya,  medan magnet  daerah  aktif  menjadi  semakin tidak  potensial  (Fang et  al. ,  2012; Romano et al. , 2015). Perubahan kondisi medan  magnet  yang  semakin  tidak potensial  akibat  gerakan  plasma  di fotosfer  akan  menyebabkan  munculnya arus  listrik,  sehingga  kerapatan  arus listrik  terus  meningkat.  Hubungan kerapatan  arus  listrik  dan  medan magnet  dinyatakan  dalam  hukum Ampere sebagai,
𝛁 × 𝑩 = 𝜇 0 𝑱 (1-1)
dengan B adalah  kerapatan  fluks magnet.
Keberadaan  arus  listrik  akan meningkatkan suplai energi dari fotosfer
ke  atmosfer  Matahari  (kromosfer  dan korona)  yang  dapat  diukur  melalui perhitungan fluks Poynting,
𝑺 = 1 𝜇 0 𝑬 × 𝑩 (1-2)
dengan E adalah  vektor  medan  listrik (Kazachenko et al. , 2015). Selisih energi magnetik total pada medan magnet non potensial  dan  medan  magnet  potensial disebut  sebagai  energi  bebas  ( free energy )  atau  energi  berlebih  ( excess energy ).  Dalam  suatu  peristiwa  ledakan Matahari,  energi  bebas  ini  dilepaskan sehingga  energi  magnetik  cenderung akan semakin mendekati energi potensialnya.    Dengan  demikian,  dapat dikatakan  bahwa  terdapat  keterkaitan erat antara dinamika  plasma  di  fotosfer dengan sistem kemagnetan dan kelistrikan,  serta  tingkatan  energi  di daerah aktif. Dengan kata lain, semakin medan  magnet  menjadi  non  potensial, kerapatan  arus  listrik  dan  energi magnetik juga akan cenderung meningkat. Peningkatan arus listrik dan energi magnetik di daerah aktif menandakan peningkatan kemungkinan terjadinya  ledakan  Matahari  di  daerah tersebut (Sakurai, 1989).
Keterkaitan  antara  parameter- parameter  di  fotosfer  dan  kemungkinan terjadinya  ledakan  Matahari  telah menarik  minat  para  peneliti  untuk meneliti  hubungan  yang  ada.  Schrijver (2007)  menemukan  bahwa  medan magnet di sekitar PIL pada daerah aktif penghasil  ledakan  Matahari  memiliki gradien  yang  tinggi  karena  sudut  geser yang  besar  sehingga  menjadi  tempat akumulasi  arus  listrik  dan  energi magnetik.  Kombinasi  dari  besarnya gradien  medan  magnet,  panjang  PIL, dan  nilai  fluks  magnet  yang  terlibat dapat  dikuantifikasi  untuk  diperoleh suatu nilai yang dapat digunakan untuk prediksi  ledakan Matahari dan  lontaran massa  korona  (Falconer et  al. ,  2008; Moore et  al. ,  2012).  Leka  dan  Barnes (2007) menemukan bahwa fluks magnetik  total  dan  arus  vertikal  total
merupakan dua parameter utama untuk memprediksi terjadinya ledakan Matahari.
Untuk  menurunkan  parameter- parameter  terkait  medan  magnet  dan listrik  diperlukan  data  magnetogram  di fotosfer  (Gary et  al. ,  1987).  Salah  satu sumber  data  magnetogram  yang  umum digunakan saat  ini adalah data Spaceweather  HMI  Active  Region  Patch (SHARP)  dari  instrumen Helioseismic Magnetic  Imager (HMI)  pada  wahana Solar  Dynamic  Observatory (SDO)  yang mempunyai resolusi temporal  12 menit. Beberapa penelitian telah menggunakan data SHARP beserta parameter- parameter  turunannya  untuk  prediksi ledakan Matahari dengan metode machine  learning (Bobra  and  Couvidat, 2015;  Florios et  al. ,  2018,  Nishizuka et al. ,  2017).  Namun,  karena  deteksi daerah  aktif  pada pipeline SHARP dilakukan  secara  otomatis,  terkadang dalam  satu daerah  ( patch )  terdapat  dua atau  lebih  sistem  kemagnetan.  Hal  ini menyebabkan perlu dilakukannya prosedur lain untuk melakukan analisis detail mengenai suatu ledakan Matahari di daerah aktif.
Salah satu gabungan daerah aktif yang terdeteksi oleh SHARP sebagai satu nomor patches adalah NOAA 12017 dan NOAA  12018.  Kedua  daerah  aktif  ini tergabung  dalam  nomor HMI  Active Region Patches (HARP) yang sama, yaitu 3894,  meskipun  kedua  daerah  aktif tersebut mempunyai karakteristik berbeda.  NOAA  12017  menghasilkan beberapa  ledakan  Matahari,  termasuk ledakan  Matahari  kelas  M  dan  kelas  X, sementara  NOAA  12018  cenderung tenang. Adanya perbedaan karakter dua daerah  aktif  ini  akan  membingungkan dalam memahami perhitungan parameter-parameter  yang  diturunkan oleh SHARP jika perhitungannya digabung menjadi satu. Oleh karena itu, perlu adanya upaya untuk menurunkan parameter-parameter  fisis  daerah  aktif tanpa  harus  bergantung  pada  hasil penurunan  SHARP  yang  tercantum  di
metadata. Penurunan
parameter- parameter  fisis  secara  mandiri  hanya dari data medan magnet dapat membantu  pemahaman  yang  lebih mendalam  dan  utuh  terhadap  kondisi daerah aktif.
Makalah  ini  memiliki  dua  tujuan utama: pertama, memberikan penjelasan fisis kepada pembaca mengenai  beberapa  parameter  daerah aktif  dan  bagaimana  cara  menghitung parameter-parameter  tersebut;  kedua, menyelidiki bagaimana evolusi beberapa parameter  fisis  untuk  NOAA  12017 selama  periode  tenang  dan  aktif  pada
27-29 Maret 2014.
Meskipun menghasilkan  flare  kelas  M  dan  X, evolusi  medan  magnet  dan  arus  listrik di  permukaan  daerah  aktif  ini  belum mendapat  perhatian  dari  peneliti  lain. Beberapa  penelitian  lain  mengenai daerah  aktif  ini  telah  dilakukan,  tetapi menitikberatkan  pada  aspek  penyebab terjadinya  lontaran  filamen  dan  emisi gelombang  elektromagnet  saat  flare kelas  X1.0  terjadi  (Woods et  al. ,  2017; Woods et  al. 2018;  Judge et  al. ,  2015). Sementara  itu,  kajian  kami  lebih menekankan  pada  analisis  perubahan medan  magnet  dan  arus  listrik  jangka panjang  selama  beberapa  hari  sebelum dan setelah flare terjadi.
Daerah  aktif  ini  penting  dikaji karena  selain menghasilkan flare kelas- M  dan  X,  data  SHARP  yang  ada  tidak memisahkan  daerah  aktif  ini  secara khusus, sehingga perhitungan parameter yang diberikan dalam metadata  SHARP  tidak  spesifik.  Atas dasar  itu,  kami  merasa  perlu  untuk menyelidikinya  dan  menunjukkan  cara pengolahan  data  yang  kami  lakukan. Kami  juga  menunjukkan  bagaimana perhitungan  beberapa  parameter  yang terkait  kemagnetan  dan  kelistrikan dapat mengoptimalkan penggunaan data SHARP untuk keperluan prakiraan ledakan  Matahari.  Dari  penelitian  ini, kami berharap dapat menambah khazanah  metode  prakiraan  ledakan Matahari  di  daerah  aktif,  khususnya
yang  berlandaskan  pada  pemahaman fisis  ledakan  Matahari,  serta  dapat mengaplikasikannya  dalam  kegiatan prakiraan cuaca antariksa serta pengaruhnya  ke  lingkungan  Bumi terutama  di  atas  wilayah  Indonesia. Kami  berharap,  penelitian  ini  dapat mendukung pemberian informasi prediksi  cuaca  antariksa  harian  yang disampaikan oleh Pusat Sains Antariksa LAPAN dalam portal Space Weather and Forecast  Services (SWIFtS)  yang  dapat diakses melalui http://swifts.sains. lapan.go.id/.

## 2 DATA DAN METODOLOGI

## 2.1   Data
Data  yang  digunakan  dalam penelitian ini diperoleh dari data SHARP (Bobra et  al. ,  2014)  yang  merupakan turunan  data  pengamatan  instrumen Helioseismic  and  Magnetic  Imager (HMI)
pada wahana Solar Dynamics
Observatory (SDO)  (Pesnell et  al. ,  2012; Scherrer et  al. ,  2012).    HMI  melakukan pengamatan medan magnet di permukaan  Matahari  secara  piringan penuh ( full disk ) pada panjang gelombang  6173  Angstrom  dengan resolusi spasial sebesar 1 arcsec (Schou et  al. ,  2012).  Dari  data  piringan  penuh, dilakukan  metode  deteksi  otomatis sehingga  diperoleh  potongan  tertentu ( patch ) yang diidentifikasi sebagai daerah  aktif.  Setiap patch yang diidentifikasi  akan  diikuti  jejaknya ( track )  selama  muncul  di  piringan Matahari.
Data  medan  magnet  untuk masing-masing patch disimpan  dan ditampilkan  dalam  koordinat  kartesian pada  peta  dengan  proyeksi cylindrical equal  area (CEA).  Data  untuk  setiap patch mengandung informasi tiga komponen  vektor  medan  magnet  yang direpresentasikan sebagai B_rad, B_phi, dan B_theta. Selain itu, disediakan juga nilai  parameter-parameter  turunan  dari medan  magnet  yang  disimpan  dalam metadata untuk setiap patch .
Data  SHARP  dengan  resolusi waktu  12  menit  dapat  diunduh  melalui alamat  situs  http://jsoc.stanford.edu/ ajax/lookdata.html?ds=hmi.sharp_cea_7 20s.  Kami  mengunduh  data  dengan menggunakan modul drms pada pemrograman  Python  (Glogowski  dan Bobra, 2016).
Dalam penelitian ini, kami hanya menggunakan  data  SHARP  untuk memperoleh  tiga  komponen  vektor medan  magnet  yang  kami  nyatakan sebagai  B x =B_phi,  B y =-B_theta,  dan B z =B_rad.    Kami  menggunakan  data SHARP  untuk  nomor  katalog  HARP 3894  yang  meliputi  NOAA  12017  dan NOAA  12018  (Gambar  2-1).  Data  yang digunakan  adalah  data  dengan  resolusi waktu  satu  jam  mulai  pukul  00:00  UT 27  Maret  2014  hingga  23:00  UT  29 Maret 2014 agar evolusi jangka panjang
medan magnet kelompok bintik tersebut dapat teramati dengan baik.

## 2.2   NOAA 12017
Daerah  aktif  yang  kami  teliti adalah  NOAA  12017  yang  berada  di sebelah  utara  NOAA  12018  dalam medan  pandang  SHARP  (kotak  merah Gambar  2-1),  dinamakan  sebagai  WIL1. NOAA  12017  berada  pada  posisi heliografik  N09  W05  pada  20:30  UT  27 Maret  2014,  dan  berada  di  N10  W32 pada 20:30  UT  29 Maret  2014.  Artinya, daerah aktif ini pada saat itu cenderung berada di dekat pusat piringan Matahari sehingga  nilai  vektor  medan  magnet yang kami gunakan dalam penelitian ini valid.  Penggunaan  data  vektor  medan magnet  untuk  lokasi  daerah  aktif  di dekat  tepi  piringan  Matahari  (bujur>70 derajat)  memiliki  tingkat  kepercayaan yang rendah (Bobra et al. , 2014).
Gambar  2-1:  Komponen  radial  medan  magnet  (B z )  dari  data  SHARP  untuk nomor  HARP  3894  pada  tanggal  29  Maret  2014  pukul  19:00 UT. Kotak merah dan biru menunjukkan wilayah 1 (WIL1) dan wilayah  2  (WIL2),  secara  berurutan.  WIL1  melingkupi  NOAA 12017.  WIL2  melingkupi  wilayah  yang  memiliki  dinamika magnetik tinggi, yang menjadi fokus bahasan pada penelitian ini.  Tanda  panah  kuning  menunjukkan  daerah  inti  yang menjadi lokasi awal terjadinya flare.
NOAA  12017  muncul  sebagai sebuah bipole sederhana dengan konsentrasi  polaritas  positif  di  timur dan negatif di barat. Seiring berjalannya waktu,  di  tengah  daerah  polaritas negatif muncul fluks magnetik ( emerging  flux )  dengan  polaritas  positif yang  mendesak  fluks  sebelumnya  dan bertambah  lebar  (lihat  Gambar  2-2). Perluasan  fluks  baru  ini  disertai gerakan plasma yang bergeser
membentuk medan magnetik yang lebih kompleks  di  sebelah  barat.  Daerah  di
sebelah  barat  ini,  dinamakan  sebagai WIL2,    kami  tandai  dengan  kotak  biru pada  Gambar  2-1  dan  menjadi  fokus pembahasan kami pada penelitian ini.

## Tabel  2-1:  LEDAKAN  MATAHARI  DENGAN KELAS  >    C  YANG  DIHASILKAN NOAA 12017
Kelas Tanggal (Maret 2014) Waktu puncak ledakan (UT) M2.0 28 19:04 M2.6 28 23:44 X1.0 29 17:35
Gambar 2-2: Perubahan medan magnet di NOAA 12017 pada 27 Maret 2014 00:00 UT (a), 28 Maret 2014 00:00 UT (b), dan 29 Maret 2014 00:00 UT (c). Tanda panah kuning menunjukkan fluks  magnetik  baru  dengan  polaritas  positif  yang  muncul  dan  berkembang  di  daerah dengan polaritas negatif. Daerah tersebut menjadi lokasi terjadinya ledakan Matahari.
Beberapa ledakan Matahari kelas C  dan  tingkat  energi  yang  lebih  tinggi (tabel  2-1)  terjadi  di  lokasi  yang ditunjukkan  oleh  tanda  panah  kuning pada  gambar  2-1.  Pada  saat  NOAA 12017  menghasilkan  banyak  ledakan Matahari kelas C, fluks dengan polaritas positif  di  sebelah  barat  telah  tumbuh besar dan terus meluas.

## 2.3  Metode
Pada  penelitian  ini  dihitung beberapa parameter fisis terkait kemagnetan  dan  kelistrikan  NOAA 12017.  Parameter-parameter  tersebut dipaparkan  masing-masing  pada  sub bagian berikut.

## 2.3.1 Medan Potensial
Medan  potensial  dihasilkan  dari asumsi  tidak  adanya  arus  listrik  yang mengalir  ( J= 0) pada  suatu  daerah  aktif dari  data  komponen  vertikal  medan magnet  (B z )  yang  diberikan  oleh pengamatan. Berdasarkan hukum Ampere  pada  persamaan  (1-1),  maka kondisi  medan  potensial  dinyatakan sebagai,
𝛁 × 𝑩 = 𝟎 (2-1)
Dari kondisi solenoidal medan magnet,
𝛁 ∙ 𝑩 = 𝟎 (2-2)
dapat  diturunkan  potensial  skalar medan  magnet  (Φ)  yang  memenuhi persamaan Laplace,
∇ 2 𝜙 = 0 (2-3)
Solusi  untuk  mencari  potensial skalar dapat diperoleh
dengan melakukan transformasi Fourier dari B z (Alissandrakis,  1981).  Selanjutnya,  nilai komponen  tangensial  untuk  vektor medan magnet potensial dapat diperoleh sebagai:
𝐵 𝑥𝑝 = − 𝑖𝑘 𝑥 𝑘 𝑧 𝐵 𝑧 ̃ (2-4)
𝐵 𝑦𝑝 = − 𝑖𝑘 𝑦 𝑘 𝑧 𝐵 𝑧 ̃ (2-5)
Dengan  i  adalah  satuan  bilangan imajiner,  k x ,  k y ,  dan  k z masing-masing adalah  bilangan  gelombang  untuk  arah sumbu  x,  y,  dan  z.  Serta, 𝑩 𝒛 ̃ adalah transformasi Fourier dari B z .
Medan  potensial  untuk  NOAA 12017  dihitung  dari  data  B z untuk setiap waktu pengamatan (per jam). Dari nilai  B xp dan  B yp ,  dapat  diketahui  arah vektor potensial dalam bidang permukaan dua dimensi di daerah aktif.
2.3.2 Sudut Geser ( Shear Angle )
Vektor  medan  magnet  dari  data pengamatan dan vektor medan potensial dapat  memiliki  besar  dan  arah  yang berbeda. Biasanya, vektor medan magnet dari pengamatan akan cenderung sejajar dengan vektor medan potensial  pada  saat  awal  pertumbuhan daerah  aktif.  Saat  daerah  aktif  menjadi semakin  kompleks,  arah  vektor  medan magnet  yang  teramati  akan  semakin menyimpang dari vektor medan potensial.  Penyimpangan  terbesar  akan terjadi  di  sepanjang  PIL  pada  daerah yang  mengalami  pergeseran  atau  rotasi plasma  yang  kuat.  Daerah  seperti  ini menjadi penanda terakumulasinya energi  magnetik  pada  medan  magnet yang non potensial.
Perbedaan  arah  vektor  medan magnet  teramati  dan  vektor  medan potensial dapat dihitung dengan mengukur sudut di antara kedua vektor. Sudut  antara  kedua  vektor  ini  disebut sebagai  sudut  geser  ( shear  angle ).  Pada suatu  titik  di  daerah  aktif,  nilai  sudut geser dapat dihitung sebagai,
𝜃 𝑠 = 𝑎𝑟𝑐𝑐𝑜𝑠 𝒂∙𝒃 |𝒂||𝒃| (2-6)
dengan a adalah vektor medan teramati di  suatu  titik,  dan b adalah  vektor medan  potensial  di  titik  tersebut (Romano  et  al,  2019)  (lihat  Gambar  2- 3(a,b)).  Gambar  2-3(d)  menunjukkan persebaran  sudut  geser  di  daerah  inti dari NOAA 12017.
Gambar 2-3: (a) Komponen vertikal medan magnet untuk daerah WIL2 dari data SHARP pada pukul 17:00 UT, 29 Maret 2019. (b) Vektor medan magnet horizontal di fotosfer untuk medan potensial (ungu) dan medan magnet teramati (hijau) pada daerah yang berada di dalam kotak jingga pada Gambar 2-3(a). Kontur biru muda menunjukkan garis balik polaritas (PIL).  (c)  Plasma  korona  tampak  pada  pengamatan  AIA  untuk  panjang  gelombang  171 Angstrom di sekitar daerah yang bersesuaian dengan Gambar 2-3(a) yang disuperposisi di atas gambar magnetogram. (d) Peta persebaran sudut geser untuk daerah yang sama seperti  pada  Gambar  2-3(b).  Garis  hijau  dan  kuning  menunjukkan  kontur  untuk medan magnet vertikal sebesar 500 dan -500 Gauss.

## 2.3.3 Energi Magnetik
Besarnya  proksi  energi  bebas dapat dihitung dari data medan magnet di  fotosfer  melalui  persamaan  (Zhang, 2016),
𝐸 𝑓 = ∫ 𝐵 𝑠 2 8𝜋 𝑑𝐴 (2-7)
dengan
𝑩 𝒔 = 𝑩 𝒐𝒃 − 𝑩 𝒑𝒐𝒕 (2-9)
B ob adalah vektor  medan  magnet teramati  dan B pot adalah  vektor  medan magnet  potensial.  Akumulasi  energi magnetik  untuk  seluruh  atau  sebagian wilayah  di  daerah  aktif  dapat  dihitung dengan  mengintegrasikan  nilai  energi magnetik di setiap grid. Distribusi energi bebas secara spasial dapat menunjukkan  wilayah  mana  di  daerah aktif  yang  paling  berpotensi  menjadi
tempat  pelepasan  energi  pertama  pada awal  peristiwa  flare.  Karena  dalam penelitian kali ini kami hanya menggunakan  data  dua  dimensi  hasil pengamatan, maka nilai energi magnetik tidak dapat dihitung secara utuh dalam tiga  dimensi.  Oleh  karena  itu,  nilai energi magnetik yang dihitung hanyalah nilai  pendekatan  (proksi)  dari  energi magnetik sebenarnya.
Sebagai  konfigurasi  magnetik paling sederhana, medan potensial akan memiliki tingkatan energi terendah yang mungkin  terbentuk  di  suatu  daerah aktif. Oleh sebab itu, medan magnet non potensial  dari  hasil  pengamatan  akan memiliki  energi  yang  lebih  tinggi  dari energi  potensialnya.  Kelebihan  energi ( excess energy ) dari medan magnet hasil pengamatan  ini  akan  menjadi  energi bebas  yang  akan  dilepaskan  pada  saat terjadi ledakan Matahari.

## 2.3.4 Arus Vertikal
Arus listrik  di daerah aktif dapat muncul  sebagai  akibat  dari  perubahan medan magnet, seperti yang dinyatakan dalam Persamaan (1-1). Persamaan (1-1) menyiratkan  bahwa,  dari  data  di fotosfer,  arus  listrik  hanya  dapat dihitung  untuk  komponen  vertikal.  Hal ini  disebabkan  karena  turunan  fungsi medan  magnet  ke  arah  vertikal  (dz) tidak diketahui, sehingga operasi vektor di suku sebelah kiri pada Persamaan (1- 1) hanya dapat dihitung dari perubahannya  di  arah  horizontal  (dx dan dy). Dengan menggunakan persamaan  (1-1),  arus  vertikal  dapat dihitung dengan persamaan berikut,
𝐽 𝑧 = (𝛁×𝑩) 𝑧 𝜇 0 (2-9)
dengan  J z adalah  komponen  vertikal arus listrik di fotosfer (Vemareddy et al. , 2015;  Bobra  and  Couvidat,  2015; Vemareddy et al. , 2019).
Distribusi  spasial  dari  arus vertikal  dapat  menandakan  distribusi sistem  kelistrikan  di  daerah  aktif. Daerah  dengan  konsentrasi  kerapatan arus listrik yang tinggi dapat menandakan
struktur pemisah
konektivitas  garis  gaya  magnet  di fotosfer pada proses terjadinya rekoneksi magnetik saat ledakan Matahari  terjadi  (Janvier et  al. ,  2014). Besarnya  kerapatan  arus  vertikal  di permukaan Matahari dapat menentukan kemungkinan terjadinya ledakan Matahari di suatu wilayah tertentu.
Dalam  penelitian  ini,  arus  listrik vertikal  dihitung  dari  data  medan magnet
(magnetogram)
hasil pengamatan  untuk  setiap  waktu  (per jam)  pada  setiap  grid.  Penurunan turunan (dB x /dy dan dB y /dx) dilakukan dengan  menggunakan  metode  beda hingga  tengah  ( central  finite  difference ) mempertimbangkan  lima  stensil.  Untuk menghindari  banyaknya  muncul noise pada perhitungan arus yang berasal dari daerah  dengan  kerapatan  fluks  magnet rendah,  kami  mengabaikan  nilai  arus
listrik  dari  daerah  dengan  kerapatan fluks magnet di bawah 100 G. Dari hasil perhitungan  arus  listrik    di  setiap  grid, dihitung  juga  arus  vertikal  total  untuk wilayah
NOAA 12017
dengan mengintegrasikannya  untuk  seluruh wilayah yang terkait.

## 2.3.5 Netralitas Arus
Arus  listrik  yang  dihitung  untuk setiap  polaritas  dapat  didominasi  oleh arus  yang  searah  dengan  polaritas magnetik atau berkebalikan. Jika dalam suatu  polaritas  magnetik,  arah  arus listrik  yang  searah  dengan  medan magnet  lebih  dominan,  maka  daerah tersebut  didominasi  oleh  helisitas  arus positif. Sebaliknya, helisitas arus negatif akan  lebih  dominan  jika  arus  listrik yang  berkebalikan  dengan  arah  medan magnet lebih dominan.
Perbandingan  besar  arus  listrik yang  searah  ( direct  current/DC )  dan yang  berkebalikan  ( reverse  current/RC ) dengan  medan  magnet  menentukan seberapa  netral  arus  listrik  di  daerah tersebut.  Daerah  aktif  yang  stabil cenderung  memiliki  arus  listrik  yang netral  (|DC|/|RC|≈1)  (Parker,  1996). Sebaliknya, daerah aktif yang didominasi  oleh  salah  satu  arus  akan cenderung  tidak  stabil,  artinya  ledakan Matahari  dapat  semakin  mungkin terjadi (Georgoulis et al. , 2012; Liu et al. , 2017).
Pada  penelitian  ini,  kesesuaian arah  komponen  vertikal  arus  listrik terhadap  komponen  radial  medan magnet  diselidiki  dengan  menghitung nilai
𝐻 = 𝐽 𝑧 ∙ 𝐵 𝑧 (2-10)
dengan  nilai  H  sebanding  dengan besarnya helisitas arus (h c ) (Pipin, et al. , 2019). Helisitas arus merupakan pengembangan konsep helisitas magnetik  yang  bermakna  seberapa besar suatu garis gaya magnet berpuntir atas  garis  gaya  magnet  lainnya  (Berger and  Field,  1984).  Helisitas  arus  secara
matematis  (Pevtsov et  al. ,  2008) didefinisikan sebagai
ℎ 𝑐 = ∫ 𝑩 ∙ 𝛁 × 𝑩 𝑑𝑉 (2-11)
Untuk  keperluan  yang  lebih praktis,  nilai  helisitas  arus  dapat didekati  dengan  persamaan  (2-10) (Bobra  and  Ilonidis,  2016;  Bobra  and Couvidat, 2015).
Netralitas arus (|DC|/|RC|) dihitung  dengan  membandingkan  nilai (|H DC |/|H RC |)  dengan  menggunakan persamaan (2-10) untuk seluruh daerah yang mencakup WIL1 dan WIL2. Nilai ini dihitung untuk setiap waktu pengamatan yang digunakan (per jam).

## 3 HASIL DAN PEMBAHASAN
Untuk  menghitung  parameter- parameter  yang  terkait  dengan  energi bebas dan sudut geser, langkah pertama yang  dilakukan  adalah  menghitung medan potensial. Dengan menggunakan B z hasil pengamatan pada setiap waktu, komponen  horizontal  medan  potensial (B xp dan  B yp )  dapat  dihitung.  Dari  hasil perhitungan,  vektor  medan  magnet potensial  pada  arah  horizontal  diplot pada  bidang  permukaan  Matahari. Panah-panah  ungu  dalam  Gambar  2- 3(b) menunjukkan vektor medan potensial  pada  daerah  di  dalam  kotak jingga  pada  Gambar  2-3(a)  sesaat sebelum  ledakan  Matahari  X1.0  terjadi (17:00  UT,  29  Maret  2014).  Tampak arah  vektor  potensial  cenderung  tegak lurus terhadap garis PIL yang berwarna biru.
Hasil  pengamatan  menunjukkan bahwa  vektor  medan  magnet  teramati (panah  hijau  pada  Gambar  2-3(b)) memiliki  arah  yang  berbeda  dengan vektor  medan  potensial,  terutama  di dekat  PIL.  Kemunculan  fluks  magnetik baru berperan besar dalam meningkatkan  perbedaan  arah  vektor medan  magnet  potensial  dan  medan teramati. Perbedaan sudut antara vektor
medan  potensial  dan  medan  teramati yang  dihitung  dengan  Persamaan  (2-6) diplot  pada  Gambar  2-3(d).  Tampak pada  Gambar  2-3(d),  daerah  yang berbatasan  dengan  PIL  di  sekitar kemunculan  fluks  baru  memiliki  beda sudut  lebih  dari  70  derajat.  Hasil  ini mengindikasikan  bahwa  di  daerah sekitar PIL ini medan magnet mengalami puntiran  kuat  karena  gerak  plasma  di permukaan  daerah  aktif.  Hal  ini  dapat terlihat dari medan magnet korona yang tampak  pada  emisi  plasma  pada panjang gelombang 171 Angstom (sekitar 6 × 10 5 K pada daerah di korona) yang  diamati  oleh Atmospheric  Imaging Assembly (AIA) (Lemen et al. , 2012) pada wahana SDO (lihat Gambar 2-3(c)). Pada panjang  gelombang  ini, loop medan magnet  di  atas  daerah  aktif  dapat teramati  secara  jelas.    Tampak  di  atas PIL,  medan  magnet  korona  terpuntir membentuk sigmoid seperti  huruf  S. Keberadaan sigmoid di  daerah  aktif dapat
menjadi penanda ketidakpotensialan  medan  magnet  di daerah  aktif  tersebut  (Canfield et  al. , 1999).
Gambar 3-1 menunjukkan evolusi  parameter  magnetik  dan  arus listrik  untuk  medan  pandang  yang tercakup  dalam  data  SHARP  yang digunakan  (sama  seperti  Gambar  2-1). Gambar di kolom paling kiri menunjukkan  bagaimana  evolusi  energi magnetik  bebas  berkembang.  Pada tanggal  27  Maret,  energi  bebas  masih bernilai  sangat  rendah  hampir  di seluruh daerah aktif. Sehari setelahnya, energi  bebas  meningkat  khususnya  di sekitar  daerah  inti  WIL2.  Di  hari terakhir,  kerapatan  energi  magnetik  di sekitar  PIL  dekat  kemunculan  fluks magnetik  menjadi  semakin  tinggi.  Hal ini jauh berbeda  dengan daerah lainnya yang cenderung tidak mengalami peningkatan  kerapatan  energi  selama tiga hari.
Gambar  3-1:  Proksi  energi  bebas  (kolom  kiri),  sudut  geser  (kolom  tengah),  dan  kontur  arus  listrik vertikal (kolom kanan) pada 00:00 UT 27 Maret (baris atas), 06:00 UT 28 Maret (baris tengah),  dan  17:00  UT  29  Maret  2014  (baris  bawah).  Seluruh  gambar  ditampilkan dalam medan pandang SHARP yang sama dengan Gambar 2-1, dengan sumbu gambar dalam  satuan  piksel.  Harap  diperhatikan  bahwa  skala  warna  pada  tingkatan  energi bebas (erg/cm) tidak  sama untuk setiap waktu. Kontur merah (biru) pada kolom arus vertikal menunjukkan arus listrik sebesar 20 (-20) mA/m 2 .
Selain  mengalami  peningkatan energi  bebas,  peningkatan  sudut  geser dan  arus  vertikal  juga  terjadi  di  daerah yang  sama.  Hasil  ini  ditunjukkan  oleh evolusi  distribusi  sudut  geser  dan  arus vertikal    seperti  tampak  pada  kolom tengah  dan  kanan  di  Gambar  3-1.  Hal ini menunjukkan bahwa medan magnet berevolusi  begitu  dinamis  pada  daerah WIL2  akibat  adanya  kemunculan  fluks magnetik  positif  yang  mendesak  fluks magnetik  negatif  yang  sudah  ada sebelumnya.  Kemunculan  fluks  baru tersebut  membawa  energi  magnetik baru  dan  juga  meningkatkan  energi bebas  karena  gerak  geser  dengan plasma  yang  telah  ada.  Pergeseran  ini
menyebabkan  kerapatan  arus  listrik  di daerah ini meningkat.
Hasil  perhitungan  lebih  lanjut terhadap arah arus listrik menunjukkan bahwa  daerah  ini  didominasi  oleh helisitas arus positif. Artinya, kebanyakan  arus  vertikal  di  daerah  ini searah  dengan  arah  komponen  vertikal medan  magnet.  Konfigurasi  seperti  ini diperkuat  dengan  keberadaan sigmoid yang  memiliki  bentuk  seperti  huruf  S sebagai ciri helisitas positif.   Sedangkan helisitas negatif akan cenderung membentuk sigmoid berbentuk  huruf  S terbalik.
Untuk
dapat mengetahui kecenderungan evolusi setiap parameter yang  diteliti,  dilakukan  perhitungan
akumulasi  atau  total  dari  setiap parameter  pada  tiap  waktu  (per  jam). Nilai  total  dihitung  dengan  cara mengintegrasikan  hasil  perhitungan  di setiap  grid  untuk  keseluruhan  wilayah yang terkait. Kami membedakan perhitungan  nilai  total  untuk  dua wilayah,  yaitu  WIL1 dan  WIL2.  Cara ini digunakan agar dapat diketahui seberapa sensitif perubahan
perhitungan  parameter  untuk  luas wilayah yang berbeda.
Gambar 3-2 menunjukkan evolusi  energi  bebas  total,  arus  vertikal total,  helisitas  arus  total,  dan  rasio netralitas  arus  dari  daerah  di  WIL1. Tampak  dari  gambar  ini  bahwa  pada awalnya  keseluruhan  parameter  di NOAA  12017  bernilai  relatif  rendah. Peningkatan  nilai  seluruh  parameter hampir  terjadi  dalam  waktu  yang bersamaan,  yaitu  saat  fluks  magnetik positif  muncul  di  daerah  dengan polaritas negatif.  Sekitar 12 jam setelah kenaikan  ini,  terjadi  ledakan  Matahari kelas  C  untuk  pertama  kalinya  dari NOAA 12017.
Dalam  kurun  9  jam  setelah ledakan  Matahari  kelas  C  pertama terjadi,  tren  dari  nilai  setiap  parameter cenderung  stabil  sampai  terjadi  empat ledakan  Matahari  kelas  C  sesaat sebelum  pukul  18:00  UT  pada  tanggal 28  Maret.  Setelah  itu,  nilai  parameter- parameter  ini  menurun  (gambar  3-2). Kenaikan  energi  bebas,  helisitas  arus, dan  rasio  netralitas  arus  cenderung jelas  teramati  setelah  fluks  baru muncul.  Sementara  itu,  kenaikan  arus vertikal  total  lebih  sulit  diamati  karena fluktuasi  nilainya  cukup  besar  (gambar 3-2).  Hal  ini  dapat  disebabkan  karena perhitungan  dilakukan  untuk  seluruh wilayah  di  daerah  aktif  sehingga  ada kemungkinan  masih  banyak  derau ( noise )  yang  ikut  terhitung,  khususnya dari  daerah  dengan  kerapatan  fluks magnet yang relatif rendah (<200G).
Setelah  terjadi  ledakan  Matahari kelas M (garis kuning pada gambar 3-2), nilai setiap parameter kembali meningkat.  Peningkatan  untuk  energi magnetik  total  mencapai  puncaknya pada sekitar pukul 09:00 UT tanggal 29 Maret. Bersamaan dengan ini, parameter-parameter lainnya juga mencapai  nilai  puncak.  Tujuh  ledakan Matahari kelas  C dan  akhirnya  ledakan Matahari  kelas  X1.0  ((garis  biru  pada gambar  3-2)  menyebabkan  nilai  energi total  turun  signifikan.  Proksi  energi bebas  turun  sebesar  2×10 22 erg/cm setelah  terjadi  ledakan  Matahari  kelas X1.0.  Penurunan  seperti  ini  tidak terlihat  untuk  ledakan  Matahari  kelas M2.6 yang terjadi pada 23:44 UT tanggal 28  Maret.  Nilai  parameter  lainnya  juga mengalami  tren  penurunan  setelah ledakan Matahari kelas X terjadi.
Gambar 3-3 menunjukkan evolusi  nilai  total  dari  parameter- parameter  seperti  pada  Gambar  3-2, hanya  saja  untuk  daerah  WIL2.  Secara umum,  tren  kenaikan  dan  penurunan setiap  parameter  mirip  seperti  pada Gambar 3-2. Namun, besarnya nilai dari parameter-parameter di daerah lokal ini lebih  kecil  dari  nilai perhitungan  untuk keseluruhan  daerah  aktif.  Hal  ini menunjukkan  bahwa  sebenarnya  nilai total dari setiap parameter lebih banyak dipengaruhi  oleh  daerah  inti,  yaitu daerah dengan konsentrasi dan dinamika  medan  magnet  yang  kuat. Meskipun  begitu,  fluktuasi  nilai  arus vertikal  total  di  daerah  WIL2  tampak lebih  kecil  daripada  untuk  keseluruhan daerah aktif (WIL1). Hasil ini mengindikasikan  bahwa  perhitungan arus  vertikal  cukup  sensitif  terhadap luas  area  integrasinya.  Semakin  luas area  integrasi,  semakin  besar  nilai ketidakpastian perhitungan arus vertikal  yang  diperoleh,  jika  tidak disertai dengan pemilihan fluks magnetik yang relevan.
Gambar  3-2:  Dari  atas  ke  bawah:  total  energi bebas,  total  arus  vertikal,  total helisitas  arus,  dan  rasio  arus searah  dan  arus  berbalik  untuk wilayah  WIL1  yang  meliputi seluruh  NOAA  12017.  Sumbu  X dimulai  pada  tanggal  27  Maret 2014.  Garis  vertikal  ungu, kuning,  dan  biru  pada  setiap gambar secara
berurutan menunjukkan  waktu  terjadinya ledakan Matahari untuk kelas C,
M, dan X.
Kami  juga  menemukan  bahwa rasio netralitas arus untuk perhitungan pada WIL2 memberikan hasil yang lebih konsisten  dengan  teori  netralitas  arus daripada  WIL1.  Pada  Gambar  3-2  di panel paling bawah, rasio netralitas arus berada pada angka sedikit di bawah 1.2 untuk tanggal 27 Maret pukul 00:00 UT (waktu  awal).  Padahal,  saat  itu  daerah
aktif  masih  sangat  sederhana  dan idealnya arus listriknya netral atau nilai rasio netralitas arus mendekati satu.
Gambar  3-3:  Dari  atas  ke  bawah:  total  energi bebas,  total  arus  vertikal,  total helisitas  arus,  dan  rasio  arus searah  dan  arus  berbalik  untuk wilayah  WIL2  yang  merupakan daerah  inti  dari  NOAA  12017. Garis vertikal ungu, kuning, dan biru  pada  setiap  gambar  secara berurutan  menunjukkan  waktu terjadinya ledakan Matahari untuk kelas C, M, dan X.
Sementara itu, pada panel terbawah  dari  gambar  3-3,  netralitas arus  mendekati  satu  sejak  awal,  dan baru  meningkat  tajam  saat  timbulnya fluks baru magnetik hingga arus searah (DC)  bernilai  dua  kali  arus  yang berlawanan  arah.  Hasil  di  Gambar  3-3
ini lebih sesuai dengan konsep netralitas arus yang diharapkan muncul dari konfigurasi medan magnet sederhana  yang  mendekati  medan potensial.  Ini  bisa  jadi  disebabkan  oleh area  integrasi  WIL2  hanya  mencakup daerah  dengan  arus  yang  relevan. Sementara  integrasi  di  seluruh  daerah aktif  (WIL1)  akan  mengikutsertakan banyak  noise  dan  arus-arus  yang mungkin  mengarah  ke  daerah  aktif NOAA 12018 yang lokasinya
berdekatan.
4

## KESIMPULAN
Pada
makalah ini, kami menjelaskan  bagaimana  peran  medan magnet  di  Matahari  dalam  menentukan tingkat produktivitas suatu daerah aktif. Meskipun  hanya  menggunakan  data medan  magnet  di  permukaan  (fotosfer), karakteristik  produktivitas  daerah  aktif dapat diperoleh melalui nilai-nilai proksi dari parameter-parameter fisis sebenarnya  yang  menempati  ruang  tiga dimensi. Kami menunjukkan bagaimana parameter energi bebas dan sudut geser dapat diturunkan melalui hasil pengamatan  dan  perhitungan  medan potensial. Kami juga menjelaskan bagaimana  arus  listrik  dan  helisitas arus  di  permukaan  Matahari  dapat didekati  nilainya  secara  sederhana asalkan diketahui vektor medan magnet di permukaan tersebut.
Hasil penelitian kami
menunjukkan  bahwa  dinamika  NOAA 12017 sangat dipengaruhi oleh kemunculan fluks magnetik positif yang timbul  di  tengah  daerah  dengan polaritas  negatif.  Fluks  baru  ini meningkatkan  energi  magnetik  sistem secara  signifikan  dalam  kurun  waktu  8 jam  setelah  kemunculannya    sehingga meningkatkan potensi terjadinya beberapa  ledakan  Matahari.  Hasil  ini senada  dengan  hasil  yang  diperoleh untuk  kasus  flare  besar  dari  daerah aktif  NOAA  11158  (Vemareddy et  al. , 2015)  dan  12673  Vemareddy et  al. , 2019). Kehadiran fluks baru yang timbul
di  bagian  daerah  aktif  yang  berbeda polaritas  magnetiknya  memang  telah diketahui
dapat menyebabkan terjadinya  ledakan  Matahari  melalui mekanisme penihilan fluks ( flux cancellation ) atau sebagai pemicu ( trigger ) bagi terjadinya ledakan Matahari (Zhang et al. , 2001; Kusano et al. ,  2012).  Hasil  penelitian  kami menguatkan hasil penelitian
sebelumnya mengenai hal ini.
Kami menemukan bahwa di sepanjang  garis  balik  polaritas  antara fluks  yang  baru  muncul  ( emerging  flux ) dan  fluks  lama  terjadi  peningkatan sudut  geser  yang  menandakan  medan magnet  yang  semakin  non  potensial. Ketidakpotensialan  juga  diindikasikan dengan  peningkatan  kerapatan  energi bebas  dan  arus  vertikal  di  daerah tersebut.  Pengamatan  SDO/AIA  pada panjang  gelombang soft X-ray  dan ultraviolet ekstrem menunjukkan bahwa ledakan  Matahari  bermula  dari  daerah dengan  tingkat  non  potensial  yang tinggi.  Hasil  ini  menunjukkan  bahwa analisis distribusi spasial energi magnetik  dan  arus  listrik  dapat membantu  kita  memahami  peluang tempat  kejadian  ledakan  Matahari  di suatu daerah aktif.
Hasil analisis kami menunjukkan bahwa  arus  listrik  cenderung  bersifat netral  pada  awal  perkembangan  NOAA 12017. Perhitungan netralitas arus pada WIL2  saja  lebih  konsisten  dengan  teori netralitas arus dibandingkan perhitungan  pada  keseluruhan  daerah aktif  (WIL1).  Hasil  ini  menunjukkan bahwa  pemilihan  area  analisis  untuk menghitung  parameter  fisis,  terutama yang berkaitan dengan arus listrik akan lebih  baik  jika  bersifat  lokal  di  daerah dengan  konsentrasi  energi  magnetik yang  tinggi.  Hal  ini  disebabkan  oleh kemungkinan  kesalahan  yang  lebih besar  pada  perhitungan  arus  listrik untuk  daerah  dengan  kerapatan  fluks magnet  yang  rendah.  Perhitungan  pada daerah  lokal  dan  penggunaan  ambang batas minimum untuk menghitung arus
vertikal  dapat  meningkatkan  tingkat kepercayaan perhitungan arus listrik.
Dari penelitian ini, dapat disimpulkan bahwa
parameter- parameter fisis daerah aktif yaitu energi bebas, arus vertikal,  helisitas  arus,  dan netralitas  arus  dapat  digunakan  untuk mengetahui  potensi  kejadian  ledakan Matahari  di  NOAA  12017.  Hasil  ini sesuai dengan hasil yang diperoleh oleh peneliti-peneliti
lainnya
yang menganalisis parameter-parameter tersebut  pada    daerah  aktif  yang  lain dengan  data  SHARP  (Vemareddy et  al. , 2015;  Romano et  al. ,  2015).  Namun demikian,  besarnya  nilai  energi  bebas total,  arus  vertikal  total,  dan  helisitas arus  total  hanya  bermakna  sebagai penanda  potensi  terjadinya  ledakan Matahari  jika  disertai  tren  kenaikan, karena  besarnya  nilai  dapat  berbeda- beda untuk setiap ledakan Matahari dan setiap  daerah  aktif.  Kami  menyarankan penggunaan rasio netralitas arus sebagai  penanda  terjadinya  ledakan Matahari  yang  paling  sesuai  jika  harus diaplikasikan  pada  daerah  aktif  yang lain.  Hal  ini  disebabkan  nilai  rasio netralitas  arus  yang  selalu  berada  di angka satu untuk keadaan netral dapat digunakan  sebagai  acuan  universal untuk berbagai ledakan Matahari. Tentu saja  kesimpulan  ini  masih  perlu diperkuat  dengan  menambah  jumlah sampel  daerah  aktif  dan  perhitungan arus listrik yang lebih baik lagi.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Penulis  mengucapkan terima kasih  kepada  tim  SDO,  HMI,  SHARP, dan  AIA  yang  telah  menyediakan datanya secara terbuka untuk penelitian ini.  Penelitian  ini  dilakukan  sebagai kegiatan  penelitian  mandiri dengan dana  DIPA  Pusat  Sains  Antariksa, LAPAN,  tahun  2019.  Penulis  berterima kasih  kepada  para  penelaah  (mitra bestari)  yang  telah  memberikan  saran- saran bagi perbaikan makalah ini.

## DAFTAR RUJUKAN
Alfven, H., 1942. Existence of Electromagnetic –
Hydrodynamic Waves , Nature, 150:405-406.
Alissandrakis, C.E., 1981. On the computetaion -Free Magnetic Field , Astronomy  and  Astrophysics,  100:197- 200.
Aulanier,  G.,  P.  Demoulin,  C.J.  Schrijver,  M. Janvier,  E.  Pariat,  dan  B.  Schmieder, 2013. The  Standard  Flare  Model  in Three  Dimensions  II.  Upper  Limit  on Solar  Flare  Energy ,  Astronomy  and Astrophysics, 549(A66):7pp.
Bobra,  M.G.,  X.  Sun,  J.T.  Hoeksema,   M. Turmon, Y. Liu, K. Hayashi, G. Barnes, dan  K.D.  Leka,  2014. The  Helioseismic and  Magnetic  Imager  (HMI)  Vector Magnetic  Field  Pipeline:  SHARPs – Space  Weather  HMI  Active  Region Patches ,  Solar  Physics,  289(9):3549- 3578.
Bobra, M.G. dan Couvidat S., 2015. Solar Flare
Prediction Using  SDO/HMI  Vector Magnetic  Field  Data  With  a  Machine Learning Program , Astrophysical Journal, 798(135):11pp.
Canfield,  R.C.,  H.S.  Hudson,  dan  D.E. McKenzie,  1999. Sigmoidal  Morphology and Eruptive Solar Activity , Geophysical Research Letters, 26, 627
Falconer,  D.A.,  R.L.  Moore,  dan  G.A.  Gary,
2008. Magnetogram  Measures  of  Total Nonpotentiality  for  Prediction  of  Solar CME From Active Regions of Any Degree of  Magnetic  Complexity ,  Astrophysical Journal, 689:1433-1442.
Fang,  F.,  W.  Manchester  IV,  W.P.  Abbett,  dan
B.  van  der  Holst,  2012. Buildup  of Magnetic Shear and Free Energy During Flux  Emergence  and  Cancellation , Astrophysical Journal, 754: 15(9pp). Florios,  K.,  I.  Kontogiannis,  S-H.  Park, J.A. Guerra,  F.  Benvenuto,  D.  Shaun Bloomfield, dan M.K. Georgoulis, 2018. Forecasting Solar Flares Using Magnetogram-Based Predictors and Machine  Learning , Solar Physics, 293(2):28.
Gary, G.A., R.L. Moore, M.J. Hagyard, dan B.M. Haisch,  1987. Nonpotential  features
observed in the   magnetic  field  of  an active region , The Astrophysical
Journal 314:782
Janvier,  M.,  G.  Aulanier,  V.  Bommier, B.
Schmieder, P. Démoulin, dan E. Pariat,
2014. Electric Currents in Flare Ribbons Observations  and  Three-Dimensional Standard Model , Astrophysical Journal, 788(1):60-70.
Judge,  P.G.,  L.  Kleint,  A.  Sainz-Dalda,  2015.
On  Helium  Line  Polarization  During  The Impulsive  Phase  Of  An  X1  Flare , Astrophysical Journal, 814,2.
Kazachenko, M.D., G.H. Fisher, B.T. Welsch, Y. Liu,  dan  X.  Sun,  2015. Photospheric Electric Fields and Energy Fluxes in the Eruptive  Active  Region  NOAA  1158 , Astrophysical Journal, 811, 1.
Kontogiannis,  I.,  M.K.  Georgoulis,  S.H.  Park, dan J.A. Guerra, 2017. Non-neutralized Electric Currents in Solar Active Regions and  Flare  Productivity ,  Solar  Physics, 292:159.
Kusano, K., Y. Bamba, T.T. Yamamoto, Y. Lida, S. Toriumi, dan A. Asai, 2012. Magnetic Field  Structures  Triggering  Solar  Flares and Coronal Mass Ejections , Astrophysical Journal, 760:31-39. Leka,  K.D.,  dan  G.  Barnes,  2007. Photospheric Magnetic  Field  Properties  of  Flaring versus  Flare-Quiet  Active  Regions  IV.  A Statistically Significance Sample ,
Astrophysical Journal, 656:1173-1186. Lemen,  J.  R.,  A.M.  Title,  D.J.  Akin,  P.F.
Boerner,  C.  Chou,  J.F.  Drake,  D.W.
Duncan, C.G. Edwards, F.M. Friedlaender, G.F. Heyman, N.E. Hurlburt,  N.L.  Katz,  G.D.  Kushner, M.Levay,  R.W.  Lindgren,  D.P.  Mathur, E.L. McFeaters, S. Mitchell, R.A. Rehse, C.J.  Schrijver,  L.A.  Springer,  R.A. Stern,  T.D.Tarbell,  J-P.  Wuelser,  C.J. Wolfson, C. Yanari, J.A. Bookbinder, P. N.  Cheimets,  D.Caldwell,  E.E.  Deluca,
R.  Gates,  L.  Golub,  S.  Park,  W.A.
Podgorski, R.I. Bush, P.H. Scherrer, M. A.  Gummin,  P.  Smith,  G.  Auker,  P.
Jerram,  P.  Pool,  R.  Soufli,  D.L.  Windt, S. Beardsley, M. Clapp, J. Lang, dan N. Waltham  (2012). The  Atmospheric
Imaging  Assembly  (AIA)  on  the  Solar
Dynamics  Observatory  (SDO) ,  Solar
Physics,  doi:  10.1007/s11207-011-
9776-8.
Liu,  Y.,  X.  Sun,  T.  Török,  V.S.  Titov,  dan  J.E.
Leake, 2017. Electric-Current neutralization,  Magnetic  Shear,  and Eruptive Activity in Solar Active Regions , Astrophysical Journal Letters, 846(L6):6pp.
Moore,  R.L.,  D.A.  Falconer,  dan  A.C.  Sterling, 2012. The  Limit  of  Magnetic-Shear Energy  in  Solar  Flare  Active  Regions , Astrophysical Journal, 750(24):10pp.
Nishizuka, N., K. Sugiura, Y. Kubo, M. Den, S.
Watari,  dan  M.  Ishii,  2017. Solar  Flare with Three Machine Learning Algorithms Using  Ultra-Violet  Brightening  and Vector Magnetogram , Astrophysical Journal, 835(2):156.
Parker,  E.N.,  1996. Inferring  Mean  Electric
Currents  in  Unresolved  Fibril  Magnetic Fields , Astrophysical Journal, 471:485- 488.
Pesnell,  W.D.,  B.J.  Thompson,  dan  P.C.
Chamberlin, 2012. The Solar Dynamics Observatory  (SDO) .  Solar  Physics,
275(1 – 2), 3 – 15.
Pevtsov,  A.  A.,  M.A.  Berger,  A.  Nindos,  A.A. Norton,  dan  L.  Van  Driel-Gesztelyi, 2014. Magnetic Helicity, Tilt, and Twist ,
Space Science Reviews, 186: 285 Pipin,  V.V.,  A.A.  Pevtsov,  Y.  Liu,  dan  A.G. Kosovichev, 2019. Evolution of Magnetic Helicity in Solar Cycle 24 , Astrophysical Journal Letters, 877,2.
Romano, P., F. Zuccarello, S.L. Guglielmino, D.
Del  Moro,  A.  Elmhamdi,  I.  Ermolli,  S. Fineschi,  P.  Francia,  A.S.  Kordi,  E.L. Degl’Innocenti, M. Laurenza, F. Lepreti, M.F.  Marcucci,  G.  Pallocchia,  E. Pietropaolo,  M.  Romoli,  A.  Vecchio,  M. Vellante,  dan  U.  Villante,  2015. Recurrent Flares in Active Region NOAA 11283 ,  Astronomy  and  Astrophysics, 582, A55.
Romano, P., A. Elmhamdi, dan A. Kordi, 2019. Strong  White-Light  Solar  Flares  in  AR NOAA  12673  as  Potential  Clues  for Solar Superflares , Solar Physics, 294:4
Sakurai,  T.,  1989. Magnetic  Equilibria  and Instabilities ,  Solar  Physics,  121:347-
360.
Scherrer,  P.H.,  J.  Schou,  R.I.  Bush,  A.G. Kosovichev, R.S. Bogart, J.T. Hoeksema,  Y.  Liu,  T.L.  Duvall  Jr.,  J. Zhao,  A.M.  Title,  C.J.  Schrijver,  T.D.
Tarbell,  dan  S.  Tomczyk,  2012. The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Investigation  for  the  Solar  Dynamics Observatory  (SDO) ,  Solar  Physics, 275:207-227.
Schou,  J.,  P.H.  Scherrer,  R.I.  Bush,  R. Wachter,  S.  Couvidat,  M.C.  Rabello- Soares,  R.S.Bogart,  J.T.  Hoeksema,  Y.
Liu,  T.L.  DuvallJr.,  D.J.  Akin,  B.A. Allard,  J.W.  Miles,  R.  Rairden,  R.A. Shine,  T.D.  Tarbell,  A.M.  Title,  C.J. Wolfson, D.F. Elmore, A.A. Norton, dan S.  Tomczyk,  2012. Design  and  Ground Calibration  of  the  Helioseismic  and Magnetic  Imager  (HMI)  Instrument  on the  Solar  Dynamics  Observatory  (SDO) ,
Solar Physics, 275, 229-259.
Schrijver, C.J., 2007. A Characteristic Magnetic Field  Pattern  Associated  With  All  Major Solar  Flares  And  Its  Use  in  Flare Forecasting ,  Astrophysical  Journal, 635:L117-L120.
Vemareddy,  P.,  P.  Venkatakrishnan,  dan  S. Karthikreddy,  2015, Flux  Emergence  in the  Solar  Active  Region  NOAA  11158: The  Evolution  of  Net  Current ,  Research
in  Astronomy  and  Astrophysics,  15,9: 1547-1558.
Vemareddy,  P.,  2019. Very  Fast  Helicity Injection  Leading  to  Critically  Stable State  and  Large  Eruptive  Activity  in Solar  Active  Region  NOAA  12673 , Astrophysical Journal, 872, 2.
Welsch, B. T., 2006. Magnetic Flux Cancellation and Coronal Magnetic Energy , Astrophysical  Journal,  638,  (2):  1101- 1109.
Woods,  M.M.,  L.K.  Harra,  S.A.  Matthews,  D.H. Mackay,  S.  Dacie,  dan  D.M.  Long, 2017. Observations and Modelling of the Pre-flare  Period  of  the  29  March  2014
X1 Flare , Solar Physics, 292:38 Woods,  M.M.,  S.  Inoue,  L.K.  Harra,  S.A. Matthews,  K.  Kusano,  dan  N.M.E. Kalmoni,  2018. The  Triggering  of  the 2014  March  29  Filament  Eruption , Astrophysical Journal, 860:163(10pp).
Zhang,  H.,  2016. Photospheric  Magnetic  Free Energy  Density  of  Solar  Active  Regions ,
Solar Physics, 291(12):3501-3517.
Zhang, J., J. Wang, Y. Deng, dam D. Wu, 2001.
Magnetic  Flux  Cancellation  Associated with the Major Solar Event on 2000 July 14 ,  Astrophysical  Journal  Letters, 548(1):L99-L102.
Glogowski,  K.,  dan  M.G  Bobra,  2016. A  New Python  Module  for  Accessing  HMI  and
AIA  Data ,  http://hmi.stanford.edu/ hminuggets/?p=1757, diakses 21 Agustus 2019.