## ANALISIS GELOMBANG EIT DAN LONTARAN MASSA KORONA PADA PERISTIWA FLARE 7 MARET 2012

## [ANALYSIS OF EIT WAVE AND CORONAL MASS EJECTION OF THE FLARE EVENT ON MARCH 7, 2012]
Johan Muhamad dan Agustinus Gunawan Admiranto Peneliti Bidang Matahari dan Antariksa, Pusat Sains Antariksa, Lapan e-mail: johan_m@bdg.lapan.go.id Agustinus Gunawan miranto

## ABSTRACT
On  March  7,  2012,  an  X5.4  flare  unleashed  massive  energy  in  the  NOAA  active region 11429. Just after the flare started, an amazing EIT wave was dramatically detected by  AIA  193  Å  instrument  onboard  Solar  Dynamics  Observatory  (SDO).  This  obvious phenomenon was followed by another EIT wave triggered by X1.3 flare about an hour later. Both  of  the  waves  showed  different  directions  and  characteristics.  Moreover,  the  dome- shaped structure appeared in the observation of first EIT wave was spatially corresponded very well with the Coronal Mass Ejection (CME). Result of this research showed that there were coronal fast and slow mode wave in the first EIT wave, but none in the second event. The  second  event  was  also  not  accompanied  with  the  occurrence  of  CME  as  its predecessor.  These  results  indicated  that  EIT  wave  could  be  generated  by  another mechanism beside the CME-driven shock.
Keywords: EIT wave, CME, Solar radio burst, Flare

## ABSTRAK
Pada tanggal 7 Maret 2012, sebuah flare kelas-X5.4 melepaskan energi yang besar pada  daerah  aktif  NOAA  11429.  Sesaat  setelah flare dimulai,  sebuah  gelombang  EIT terdeteksi  oleh  instrumen  AIA  193  Å  wahana Solar  Dynamics  Observatory (SDO). Gelombang  ini  tampak  jelas  menjalar  yang  kemudian  disusul  oleh  gelombang  EIT berikutnya yang dipicu oleh flare kelas X1.3 sekitar satu jam kemudian. Kedua gelombang EIT  ini  menunjukkan  penjalaran  gelombang  yang  memiliki  perbedaan  arah  dan karakteristik  satu  sama  lain.  Peristiwa  gelombang  EIT  pertama  disertai  dengan kemunculan  struktur  mirip  kubah  yang  berkaitan  erat  secara  spasial  dengan  peristiwa lontaran massa korona (CME). Hasil analisis menunjukkan adanya gelombang moda cepat dan  lambat  pada  peristiwa  pertama  yang  tidak  tampak  pada  peristiwa  kedua.  Peristiwa kedua  juga  tidak  disertai  dengan  CME  sebagaimana  peristiwa  pertama.  Hasil  ini menyarankan  bahwa  gelombang  EIT  dapat  dihasilkan  oleh  mekanisme  lain  selain gelombang kejut yang diakibatkan oleh CME.
Kata kunci: Gelombang EIT - lontaran massa korona (CME) - semburan radio Matahari - flare

## 1  PENDAHULUAN
Kemunculan  gelombang  transien  di  Matahari  pertama  kali  dikemukakan  oleh Moreton  pada  tahun  1960  (Moreton  and  Ramsey,  1960).  Gelombang  Moreton  diketahui melalui  pengamatan  Matahari  pada  filter  H-α  dan  diusulkan  oleh  Uchida  (1968)  sebagai muka  gelombang  kejut Fast-Mode Magnetohydrodynamic (MHD).  Uchida  bahkan memprediksi  bahwa  gelombang  Moreton  adalah  gelombang  pasangan  akibat  respon  di kromosfer  oleh  gelombang  lainnya.  Namun,  prediksi  Uchida  ini  tidak  pernah  ditemukan karena  keterbatasan  peralatan  pengamatan  pada  saat  itu.  Kemunculan  gelombang transien korona seperti yang diprediksi oleh Uchida baru dapat dikonfirmasikan pada era beroperasinya  instrumen Extreme  Ultra-Violet  Imaging  Telescope (EIT)  pada  satelit Solar and  Heliospheric  Observatory (SOHO)  sejak  tahun  1996.  Gelombang  yang  teramati  pada panjang  gelombang  Ultraviolet  Ekstrem  ini  kemudian  sering  dikenal  juga  sebagai gelombang EIT atau gelombang EUV (Wills-Davey dan Attrill, 2009).
Gelombang EIT adalah penjalaran muka kecerlangan korona pada skala besar yang pada  awalnya  teramati  pada  panjang  gelombang  195  Å  oleh  instrumen  EIT/SOHO (Thompson  et  al.,  1998;  Zhukov  et  al.,  2009).  Gelombang  ini  kadang  tampak  hampir melingkar dan muncul di sekitar lokasi flare atau erupsi daerah aktif (Patsourakos et al., 2009). Karena teramati pada pengamatan di rentang panjang gelombang EUV, gelombang ini  sering  juga  disebut  sebagai  “gelombang  EUV”.  Gelombang  EIT  memiliki  kecepatan antara 200-400 km/s dengan rata-rata sebesar 270 km/s (Wills-Davey and Attrill,  2009; Mann  et  al.,  1999).  Kecepatan  ini  jauh  di  bawah  kecepatan  gelombang  Moreton  yang mencapai  sekitar  1000  km/s  (Moreton  and  Ramsey,  1960).  Gelombang  EIT  selama  ini diamati  oleh  beberapa  instrumen  pada  beberapa  satelit,  seperti  EIT/SOHO, Transition Region  and  Coronal  Explorer (TRACE), Extreme  Ultraviolet  Imager pada  wahana Solar Terrestrial Relations Observatory (EUVI/STEREO), dan Atmospheric Imaging Assembly pada wahana Solar  Dynamics  Observatory (AIA/SDO).  Penelitian  mengenai  gelombang  EIT banyak berkembang melalui analisis data EIT dan TRACE, sedangkan data dari EUVI dan AIA relatif masih cukup sedikt karena kedua instrumen ini cenderung masih belum lama beroperasi (Zhukov, 2011; Grechnev et al., 2011a).
Hingga  saat  ini,  mekanisme  kemunculan  gelombang  EIT  dan  kaitannya  dengan aktivitas  Matahari  lainnya  masih  menjadi  kontroversi.  Bahkan,  beberapa  peneliti menganggap  bahwa  gelombang  EIT  bukanlah  benar-benar  “gelombang”  seperti  yang umum  diketahui  dalam  fisika.  Penjelasan  awal  mengenai  gelombang  EIT  sebagai gelombang kejut diperkuat dengan terjadinya refleksi gelombang EIT akibat adanya lubang korona  yang  membuktikan  bahwa  fenomena  transien  EIT  benar-benar  sebuah  fenomena gelombang (Gopalswamy et al., 2009). Hingga saat ini banyak peneliti pendukung teori ini membuktikan melalui pengamatan dan simulasi bahwa gelombang EIT adalah manifestasi dari gelombang kejut di korona (Grechnev et al., 2011a; Grechnev et al., 2011b; Afanasyev and Uralov, 2011; Zhukov, 2011).
Interpretasi  lainnya  akan  mekanisme  fisis  gelombang  EIT  mengungkapkan  bahwa gelombang  ini  bukanlah  murni  suatu  gelombang  melainkan  suatu  jejak  penjalaran berskala  besar  yang  berkaitan  dengan  CME.  Penjalaran  ini  lebih  sesuai  jika  dikatakan sebagai  gelombang  semu  ( pseudo-wave ).  Pada  model  ini,  gelombang  semu  diartikan sebagai  proyeksi  pada  piringan  Matahari  dari  struktur  arus  yang  meliputi  tabung  fluks sebuah CME (Delannée et al., 2008). Dengan menggunakan model tabung fluks MHD 3-D, Delannée  et  al.  (2008)  mengusulkan  gagasan  bahwa  arus  tersebut  berkaitan  dengan
disipasi ohmik yang memicu pemanasan korona. Pemanasan ini kemudian mengakibatkan peningkatan intensitas radiasi EUV dari muka gelombang (Patsourakos et al., 2009).
Model  lainnya  adalah  model  hibrida  yang  menggabungkan  model  gelombang  dan gelombang semu (Chen et al., 2002). Model ini didasarkan pada erupsi tabung fluks yang kemudian  menghasilkan  dua  jenis  gelombang  yaitu:  gelombang  super  cepat  (gelombang kejut  super-Alfvénik)  yang  diidentifikasi  sebagai  pasangan  gelombang  Moreton;  serta gelombang  semu  yang  lebih  lambat  dan  berkaitan  dengan  medan  magnet  terbuka  yang muncul  setelah  erupsi  tabung  fluks.  Gelombang  semu  inilah  yang  diidentifikasi  sebagai gelombang  EIT  yang  dihasilkan  oleh  kompresi  plasma  akibat  ekspansi  plasma. Kemungkinan  lainnya  dari  gelombang  semu  ini  dihasilkan  oleh  rekoneksi  lanjutan ekspansi CME berskala luas dan struktur loop yang lebih kecil pada bagian Matahari yang tenang (Attrill et al., 2007). Rekoneksi ini mengakibatkan peningkatan pemanasan korona yang  pada  akhirnya  akan  meningkatkan  intensitas  muka  kecerlangan  ( bright-front ) (Patsourakos et al., 2009).
Penyelidikan mutakhir dengan menggunakan data STEREO dan SDO menunjukkan bahwa pada gelombang EIT terdapat fitur cepat dan lambat.  Fitur gelombang cepat pada penjalaran gelombang EIT diidentifikasi sebagai “gelombang asli”, sedangkan  fitur lambat merupakan  “gelombang  semu”.  Gelombang  EIT  cepat  merupakan  gelombang  MHD  moda cepat  yang  bersesuaian  dengan  gelombang  Moreton  di  kromosfer.  Sementara  itu, gelombang  EIT  lambat  merupakan  fenomena  yang  kemudian  dikenal  sebagai  gelombang EIT pada era SOHO  (Asai et al., 2012; Kumar et al., 2012, Chen dan Wu, 2011; Liu et al, 2010).  Beberapa  pengamatan  juga  mengungkap  adanya  struktur  berbentuk  kubah  saat gelombang  EIT  terjadi.  Struktur  ini  sangat  berkaitan  dengan  peristiwa  CME  dan  dapat dijelaskan melalui simulasi pemodelan (Patsourakos dan Vourlidas, 2012).
Peristiwa flare kelas X5.4 dan X1.3 yang terjadi pada tanggal 7 Maret 2012 menjadi salah  satu  fenomena  yang  sangat  penting  untuk  dikaji  secara  mendalam  oleh  peneliti fisika  Matahari.  Selain  menjadi  salah  satu flare terbesar  sepanjang  siklus  24,  pada peristiwa  ini  muncul  juga  gelombang  EIT  dan  semburan  radio.  Kemunculan  jenis manifestasi  gelombang  kejut  berbeda  pada  waktu  yang  sama  ini  dapat  sangat  berharga karena  dapat  membantu  peneliti  dalam  memahami  bagaimana  keterkaitan  peristiwa  ini secara fisis. Dengan pengamatan gelombang EIT melalui instrumen AIA pada wahana SDO yang  memiliki  resolusi  spasial  dan  temporal  yang  sangat  baik,  fenomena  gelombang  EIT dapat  dikaji  secara  lebih  akurat.  Pada  penelitian  ini,  persitiwa  gelombang  EIT  yang muncul secara beruntun pada tanggal 7 Maret 2012 akan dianalisis secara seksama dan akan  dibandingkan  dengan  pengamatan  CME.  Dari  penelitian  ini,  diharapkan  dapat diperoleh  gambaran  bagaimana  mekanisme  gelombang  EIT  dapat  terjadi  secara  berbeda antara satu peristiwa dan peristiwa yang lain.

## 2  DATA
Data fluks sinar-X dari Matahari diperoleh dari hasil pengamatan satelit GOES 15 yang  disediakan  oleh  NOAA/SWPC  dan  diunduh  melalui  SWENET  (http://www.esa- spaceweather.net/swenet/). Dari pengamatan satelit GOES 15, terekam  adanya peristiwa pelepasan  energi  dari  Matahari  dalam  panjang  gelombang  sinar-X  dua  kali  secara beruntun  (Gambar  2-1).  Pengamatan  Matahari  dari  instrumen  AIA  pada  wahana  SDO menunjukkan  bahwa flare tersebut  berasal  dari  daerah  aktif  11429  pada  katalog  NOAA yang  terletak  di  belahan  timur  Matahari  pada  koordinat  (N18E31).  Peningkatan  pertama
terjadi  mulai  pukul  00:02  UT  dan  mencapai  puncak  fluks  5.43x10 -4 W/m 2 pada  pukul 00:24  UT.  Pelepasan  energi  sebesar  ini  menandai  terjadinya flare kelas  X5.4. Flare ini menjadi salah satu flare terbesar sepanjang siklus 24. Saat fluks sinar-X mulai menurun pasca  mencapai  puncaknya,  tidak  lama  berselang  terjadi  peningkatan  fluks  pada  pukul 01:05  UT  dan  mencapai  puncaknya  hingga  1.37x10 -4 W/m 2 pada  pukul  01:14  UT. Kenaikan fluks ini menandai terjadinya flare kelas X1.3.
Sementara  itu,  data  pengamatan  Matahari  berupa  citra  diperoleh  dari  instrumen AIA  pada  wahana  SDO  yang  diperoleh  dari Virtual  Solar  Observatory (VSO) directory melalui SolarSoftWare routine (SSW). Data yang diperoleh berupa data level 1 AIA (4096 x 4096 piksel) pada panjang gelombang 193 Å. Penggunaan data dari panjang gelombang ini umum  digunakan  untuk  analisis  gelombang  EIT  karena  gelombang  ini  pada  awalnya ditemukan dari citra pengamatan Matahari pada panjang gelombang 191 Å oleh instrumen EIT  wahana  SOHO  (Thompson  et  al.,  1998).  Pada  penelitian  ini  digunakan  data  citra dengan  jeda  antar  pengamatan  ( cadence )  dua  menit.  Pada  peristiwa flare pertama digunakan data antara pukul 00:01-01:01 UT sebayak 31 citra, dan pada peristiwa flare kedua digunakan data Antara pukul 01:03-02:01 UT sebayak 30 citra.
Gambar 2-1: Fluks sinar-X dari satelit GOES 15 pada tanggal 6 dan 7 Maret 2012. Terlihat puncak flare X5.4 terjadi pada pukul 00:24 UT disusul flare X1.3 pada pukul 01:14 UT
(a) (b)
Gambar 2-2: (a) Peristiwa flare X5.4 terekam oleh instrumen AIA/SDO pada panjang gelombang 193 Å. (b)
Peristiwa ini diikuti oleh CME yang teramati oleh kamera C2 LASCO/SOHO (helioviewer.org)
Sementara  itu,  data  lontaran  massa  korona  (CME)  diperoleh  dari  citra  instrumen Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) pada wahana SOHO yang tersedia di CDAW  Data  Center,  NASA  (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/).  Data  CME  ini  berupa  data  citra diam dan gambar bergerak, serta data ketinggian terhadap waktu dari CME. Untuk data quick-look kejadian CME pada saat berlangsungnya diperoleh dari helioviewer (helioviewer.org).

## 3  METODOLOGI
Dalam analisis fenomena gelombang EIT, data citra AIA dalam format fits dari VSO diolah  dengan  menggunakan  SSW  dengan  melakukan  persiapan  data  yang  terdiri  dari proses translasi, rotasi, dan scaling citra (Brown et al., 2011). Setelah citra untuk setiap pengambilan  waktu  siap,  langkah  berikutnya  adalah  membuat  gambar  diferensial  dari satu citra ke citra lain. Pembuatan gambar diferensial dilakukan agar fitur gelombang EIT dapat  tampak  dengan  jelas.  Gambar  diferensial  dibuat  dengan  mengurangi  gambar  satu dengan  gambar  yang  lainnya.  Dalam  penelitian  ini,  pembuatan  gambar  diferensial dilakukan  dengan  mengurangi  gambar  di  suatu  waktu  dengan  gambar  pertama  (basis) yang  dikenal  sebagai based/fixed  difference  image .  Koreksi  terhadap  rotasi  diferensial Matahari tidak dilakukan karena waktu kejadian yang relatif singkat (1 jam) sehingga efek rotasi  dapat  diabaikan.  Untuk  kemunculan  gelombang  EIT  pertama,  digunakan  citra pukul  00:01  UT  sebagai  referensi  ( base  image ),  sedangkan  untuk  gelombang  EIT  kedua digunakan citra pukul 01:01 UT.
Gambar 3-1: Titik  polar  buatan  yang  berpusat  di  lokasi flare pada  citra  diferensial  sebagai  alat  bantu analisis penjalaran gelombang EIT untuk mengeliminasi efek geometri
Untuk  memperkecil  subjektivitas,  dilakukan  proses  analisis  dengan  mengikuti sistematika  Podladchikova  dan  Berghmans  (2005)  seperti  yang  dilakukan  oleh  Liu  et  al. (2010). Caranya adalah dengan menjadikan titik pusat flare sebagai pusat polar yang baru dengan  garis-garis  bujur  dari  pusat  polar  baru  menandakan  jalur  lintasan  gelombang
pada  suatu  garis.  Teknik  ini  dapat  mengeliminasi  efek  proyeksi  sferis  Matahari  dalam pengambilan lintasan (Gambar 3-1). Dengan cara mengiris satu lintasan dari setiap citra yang  berurutan  dan  menyejajarkannya  pada  satu  sumbu  waktu,  maka  akan  diperoleh profil  irisan-waktu  ( time-slice ).  Irisan-waktu  dapat  mempermudah  pengenalan  akan perubahan gerak yang terjadi pada suatu lintasan dari waktu ke waktu. Melalui teknik ini, keberadaan gelombang EIT dapat diidentifikasi sebagai garis diagonal dengan kemiringan garis menandakan kecepatannya.
Analisis  penjalaran  gelombang  EIT  dari  citra  AIA/SDO  dibandingkan  dengan lontaran  massa  korona  (CME)  yang  diperoleh  dari  citra  LASCO.  Citra  LASCO  diperlukan untuk  menentukan  adanya  CME  dan  pada  arah  mana  CME  tersebut  terlontar.  Analisis citra  LASCO  juga  sangat  diperlukan  untuk  mengetahui  keterkaitan  spasial  antara penjalaran  gelombang  EIT  dan  CME  saling  terkait  satu  sama  lain.  Analisis  keterkaitan CME  dan  gelombang  EIT  juga  ditinjau  dari  kecepatannya.  Dengan  meninjau  kecepatan kedua  peristiwa,  diharapkan  dapat  diketahui  apakah  kedua  peristiwa  ini  saling  terkait atau tidak.

## 4  HASIL DAN PEMBAHASAN

## 4.1 Flare X5.4 Waktu 00.00-01.00 UT
Pada  peristiwa flare pertama yang mulai  terjadi  pada pukul 00:02  UT,  gelombang EIT  teramati  pertama  kali  pada  citra  diferensial  pukul  00:05  UT.  Dalam  beberapa  citra berikutnya,  tampak  gelombang  EIT  menjalar  ke  semua  arah  yang  ditandai  dengan penjalaran  muka  kecerlangan  putih  di  permukaan  Matahari  dan  ekspansinya  ke  arah tegak lurus daerah aktif mendekati pengamat. Penjalaran muka gelombang EIT ke segala arah  ini  ditandai  dengan  lingkaran  merah  pada  Gambar  4-1.  Pada  citra  setelah  pukul 00:31  UT,  batas  muka  gelombang  EIT  menjadi  semakin  sulit  untuk  ditentukan  karena kecerlangan  muka  gelombang  sudah  semakin  membaur  dengan  kecerlangan  latar belakang.  Akibatnya,  pada  citra  berikutnya  sangat  sulit  untuk  melakukan  analisis penjalaran gelombang EIT secara akurat. Dari rangkaian citra diferensial dapat diketahui bahwa  gelombang  EIT  terdeteksi  beberapa  saat  setelah flare terdeteksi  dan  masih berlangsung hingga puncak flare terjadi.
Pengamatan  gelombang  EIT  berdasarkan  analisis  citra  diferensial  untuk  kejadian flare mengindikasikan  adanya  struktur  berbentuk  kubah  di  atas  daerah  aktif  tempat kejadian flare .  Struktur  ini  tampak  jelas  teramati  dari  citra  diferensial,  khususnya  pada citra pada pukul 00:09 UT hingga 00:25 UT, sampai akhirnya tidak teramati dengan jelas karena  ekspansi  kubah  sudah  terlalu  jauh  dari  medan  pandang  kamera  AIA.  Struktur kubah yang teramati dari citra diferensial ditandai pada beberapa sampel rangkaian citra diferensial Matahari dengan garis putus-putus kuning pada Gambar 4-2.
Dengan  berjalannya  waktu,  struktur  berbentuk  kubah  tersebut  tampak mengembang  atau  berevolusi  menjadi  semakin  besar.  Tampak  bahwa  pertemuan  kaki kubah  dengan  permukaan  Matahari  bersesuaian  dengan  muka  gelombang  EIT.  Dengan menghitung kecepatan ekspansi puncak kubah dalam arah radial pada arah tegak lurus lokasi flare dan mempertimbangkan efek geometri pada citra, kecepatan ekspansi kubah diperkirakan  bernilai  antara  870-900  km/s  pada  awal  kejadian  gelombang  EIT.  Jarak puncak kubah diperoleh dengan membandingkan panjang garis dari pusat bola Matahari ke  puncak  kubah  dengan  jarak  pusat flare ke  pusat  bola  Matahari  yang  diasumsikan proporsional dengan radius Matahari. Kecepatan ini meningkat dengan percepatan sekitar
14  km/s 2 pada  rangkaian  citra  berikutnya  hingga  struktur  kubah  tidak  teramati. Kemungkinan  keterkaitan  ekspansi  struktur  kubah  ini  dengan  kejadian  lontaran  massa korona (CME) dapat dilihat dari Gambar 4-3. Pada Gambar 4-3, citra diferensial dari AIA 193  A  disuperposisi  dengan  citra  diferensial  pengamatan  LASCO  C2  pada  waktu  yang sama.  Perhitungan  dari  CDAW  memberikan  kecepatan  rata-rata  CME  tersebut  sebesar 2684.4 km/s. Berdasarkan gambar ini pula, dapat dilihat bahwa lontaran massa korona terlontar  dari  Matahari  beberapa  saat  setelah  struktur  atas  kubah  keluar  dari  medan pandang  AIA.  Kesesuaian  antara  ketinggian  CME  dan  ketinggian  struktur  kubah mengindikasikan  bahwa  CME  yang  tampak  pada  LASCO  merupakan  manifestasi  yang sama dengan struktur kubah pada AIA.
Gambar 4-1: Evolusi  penjalaran  gelombang  EIT  dari  waktu  ke  waktu  pada  peristiwa flare X5.4.  Muka gelombang EIT ditandai dengan lingkaran merah
Gambar 4-2: Kemunculan struktur kubah yang bersesuaian dengan gelombang EIT pada  peristiwa flare X5.4 dan CME ditampilkan dengan garis putus-putus kuning. Struktur bagian atas kubah pada pukul 00:21:07 UT dibuat dengan melakukan ekstrapolasi atas struktur bawah kubah yang masih teramati di dalam medan pandang AIA
Gambar 4-3: Citra  diferensial  peristiwa  CME  yang  menyertai flare X5.4  terekam  oleh  kamera  C2 LASCO/SOHO  yang  disuperposisi  dengan  gambar  Matahari  di  dalam  koronagraf  dari AIA/SDO 193 Å
Kemungkinan  arah  gerak  radial  struktur  kubah  dan  CME  yang  sama-sama mengarah ke arah timur laut pada bidang gambar juga mengindikasikan bahwa struktur kubah  dan  CME  bisa  jadi  merupakan  fenomena  yang  sama.  Analisis  dari  CDAW menunjukkan  bawa  CME  memiliki  arah  sudut  posisi  ( position  angle )  sebesar  56  derajat. Dari  Gambar  4-3  tampak  bahwa  CME  ini  pada  mulanya  terlontar  dengan  lebar  sudut ( angular  width )  tertentu  yang  kemudian  menjadi  semakin  besar  dan  pada  akhirnya mengarah ke seluruh penjuru sehingga tampak sebagai CME halo.
Untuk  menghitung  kecepatan  gelombang  EIT  yang  menyisir  piringan  Matahari, dilakukan  analisis  irisan-waktu  ( time-slice ).  Irisan-waktu  dibuat  dari  pusat flare ke  arah penjalaran  gelombang  EIT  yang  tampak  jelas.  Arah  irisan  pada  piringan  Matahari  yang digunakan  sebagai  acuan  analisis  ditunjukkan  oleh  garis  pada  Gambar  4-4  (a).  Hasil irisan lintasan selama satu jam, sejak pukul 00:01 UT hingga 01:01 UT, ditunjukkan pada Gambar 4-4 (b). Dengan analisis ini dapat diidentifikasi kemunculan dua gelombang yang bergerak  dengan  kecepatan  berbeda.  Hal  ini  ditunjukkan  dengan  kemunculan  dua  garis dengan  kemiringan  (gradien)  yang  berbeda.  Pada  awal  kemunculan  gelombang  EIT, tampak  adanya  gelombang  dengan  kecepatan  tinggi  (F).  Sementara  pada  sekitar pertengahan kedua tampak gelombang dengan kecepatan yang lebih lambat (S).
(a) (b)
Gambar 4-4: Garis  lingkaran  besar  ( great  circle )  yang  digunakan  untuk  menganalisis  penjalaran gelombang  EIT  pada  peristiwa flare kelas  X5.4  (a).  Irisan-waktu  dari  citra  sepanjang lingkaran besar antara pukul 00.01 UT hingga 01.01 UT (b). Tampak hasil identifikasi pola penjalaran  gelombang  EIT  ditandai  dengan  huruf  F  ( fast )  untuk  muka  gelombang  yang cepat, dan S ( slow ) untuk yang lambat
Perhitungan  kecepatan  muka  gelombang  EIT  berdasarkan  analisis  gradien  garis pada Gambar 4-4 (b) menghasilkan besar kecepatan gelombang EIT cepat (F) sebesar V f = 771 km/s. Sementara itu, kecepatan gelombang EIT pada moda yang lambat (S) terhitung sebesar V s = 377 km/s.  Dari hasil ini dapat diketahui bahwa kecepatan gelombang moda cepat (F) sedikit lebih rendah dari kecepatan ekspansi radial struktur kubah pada waktu- waktu  awal  kubah  teramati.  Ini  dapat  berarti  bahwa  struktur  kubah  yang  mewakili penjalaran gelombang kejut dari Matahari berasosiasi dengan gelombang moda cepat (F). Sedangkan  gelombang  moda  lambat  (S)  yang  bernilai  kurang  dari  setengah  gelombang moda cepat (F) berasosiasi dengan terminologi gelombang EIT yang biasa digunakan, yakni penjalaran  gelombang  pada  pengamatan  EUV  yang  nilainya  sekitar  sepertiga  dari gelombang Moreton. Temuan ini konsisten dengan hasil yang diperoleh oleh Chen (2009) dan Asai et  al.  (2012). Adapun  nilai kecepatan  gelombang  EIT  yang sekira sepertiga dari gelombang  Moreton  telah  lama  diketahui  berdasarkan  analisis  statistika  kedua  jenis kejadian tersebut (Okamoto et al., 2004; Zhang et al., 2011).
Dengan  menggunakan  teori Successive  Field-Line  Stretching (SFLS)  (Chen,  2009), kemunculan  struktur  kubah,  dan  dua  moda  gelombang  dapat  dijelaskan  (Gambar  4-5). Pertama,  muka  CME  yang  terdorong  akan  menyebabkan  gangguan  ke  segala  arah sehingga  menyebabkan  gelombang  kejut  melalui  mekanisme piston-driven (garis  merah
muda).  Tekanan  dari  ledakan  CME  menyebabkan  garis  medan  magnet  terdorong  dan merentang satu per satu ke arah luar. Perentangan ini bermula dari sebelah atas, titik A, kemudian  bergerak  dalam  arah  radial  dengan  kecepatan  gelombang  MHD  moda  cepat. Perentangan  menjalar  ke  bagian  bawah  kaki  struktur  (titik  D)  dengan  kecepatan gelombang Alfven. Peristiwa ini kemudian berlanjut pada titik B dan seterusnya ke E, dan berlanjut  ke  titik-titik  berikutnya  sehingga  menjalar  menjauhi  pusat  (kernel)  dari  erupsi CME. Untuk lebih jelasnya, mekanisme model ini dapat dilihat pada makalah Chen (2009).
Gambar 4-5: Pembentukan  dan  penjalaran  gelombang  kejut  dan  gelombang  EIT  akibat  terjadinya  CME berdasarkan model successive field-line stretching (Chen, 2009)
Model  SFLS  mampu  menjelaskan  kaitan  gelombang  EIT  dengan  lontaran  massa korona (CME). Model ini juga dapat menjelaskan terbentuknya struktur kubah yang lebih cepat  berekspansi  ke  arah  radial  dibandingkan  arah  horizontal.  Dengan  menggunakan model  ini,  maka  munculnya  gelombang  EIT  moda  cepat  (F)  dapat  ditafsirkan  sebagai gelombang  kejut  yang  menjalar  dengan  kecepatan  gelombang  MHD  moda  cepat  (garis merah  muda),  dan  gelombang  EIT  moda  lambat  (S)  sebagai  gelombang  EIT  pada  arah lateral  (garis  hijau)  di  titik-titik  D,  E,  dan  F.  Gelombang  ini  kemungkinan  akan termanifestasi sebagai gelombang Moreton pada pengamatan H-α, tetapi sayangnya kami tidak memiliki data pengamatan H-α untuk kejadian tersebut.

## 4.2 Flare X1.3 Waktu 01.00-02.00 UT
Peristiwa gelombang EIT kedua teramati sekitar satu jam setelah peristiwa pertama yang  terkait  dengan flare X1.3.  Meskipun  tidak  sejelas  peristiwa  pertama,  penjalaran gelombang  EIT  tampak  muncul  pada  arah  barat  daya.  Penjalaran  ini  tidak  tampak  jelas dalam  waktu  yang  lama  karena  setelah  belasan  menit,  muka  gelombang  EIT  membaur dengan  gangguan  latar  belakang  di  piringan  Matahari.  Muka  gelombang  EIT  ditandai dengan garis merah (Gambar 4-6). Gelombang EIT ini berbeda dengan peristiwa pertama, dengan  arah  penjalaran  yang  tidak  melingkar  ke  segala  arah.  Peristiwa  ini  juga  tidak ditandai  dengan  kemunculan  CME.  Selain  itu,  tidak  tampak  struktur  kubah  pada  citra AIA sebagaimana yang tampak pada peristiwa pertama.
Gambar 4-6: Citra diferensial evolusi penjalaran gelombang EIT pada peristiwa flare homolog kedua kelas X1.3. Tampak gelombang EIT hanya mengarah ke arah barat daya
(a) (b)
Gambar 4-7: Lingkaran besar ( great circle ) yang digunakan untuk menganalisis penjalaran gelombang EIT pada peristiwa flare kelas X1.3 (a). Irisan-waktu dari citra sepanjang lingkaran besar antara pukul  01.03UT  hingga  02.01  UT  (b).  Tampak  hasil  identifikasi  pola  penjalaran  gelombang EIT ditandai dengan garis kuning
Pada analisis kecepatan gelombang  EIT  pada  peristiwa  ini, dilakukan  juga  teknik analisis  irisan  waktu  seperti  halnya  pada  peristiwa  pertama.  Pada  analisis  ini,  arah lintasan irisan diambil ke arah barat daya sebagaimana arah gelombang EIT yang tampak sebagai garis pada Gambar 4-7a. Dari analisis irisan waktu (Gambar 4-7b), tampak hanya ada  satu  jenis  gelombang  yang  muncul  yang  ditandai  dengan  hanya  ditemukan  satu gradien  garis.  Dari  perhitungan  kemiringan  garis  diketahui  bahwa  kecepatan  gelombang EIT  tersebut  sebesar  576  km/s.  Nilai  ini  lebih  rendah  daripada  kecepatan  gelombang moda  cepat  (F)  pada  peristiwa  pertama,  tetapi  masih  lebih  cepat  daripada  kecepatan gelombang moda lambat (S). Namun, untuk mengetahui apakah ini merupakan penjalaran gelombang MHD moda cepat atau bukan sangat sulit karena tidak adanya fenomena CME yang teramati.
Tidak  adanya  peristiwa  CME  yang  teramati  pada  peristiwa  kedua  dan  penjalaran gelombang  EIT  yang  hanya  tampak  parsial  ke  arah  tertentu  menjadikan  analisis  lebih lanjut  sulit  dilakukan.  Terjadinya  peristiwa  gelombang  EIT  pada  peristiwa  kedua  yang hanya  berselang  beberapa  saat  setelah  peristiwa  pertama  diduga  menjadi  sebab  sulit teramatinya  penjalaran  gelombang  EIT  dan  CME.  Struktur  medan  magnet  lokal  daerah aktif  dan  global  di  Matahari  yang  belum  sepenuhnya  stabil  menyebabkan  mekanisme kemunculan  gangguan  akibat  dorongan  peregangan  garis  gaya  magnet  tidak  teramati secara jelas. Masih belum stabilnya kondisi plasma di korona akibat peristiwa CME pada peristiwa  pertama  juga  kemungkinan  menyebabkan  kondisi  latar  belakang  tidak  cukup kondusif  untuk  menghasilkan  muka  kecerlangan  gelombang  EIT.  Namun,  jika  memang tidak ada CME pada peristiwa kedua, berarti terdapat mekanisme lain yang menyebabkan gelombang  EIT  hanya  tampak  ke  arah  barat  daya.  Penyebab  tersebut  belum  dapat sepenuhnya dipahami.

## 5  KESIMPULAN
Telah  terjadi  dua  peristiwa  gelombang  EIT  pada  tanggal  7  Maret  2012  yang berkaitan  dengan flare X5.8  dan  X1.3.  Kedua  peristiwa  ini  memiliki  karakteristik  yang berbeda  dan  menjadi  studi  kasus  yang  sangat  baik  dalam  menguji  model  kemunculan gelombang EIT yang saat ini telah banyak diusulkan. Pada kasus pertama, gelombang EIT tampak  menjalar  secara  sferis  ke  segala  arah  dalam  arah  lateral  piringan  Matahari  dan juga  memunculkan  struktur  kubah  dalam  arah  vertikal.  Hasil  analisis  diferensial  citra Matahari  menunjukkan  bahwa  struktur  kubah  memiliki  keterkaitan  erat  dengan  CME secara spasial maupun temporal. Hasil ini mengindikasikan bahwa struktur kubah yang teramati pada citra diferensial EIT merupakan struktur yang sama dengan CME saat fase paling  awal  yang  tidak  teramati  oleh  LASCO.  Hasil  analisis  juga  menunjukkan  bahwa bagian kaki struktur kubah bersesuaian dengan gelombang EIT moda cepat.
Mekanisme kejadian gelombang EIT pertama dapat dijelaskan dengan baik melalui model successive  field-line  stretching .  Dengan  menggunakan  model  ini,  bagian  atas struktur  kubah  dapat  diinterpretasikan  sebagai  muka  CME  yang  berkaitan  dengan gelombang  kejut  akibat  mekanisme piston-driven .  Gelombang  kejut  ini  menjalar  dengan kecepatan gelombang MHD moda cepat dan berasosiasi dengan gelombang EIT moda cepat (F)  di  arah  horizontal.  Sementara  itu,  gelombang  EIT  moda  lambat  muncul  kemudian sebagai  akibat  dari  peregangan  garis-garis  gaya  magnet  yang  terjadi  secara  berurutan ( successive ).
Pada peristiwa kedua, gelombang EIT hanya tampak parsial pada arah tertentu dan tidak  tampak  ke  segala  arah.  Pada  peristiwa  kedua  juga  tidak  tampak  adanya  struktur kubah.  Pengamatan  LASCO  juga  menunjukkan  tidak  tampaknya  CME  yang  bersesuaian dengan flare X1.3. Adanya kejadian CME dan gelombang EIT pada peristiwa pertama yang menyebabkan  struktur  medan  magnet  dan  plasma  di  kromosfer  dan  korona  Matahari menjadi  tidak  stabil  diduga  menjadi  sebab  keadaan  di  korona  tidak  isotropis  sehingga gelombang  EIT  tidak  muncul  ke  segala  arah.  Namun,  tidak  adanya  CME  pada  peristiwa kedua  menghadirkan  pertanyaan  mengenai  mekanisme  terjadinya  gelombang  EIT  yang tidak  dapat  dijelaskan  oleh  model  SFLS  yang  sangat  menekankan  perlunya  keberadaan CME  dalam  menginisiasi  kemunculan  gelombang  EIT.  Tampaknya  terdapat  mekanisme lain  yang  juga  dapat  menyebabkan  terjadinya  gelombang  EIT  selain  gelombang  kejut akibat CME. Studi mengenai mekanisme-mekanisme lain untuk menjelaskan kemunculan gelombang EIT pada peristiwa kedua sangat prospektif untuk dilakukan.

## DAFTAR RUJUKAN
Afanasyev,  An.  N.,  dan  Uralov,  A.  M.,  2011. Coronal  Shock  Waves,  EIT  Waves,  and  Their Relations to CMEs II. Modeling MHD Shock Wave Propagation Along the Solar Surface by Using Non-linear Geometrical Acoustics , Solar Physics DOI: 10.1007/s11207-011- 9730-9.
Asai,  A.,  Ishii,  T.  T.,  Isobe,  H.,  Kitai,  R.,  Ichimoto,  K.,  Ueno,  S.,  Nagata,  S.,  Morita,  S., Nishida,  K.,  Shiota,  D.,  Oi,  A.,  Akioka,  M.,  Shibata,  K.,  2012. First  Simultaneous Observation  of  an  Hα  Moreton  Wave,  EUV  wave,  and  Filament/Prominence Oscillations , The Astrophysical Journal Letters, 745: L18 (6pp). Attrill, G. D. R., Harra, L. K., van Driel-Gesztelyi, L., Demoulin, P., 2007. Coronal “Wave”: Magnetic Footprint of a Coronal Mass Ejection? , The Astrophysical Journal, vol. 656, L101.
Brown,  D.,  Regnier,  S.,  Marsh,  M.,  Bewsher,  D.,  2012. Working  with  Data  from  the  Solar Dynamics Observatory version 1.2 , University of Central Lanchasire. Chen,  P.  F.,  2009. The  Relation  Between  EIT  Waves  and  Coronal  Mass  Ejections ,  The Astrophysical Journal, 698: L112-L115.
Chen, P. F., dan Wu, Y., 2011. First Evidence of Coexisting EIT Wave and Coronal Moreton Wave from SDO/AIA Observation , The Astrophysical Journal Letters, 732: L20 (5pp). Chen, P. F., Wu, S. T., Shibata, K., Fang, C., 2002. Evidence of EIT and Moreton Waves in Numerical Simulation , The Astrophysical Journal, Vol. 572, L99-L102. Delannée, C., Torok, T., Aulanier, G., Hochedez, J.-F., 2008. A New Model for Propagating Parts of EIT Waves: A Current Shell in a CME , Solar Physics, 247: 123-150. Gopalswamy, N., Yashiro, S., Temmer, M., Davila, J., Thompson, W. T., Jones, S., McAteer, R.  T.  J.,  Wuesler,  J.-P.,  Freeland,  S.,  2009. EUV  Wave  Reflection  from  a  Coronal Hole , Astrophysical Journal, vol. 691 no. 2, pp. L123-L127.
Grechnev,  V.  V.,  Afanasyev,  An.  N.,  Uralov,  A.  M.,  Chertok,  I.  M.,  Kuzmenko,  I.  V., Eselevich, M. V., Eselevich, V. G., Rudenko, G. V., Kubo, Y., 2011b. Coronal Shock Waves, EIT Waves, and Their Relations to CMEs III. Shock Associated CME/EIT Wave in  an  Event  with  a  Two-Component  EIT  Transient ,  Solar  Physics  10.1007/s11207- 011-9781-y.
Grechnev,  V.  V.,  Uralov,  A.  M.,  Chertok,  I.  M.,  Kuzmenko,  I.  V.,  Afanasyev,  An.  N., Meshalkina, N. S., Kalashnikov, S. S., Kubo, Y.,  2011a. Coronal  Shock  Waves,  EIT
Waves,  and  Their  Relations  to  CMEs  I.  Reconciliation  of  “EIT  Waves”,  Type  II  Radio Bursts, and Leading Edges of CMEs , Solar Physics DOI: 10.1007/s11207-011-9780-z. Kumar, P., Cho, K.-S., Chen, P.-F., Bong, S.-C., Park, S.-H., 2013. Multiwavelength Study of  a  Solar  Eruption  from  AR  NOAA  11112:  II.  Large-Scale  Coronal  Wave  and  Loop Oscillation , Solar Physics, 282:523-541.
Liu,  W.,  Nitta,  N.  V.,  Schrijver,  C.  J.,  Title,  A.M.,  Tarbell,  T.  D.,  2010. First  SDO  AIA Observations  of  a  Global  Coronal  EUV  “Wave”:  Multiple  Components  and  “Ripples” , The Astrophysical Journal Letters, 723: L53-L59.
Mann,  G.,  Aurass,  H.,  Klassen,  A.,  Estel,  C.,  Thompson,  B.  J.,  1999. Coronal  Transient Waves and Coronal Shock Waves , Proc. 8 th SOHO Workshops, Paris, June 1999.
Moreton,  G.  E.,  Ramsey,  H.  E.,  1960. Recent  Observations  of  Dynamical  Phenomena Associated With Solar Flares , Pub. Astron. Soc. Pac. 72, 357. Okamoto,  T.  J.,  Nakai,  H.,  Keiyama,  A.,  2004. Filament  Oscillations  and  Moreton  Waves Associated with EIT Waves , The Astrophysical Journal, 608: 1124-1132. Patsourakos,  S.,  Vourlidas,  A.,  2012. On  the  Nature  and  Genesis  of  EUV  Waves:  A Synthesis  of  Observations  from  SOHO,  STEREO,  SDO,  and  Hinode  (Invited  Review) , Solar Physics (281) p. 187-222.
Patsourakos, S., Vourlidas, A., Wang, Y. M., Stenborg, G., Thernisien, A., 2009. What is the Nature  of  EUV  Waves?  First  STEREO  3D  Observations  and  Comparison  with Theoretical Model , Solar Physics, 25: 49-71. Podladchikova, O., Berghmans, D., 2005. Automated Detection of EIT Waves and Dimmings , Solar Physics (228) p. 265-284.
Thompson, B. J., Plunkett, S. P., Gurman, J. B., Newmark, J. S., St. Cyr, O. C., Michels, D.  J.,  1998. SOHO/EIT  Obervations  of  an  Earth-directed  Coronal  Mass  Ejection  on May 12, 1997 , Geophysical Research Letters, Vol. 25 No. 14, p. 2465-2468. Uchida, Y., 1968, 1968. Propagation of Hydromagnetic Disturbances in the Solar Corona and Moreton’s Wave Phenomena , Solar Physics 4, 30. Wills-Davey,  M.  J.,  Attrill,  G.  D.  R.,  2009. EIT  Waves:  A  Changing  Understanding  over  a Solar Cycle , Space Science Reviews Vol. 149 No. 1-4, 325-353.
Zhang, Y., Kitai, R., Narukage, N., Matsumoto, T.,  Ueno, S., Shibata, K., Wang, J., 2011. Propagation of Moreton Waves , Publ. Astron. Soc. Japan  63, 685-696. Zhukov, A. N., 2011. EIT Wave Observations and Modeling in the STEREO Era , Journal of Atmospheric and Solar Terrestrial Physics, vol. 73 issue 10.
Zhukov,  A.  N.,  Rodriguez,  L.,  de  Patoul,  J.,  2009. STEREO/SECCHI  Observations  on  8 December 2007: Evidence Against the Wave Hypothesis of the EIT Wave Origin , Solar Physics, 259, 73-85.