## AWAN MAGNET PADA FASE MINIMUM AKTIVITAS MATAHARI DAN KAITANNYA DENGAN GANGGUAN GEOMAGNET
Clara Y. Yatini dan Mamat Ruhimat Peneliti Pusat Sains Antariksa, LAPAN e-mail: clara@bdg.lapan.go.id Diterima 4 Maret 2011; Disetujui 12 Mei 2011

## ABSTRACT
Interplanetary  structures  are  important  for  the  development  of geomagnetic  disturbance.  The  structures  include  intense  north- southward Interplanetary Magnetic Field, the shock, solar wind density and velocity, and probably the magnetic cloud. We studied five events of magnetic clouds which occurred in the minimum phase of solar activity in  order  to  understand  solar  wind-magnetosphere  coupling.  The correlations  between  storm  intensity  and  the  different  solar  wind parameters  will  also  be  presented  as  well.  By  analyzing  five  magnetic clouds occurred in 2006 and the associated geomagnetic enhancement, we found that not all magnetic clouds lead to geomagnetic disturbances.
Keywords: Magnetic  cloud,  Interplanetary  magnetic  field,  Geomagnetic disturbance

## ABSTRAK
Struktur  ruang  antarplanet  memegang  peranan  penting  dalam kaitannya  dengan  munculnya  gangguan  geomagnet.  Struktur  ruang antarplanet  ini  meliputi  antara  lain  medan  magnet  antarplanet  arah utara-selatan, gelombang kejut, kerapatan dan kecepatan angin surya, serta  awan  magnet.  Untuk  memahami  kopling  antara  Matahari  dan magnetosfer,  dalam  tulisan  ini  dianalisis  lima  peristiwa  awan  magnet yang  berlangsung  dalam  fase  minimum  aktivitas  Matahari.  Dipelajari juga  korelasi  antara  intensitas  badai  dengan  parameter  angin  surya yang  berbeda.  Dengan  menganalisis  lima  peristiwa  awan  magnet  yang terjadi pada tahun 2006 dan gangguan geomagnet yang ditimbulkannya, diperoleh  bahwa  tidak  semua  awan  magnet  akan  menyebabkan gangguan geomagnet.
Kata kunci: Awan  magnet,  Medan  magnet  antarplanet,  Gangguan geomagnet

## 1  PENDAHULUAN
Medan  magnet  antarplanet Interplanetary  Magnetic  Field (IMF) mempunyai  peran  yang  sangat  penting  dalam  mempengaruhi  aktivitas geomagnet.  Penyebab  utama  munculnya  badai  geomagnet  adalah interaksi antara medan  magnet  antarplanet yang mengarah ke  selatan dengan  medan  magnet  Bumi.  Koneksi  ini  akan  mengakibatkan  energi angin  surya  mengalir  ke  magnetosfer  Bumi  (Gonzalez  et  al.,  1994). Energi dari angin surya yang ditransfer ke Magnetosfer ditentukan oleh variasi  komponen  utara-selatan  dari  IMF  ini  (Akasofu et  al. ,  1985, Farrugia et  a l.,  1993).  Adapun  gangguan  geomagnet  di  lintang  rendah direpresentasikan  dengan  indeks Disturbance  Storm  Time (Dst).  Dst  ini dikelompokkan  menjadi  tiga  kategori,  yaitu  (i)  Dst  <  -100  nT  yang menunjukkan  badai  kuat,  (ii)  -50  nT  <  Dst  <  -100  nT  yang  meng- indikasikan badai sedang, (iii) Dst minimum antara -30 nT sampai -50 nT yang menunjukkan badai lemah (Gonzalez et al ., 1994).
Pada  saat  aktivitas  Matahari  tinggi,  gangguan  geomagnet  pada umumnya disebabkan oleh adanya lontaran masa korona Coronal Mass Ejection (CME)  dari  Matahari  (Gonzalez et  al .,  1999).  Sedangkan  pada saat aktivitas Matahari rendah, aktivitas ruang antarplanet didominasi oleh  aliran  angin  surya  dengan  kecepatan  tinggi  yang  berasal  dari lubang  korona.  Gonzalez et  al .  (1996)  menunjukkan  bahwa  lubang korona  yang  terletak  di  lintang  rendah  berkaitan  dengan  fenomena  di ruang  antarplanet  dan  dapat  menyebabkan  gangguan  geomagnet. Lontaran  gas  yang  berasal  dari  Matahari  dapat  mengandung  suatu struktur yang disebut sebagai awan magnet. Awan magnet didefinisikan sebagai  suatu  daerah  dengan  kuat  medan  magnet  yang  besar, temperatur  proton  yang  rendah,  dan  medan  magnet  yang  berotasi (Burlaga  et  al.,  1981).  Awan  magnet  seringkali  didahului  oleh  plasma panas  dengan  kerapatan  tinggi.  Pada  selubung  ini  kerapatan  dan temperatur  naik  dengan  tajam.  Akan  tetapi  kenaikan  kerapatan  ini tidak  hanya  pada  bagian  depan,  tetapi  ternyata  dapat  juga  terjadi  di belakang  awan  magnet  (Wu  dan  Lepping,  2002).  Medan  magnet  antar planet yang mengarah ke selatan juga terdapat pada awan magnet ini, baik  terletak  di  dalam  awan  magnet  itu  sendiri  maupun  di  depannya, sehingga  bila  terjadi  awan  magnet  maka  dapat  diperkirakan  bahwa akan terjadi dampak pada geomagnet.
Farrugia et al . (1998) dalam makalahnya mengemukakan bahwa respon  magnetosferik  terhadap  awan  magnet  tergantung  pada amplitudo,  durasi,  dan  kecepatan  perubahan  awan  terkait  dengan parameter antarplanet. Cane et al. (2000) mempelajari hubungan antara intensitas badai dengan medan magnet antarplanet arah  utara-selatan (Bz). Badai geomagnet akan terjadi bila Bz ini mempunyai nilai negatif
atau  mengarah  ke  selatan.  Diperoleh  bahwa  Bz  dengan  nilai  negatif yang  terkecil  (maksimum  negatif)  berkorelasi  baik  dengan  Dst,  akan tetapi tidak dengan waktu transit (kecepatan transit rata-rata). Karena awan  magnet  mengandung  struktur  medan  magnet  arah  selatan  yang kuat  dan  berlangsung  lama,  maka  awan  magnet  sering  dapat memperkuat badai geomagnet.
Untuk  memahami  kopling  angin  surya  dan  Magnetosfer,  maka dalam makalah ini diteliti lima awan magnet yang teramati oleh satelit Wind  melalui  instrumen Magnetic  Field  Investigation (MFI)  pada  tahun 2006. Hal ini dapat dilakukan dengan melihat korelasi antara intensitas badai  dengan  parameter  angin  surya.  Data  tahun  2006  ini  diambil karena  merupakan  fasa  minimum  dari  aktivitas  Matahari,  sehingga korelasi antar peristiwa dapat lebih jelas terlihat.

## 2  DATA DAN METODE
Penelitian  ini  dilakukan  dengan  menganalisis  beberapa  jenis data. Data awan magnet merupakan data yang diturunkan oleh Lepping et  al.  (1995)  dari  data  yang  diamati  oleh  Satelit  Wind  menggunakan instrumen  MFI.  Untuk  melihat  respon  geomagnet  yang  terkait  dengan awan  magnet,  maka  dipergunakan  data  indeks  gangguan  geomagnet Dst  dengan  resolusi  waktu  satu  jam.  Data  ini  tersedia  di World  Data Center for Geomagnetism Kyoto University .
Sedangkan  parameter  antarplanet  yang  akan  dianalisis merupakan  hasil  pengamatan  satelit Advanced  Composition  Explorer (ACE)  dari  beberapa  instrumen  yang  terpasang  pada  satelit  tersebut. Data yang dipilih mempunyai resolusi waktu 1 jam. Parameter tersebut adalah:
- Kuat  medan  magnet  total  dan  medan  magnet  arah  selatan  (dari instrumen MAG)
- Kerapatan  dan  kecepatan  termal  angin  surya  yang  diperoleh  dari instrumen Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) dan Solar Wind Ions Mass Spectrometer (SWIM)
- Kecepatan  angin  surya  yang  diperoleh  dari  instrumen Solar  Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM )
Tabel 2-1 menunjukkan data awan magnet yang dianalisis dalam makalah  ini.  Dengan  menggunakan  data  ini  akan  dilihat  perbedaan waktu antara parameter-parameter tersebut dengan waktu terdeteksinya  awan  magnet.  Dengan  mengetahui  perbedaan  waktu dapat  diketahui  perbedaan  karakteristik  awan  magnet  dan  parameter medan  magnet  antar  planet  yang  menyebabkan  terjadinya  badai
geomagnet. Data yang dianalisis dimulai kira-kira dua hari sebelum dan sesudah terjadinya awan magnet.
Tabel 2-1: AWAN  MAGNET  YANG  TERJADI  PADA  TAHUN  2006  DAN INTENSITAS BADAI GEOMAGNET YANG TERKAIT
No. Waktu Mulai Waktu Akhir Dst (nT) Bz (nT) Tanggal Jam (UT) Tanggal Jam (UT) 1.  5 Februari 19.1 6 Februari 13.1 -25 -8.8 2.  13 April 20.6 14 April 9.9 -111  -14.3 3.  30 Agustus 21.1 31 Agustus 14.9 -34 -7.2 4.  30 September   8.6 30 September  21.6 -48 -7.9 5.  14 Desember 22.8 15 Desember  19.8 -146  -15.2

## 3  HASIL DAN PEMBAHASAN
Dari  data  Dst,  kuat  medan  total,  kuat  medan  magnet  arah selatan,  kerapatan  dan  kecepatan  termal  angin  surya,  maka  diperoleh plot seperti yang tercantum pada Gambar 3-1.

## 3.1 Peristiwa Awan Magnet Pada Fase Minimum Aktivitas Matahari

## a. Awan Magnet tanggal 5 Februari 2006
Pada Gambar 3-1 diperlihatkan variasi Dst dan parameter angin surya yang terkait dengan awan magnet yang terjadi tanggal 5 Februari 2006.  Walaupun  tidak  dikategorikan  dalam  badai  (intensitas  Dst minimum  hanya  -25  nT)  penurunan  intensitas  Dst  tampak  terkait dengan  nilai  Bz  negatif  yang  berlangsung  cukup  lama.  Indeks  Dst tampak turun cukup besar segera setelah awan magnet terdeteksi (dari 20  nT menjadi  -25  nT).    Untuk  kuat medan di  antarplanet, datangnya awan magnet tampak menyebabkan naiknya kuat medan magnet, dan berbaliknya arah medan magnet utara-selatan (Bz) menjadi negatif atau mengarah  ke  selatan.  Berbeda  dengan  kerapatan  angin  surya  dan kecepatan  termalnya,  kedua  parameter  ini  tampak  naik  setelah  awan magnet berakhir. Akan tetapi kecepatan angin surya itu sendiri tampak menurun  dan  naik  setelah  awan  magnet  berakhir  dengan  kecepatan yang  rendah.  Pada  peristiwa  awan  magnet  ini  naiknya  kerapatan tampaknya  disebabkan  oleh  bagian  belakang  ( trailing  region )  awan magnet,  walaupun  tidak  sampai  mengakibatkan  gangguan  yang signifikan.

## b. Awan Magnet tanggal 13 April 2006
Awan  magnet  yang  terjadi  pada  tanggal  13  April  2006 menyebabkan  turunnya  Dst  pada  saat  awan  magnet  tersebut
berlangsung  (Gambar  3-1  yang  kedua),  meskipun  kuat  medan  magnet naik  sebelum  awan  magnet  terdeteksi.  Medan  magnet  antarplanet utara-selatan  (Bz)  berubah  dari  positif  menjadi  negatif  atau  berubah mengarah  ke  selatan  bersamaan  dengan  naiknya  intensitas  gangguan geomagnet  (turunnya  Dst).  Kerapatan  angin  surya  naik  sebelum terdeteksinya awan magnet, sehingga tampaknya sebelum awan magnet terdeteksi, telah didahului oleh struktur yang merupakan selubung dari awan  magnet  tersebut  yang  membawa  partikel  yang  cukup  rapat  (Wu dan  Lepping,  2002).  Akan  tetapi  kerapatan  ini  kembali  turun  selama berlangsungnya  awan  magnet.  Kecepatan  termal  tampak  naik  pada selang waktu terjadinya awan magnet. Dari profil angin suryanya, tidak terlihat  adanya  gelombang  kejut,  tetapi  kecepatannya  cukup  tinggi, lebih  dari  500  km/s.  Naiknya  kecepatan  termal  mengindikasikan naiknya  temperatur  di  plasma  angin  surya.  Tampaknya  badai geomagnet  yang  kuat  ini  (Dst  min  =  -111  nT)  disebabkan  adanya plasma  yang  rapat  dan  panas,  dan  juga  kecepatan  angin  surya  yang tinggi sehingga tekanan dinamik meningkat. Steed et al. (2008) meneliti adanya  lubang  korona  yang  muncul  di  permukaan  Matahari  pada tanggal 11 April 2006 dan memperoleh bahwa lubang korona ini terkait dengan gangguan geomagnet pada tanggal 13 April 2006.

## c. Awan Magnet tanggal 30 Agustus 2006
Gambar  yang  ketiga  menunjukkan  parameter-parameter  yang terkait dengan awan magnet tanggal 30 Agustus 2006. Turunnya indeks Dst  (Dst  min  =  -34  nT)  terjadi  pada  selang  waktu  terjadinya  awan magnet.  Kuat  medan  magnet  antarplanet  total  (Bt)  naik  dan  medan magnet  antarplanet  arah  utara-selatan  (Bz)  berubah  negatif  secara perlahan,  walaupun  intensitasnya  tidak  besar.  Kerapatan  angin  surya naik  justru  setelah  awan  magnet  berakhir.  Adapun  kecepatan  termal dan  kecepatan  angin  surya  tidak  menunjukkan  kenaikan  sama  sekali selama  berlangsungnya  awan  magnet.  Awan  magnet  ini  juga  tidak menyebabkan  turunnya  Dst  secara  signifikan,  dan  gangguan  yang ditimbulkannya dikategorikan dalam badai lemah.

## d. Awan Magnet tanggal 30 September 2006
Gangguan  geomagnet  yang  terkait  dengan  awan  magnet  yang terjadi pada tanggal 30 September 2006 mempunyai nilai minimum Dst -48 nT. Nilai ini tercapai setelah awan magnet berlangsung. Akan tetapi kenaikan intensitas medan magnet antarplanet B mulai terjadi sebelum terdeteksinya  awan  magnet,  dan  tetap  kuat  selama  berlangsungnya
awan  magnet.  Adapun  kuat  medan  magnet  antarplanet  arah  utara- selatan  Bz  pada  awalnya  bernilai  positif  (mengarah  ke  utara),  dan berbalik  menjadi  negatif  (ke  selatan)  hampir  pada  akhir  awan  magnet. Kerapatan angin surya naik sebelum awan magnet tiba, tetapi menjadi sangat  rendah  pada  saat  awan  magnet  berlangsung.  Hal  ini  serupa dengan  peristiwa  awan  magnet  tanggal  13  April,  yang  menunjukkan adanya selubung dari awan magnet itu sendiri (Wu dan Lepping, 2002). Tidak  demikian  halnya  dengan  kecepatan  termal  dan  kecepatan  angin suryanya.  Kecepatan  termal  dan  kecepatan  proton  pada  awalnya rendah, tetapi sebelum awan magnet tiba kecepatan ini naik dan terus naik  sampai  awan  magnet  berakhir.  Akan  tetapi  gangguan  yang ditimbulkannya  pada  geomagnet  tidak  besar  karena  arah  medan magnet antarplanet Bz mengarah ke utara dan berbalik arah ke selatan setelah beberapa waktu.

## e. Awan Magnet tanggal 14 Desember 2006
Kuat medan magnet total naik sebelum terjadinya awan magnet pada tanggal 14 Desember 2006. Parameter yang lain, yaitu indeks Dst dan  Bz  mengalami  penurunan.  Indeks  Dst-nya  mencapai  -146  nT.  Ini menunjukkan  terjadinya  badai  geomagnet  yang  kuat.  Pembalikan medan magnet arah utara-selatan terjadi dengan cepat dan bersamaan dengan  fasa  utama  badai  geomagnet.  Setelah  maksimum  negatif tercapai,  medan  magnet  berubah  secara  perlahan  menjadi  positif. Kerapatan  dan  kecepatan  angin  surya,  serta  kecepatan  termal mengalami kenaikan tiba-tiba sebelum sampainya awan magnet, tetapi kemudian  turun  sejak  datangnya  awan  magnet.  Kenaikan  yang  tiba- tiba  ini  menunjukkan  adanya  gelombang  kejut  ( shock ),  dan menunjukkan  adanya  selubung  dengan  plasma  yang  panas  dan  rapat (Wu  dan  Lepping,  2002).  Kecepatan  sebelum shock sekitar  600  km/s dan  naik  menjadi  hampir  900  km/s  setelah shock .  Pada  peristiwa  ini terlihat  bahwa  badai  geomagnet  kuat  ini  diakibatkan  oleh  peristiwa semburan Matahari dengan kecepatan tinggi dan disertai adanya shock serta  didukung  oleh  medan  magnet  antarplanet  Bz  mengarah  ke selatan.  Berdasarkan  data  SOHO/LASCO  peristiwa  ini  berkaitan dengan  munculnya  halo  CME  pada  tanggal  14  Desember  2006  jam 22:30  UT  dengan  kecepatan  linier  1024  km/detik  yang  disertai  oleh semburan  radio  tipe  II  yang  diamati  oleh Green  Bank  Solar  Radio Spectrometer .
163
Gambar 3-1: Plot  Dst  dengan  parameter  medan  magnet  antar  planet  dan  angin  surya  terkait  awan    magnet berturut-turut  dari  kiri  ke  kanan:  tanggal  5  Februari,  13  April,  30  Agustus,  30  September,  dan  14 Desember  2006.  Dari  atas:  Dst,  kuat  medan  magnet  antar  planet  total,  kuat  medan  magnet  arah utara-selatan,  kerapatan,  kecepatan  termal  dan  kecepatan  angin  surya.  Bagian  gelap  adalah  selang waktu terjadinya awan magnet

## 3.2 Awan Magnet dan Gangguan Geomagnet
Dari  lima  peristiwa  awan  magnet  yang  dibahas  di  atas, tampaknya  tidak  semua  awan  magnet  dapat  mengakibatkan  adanya gangguan  yang  cukup  besar  di  geomagnet.  Hal  ini  juga  dikemukakan oleh  Yatini  (2007)  yang  mendapatkan  bahwa  hanya  kira-kira  separuh dari  awan  magnet  yang  terjadi  pada  siklus  Matahari  ke  23 mengakibatkan badai kuat. Besarnya gangguan yang ditimbulkan tidak hanya  tergantung  pada  kemunculan  awan  magnet,  tetapi  juga ditentukan  oleh  parameter  antarplanet yang menyertainya  (Farrugia et al., 1998).
Dalam  penelitian  ini  hanya  dua  awan  magnet  yang  terkait dengan  badai  geomagnet  kuat,  dan  keduanya  didukung  oleh  medan magnet antarplanet arah utara-selatan (Bz) yang mengarah ke selatan. Sedangkan  selebihnya  hanya  menyebabkan  gangguan  yang  lemah. Awan  magnet  yang  terjadi  membawa  medan  magnet  yang  kuat,  yang dapat  dilihat  dari  naiknya  medan  magnet  total,  demikian  juga mengakibatkan  medan  magnet  arah  selatan  (Bz)  mengalami  kenaikan intensitas.  Waktu  puncak  gangguan  geomagnet  tampak  bersesuaian dengan  saat  Bz  mencapai  nilai  tertinggi,  dan    kemudian  berubah  dari negatif ke positif. Dari lima peristiwa ini intensitas gangguan geomagnet (Dst  minimum)  mempunyai  korelasi  dengan  kuat  medan  magnet antarplanet  arah  selatan  (Bz).  Hal  ini  hampir  dapat  dipastikan  karena Dst merupakan pengukuran arus cincin yang diperkuat oleh komponen medan  magnet  antarplanet  Bz  yang  mengarah  ke  selatan  (Cane  et  al., 2000).  Komponen  Dst  yang  negatif  inilah  yang  disebut  sebagai gangguan  atau  badai  geomagnet,  dengan  intensitas  badai  yang tergantung pada intensitas Bz negatif.
Awan magnet seringkali didahului oleh selubung ( sheath ) dengan plasma  yang  panas  dan  rapat  dengan  medan  magnet  yang  berputar. Bagian  luar selubung  ini  bisa berupa  ’ shock ’ atau  struktur yang mirip dengan  kenaikan  kerapatan,  temperatur,  dan  kecepatan  yang  tajam (Burlaga et al., 1998). Peristiwa yang menampilkan karakteristik seperti ini  terlihat  pada  awan  magnet  tanggal  14  Desember  2006,  yang memperlihatkan shock ,  selubung,  dan  awan  magnet  itu  sendiri. Kenaikan  kerapatan  di  bagian  belakang  awan  magnet  dan  beberapa diantaranya  mempunyai  kuat  medan  yang  tinggi.  Wu  dan  Lepping (2002) mengatakan bahwa kenaikan ini disebabkan oleh tekanan awan magnet yang memperkuat medan magnet di bagian belakang. Beberapa studi  (misalnya  Lepping  et  al.,  2001)  menunjukkan  bahwa  medan magnet    yang  terkompresi  lebih  besar  berada  di  bagian  depan  awan magnet dari pada di bagian belakangnya.

## 4  KESIMPULAN
Interaksi  awan  magnet  dengan  magnetosfer  Bumi  dapat mengakibatkan  beberapa  hal,  yaitu:  tidak  ada  badai,  badai  lemah, badai  sedang,  dan  badai  kuat.  Dari  lima  peristiwa  awan  magnet  yang diamati  oleh  satelit  WINDS  untuk  tahun  2006,  diperoleh  bahwa gangguan geomagnet dipengaruhi oleh medan magnet antarplanet arah selatan  (Bz  negatif)  dan    disebabkan  oleh  daerah  awan  magnet  yang berbeda,  yaitu  bagian  selubung  ( sheath ),  daerah  bagian  depan,  dan bagian  belakang  awan  magnet.  Datangnya  awan  magnet  ini  ditandai dengan  naiknya  intensitas  medan  magnet,  baik  medan  magnet  total maupun medan magnet arah selatan. Akan tetapi ternyata tidak semua awan magnet akan menyebabkan gangguan yang besar terhadap medan magnet  Bumi.  Kejadian  badai  magnet  kuat  disebabkan  oleh  naiknya kuat  medan  magnet  antarplanet  Bz  ke  arah  selatan,  kerapatan,  dan kecepatan angin surya.
Dalam  studi  ini  tidak  semua  peristiwa  menunjukkan  adanya shock ,  tetapi  semua  menunjukkan  kenaikan  kerapatan  walaupun naiknya  kerapatan  ini  terjadi  sebelum  atau  sesudah  lewatnya  awan magnet.  Kenaikan  kerapatan yang  tajam  ini  menurut  Wu  dan  Lepping (2002) dianggap sebagai batas depan dari selubung apabila tidak terjadi shock .

## DAFTAR RUJUKAN
Akasofu, S.I., Olmsted, C., Smith, E.J., Tsurutani, B., Okida, R., Baker, D.N.,  1985. Solar  Wind  Variations  and  Geomagnetic  Storm:  A Study of Individual Storms Based on High Time Resolution ISEE-3 Data , J. Geophys. Res . 90, 325.
Burlaga,  L.,  Sittler,  E.,  Mariani,  F.,  Schwenn,  R.,  1981. Magnetic  Loop Behind  an  Interplanetary  Shock:  Voyager,  Helios,  and  IMP  8
Observations , J. Geophys. Res. 86, 6673-6684.
Burlaga, L., Fitzenreiter, R., Lepping, R., Ogilvie, K., Szabo,A., Lazarus,
A.,  Steinberg,  J.,  Gloeckler,  G.,  Howard,  R.,  Michels,  D., Farrugia,  C.,  Lin,  R.P.,  Larson,  D.E.,  1998. Magnetic  Cloud Containing Prominence Material: January 1997 , J. Geophys. Res. 103, 277-286.
Cane, H.V., Richardson, I.G., St. Cyr, S.T., 2000. Coronal Mass Ejection, Interplanetary Ejecta And Geomagnetic Storm , Geophys. Res. Lett. 27, 3591 – 3594.
Farrugia,  C.J.,  Burlaga,  L.F.,  Osherovich,  V.A.,  Richardson,  I.G., Freeman,  M.P.,  Lepping,  R.P.,  Lazarus,  A.,  1993. A  Study  of  an Expanding Interplanetary Magnetic Cloud and Its Interaction with
the  Earth’s  Magnetosphere:  The  Interplanetary  Aspect ,  J. Geophys. Res . 98, 7621-7632.
Farrugia, C.J., Scudder, J.D., Freeman, M.P., Janoo, L., Lu, G., Quinn, J.M.,  Arnoldy,  R.L.,  Torbert,  R.B.,  Burlaga,  L.F.,  Ogilvie,  K.P., Lepping,  R.P.,  Lazarus,  A.J.,  Steinberg,  J.T.,  Gratton,  F.T., Rostoker, G., 1998. Geoeffectivess of three Wind Magnetic Clouds:
A Comparative Study , J. Geophys. Res. 103, 17261 – 17278.
Gonzalez,  W.D.,  Joselyn,  J.A.,  Kamide,  Y.,  Kroehl,  H.W.,  Rostoker,  G., Tsurutani,  B.T.,  Vasyliunas,  V.M.,  1994. What  is  Geomagnetic Storm? , J. Geophys. Res. 99, 5771-5792.
Gonzalez,  W.D.,  Tsurutani,  B.T.,  McIntosh,  P.,  Clùa  de  Gonzalez,  A.L., 1996. Coronal  Holes-Active  Regions-Current  Sheet  Association with  Intense  Interplanetary  and  Geomagnetic  Phenomena ,
Geophys. Res. Lett. 23, 2577.
Gonzalez,  W.D.,  Tsurutani,  B.T.,  Clùa  de  Gonzalez,  A.L..,  1999. Interplanetary  Origin  of  Geomagnetic  Storms , Space  Science Reviews 88, 529-562.
Lepping, R. P.; Acũna, M. H.; Burlaga, L. F.; Farrell, W. M.; Slavin, J. A.; Schatten, K. H.;Mariani, F.; Ness, N. F.; Neubauer, F. M.; Whang, Y. C.;   Byrnes, J. B.;   Kennon, R. S.; Panetta, P. V.; Scheifele, J.; Worley, E. M., 1995. The Wind Magnetic Field Investigation , Space Sci. Rev. 71, 207.
Lepping,  R.  P., Berdichevsky, D. B.;  Burlaga, L. F.;  Lazarus, A. J.;
Kasper, J.; Desch, M. D.; Wu, C.-C.; Reames, D. V.; Singer, H. J.; Smith, C. W.;  Ackerson, K. L.,  2001. The  Bastille  Day  Magnetic Clouds  and  Upstream  Shocks:  Near-  Earth  Interplanetary
Observation , Solar Phys. 204, 287-305.
Steed, K., Owen, C.J., Harra, L.K., Green, L.M., Dasso, S., Walsh, A.P., D'emoulin,  P.,  van  Driel-Gesztelyi,  L.,  2008. Locating  the  Solar Source of 13 April 2006 Magnetic Cloud , Ann. Geophys. 26, 3159.
Wu,  C.,  Lepping,  R.P.,  2002. Effects  of  Magnetic  Clouds  on  the Occurrence of Geomagnetic  Storms:  The  First  4  Years  of  Wind , J.
Geophys. Res. 107, 1314. Yatini,  C.Y.,  2007. Keterkaitan  Awan  Magnetik  dengan  Aktivitas Matahari  dan  Geomagnet, Publikasi  Ilmiah  LAPAN:  Sains Atmosfer dan Iklim, Sains Antariksa serta Pemanfaatannya, hal. 103. Advanced Composition Explorer, http://www.srl.caltech.edu/ACE/ . Green Bank Solar Radio Spectrometer, http://gbsrbs.nrao.edu/. Magnetic  Field  Investigation,  http://  lepmfi.  gsfc.  nasa.  gov/mfi/mag_ cloud_pub1.html .
SOHO/LASCO CME catalog, http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/ .
World  Data  Center  for  Geomagnetism  Kyoto,  http://wdc.kugi.kyoto- u.ac.jp/ .