## ANALISIS KONDISI FLUKS ELEKTRON DI SABUK RADIASI ELEKTRON LUAR BERDASARKAN MEDAN MAGNET ANTARPLANET (BZ) DAN KECEPATAN ANGIN MATAHARI
(ANALYSIS OF ELECTRON FLUX CONDITION IN OUTER ELECTRON RADIATION BELT BASED ON INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD (BZ) AND SOLAR WIND SPEED)
Siska Filawati Pusat Sains Antariksa Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djunjunan 133 Bandung 40173 Indonesia e-mail: siska.filawati@lapan.go.id
Diterima 11 Agustus 2017; Direvisi 10 Januari 2018; Disetujui 10 Januari 2018

## ABSTRACT
Interplanetary space is a hazard precursor for solar eruption toward earth. The solar eruptions enhance  electron  flux  that  can  lead  to    anomalies,  shifts,  and  permanent  damage  to  spacecraft,  e.g. satellites.  The  data  used  in  this  paper  are  interplanetary  space  data  represented  by  interplanetary magnetic  field  (Bz)  and  solar  wind  speed,  as  well  as  Dst  and  AE  indexes  as  comparison  indicating disturbance has reached Earth’s poles and equator during 2011-2012. The method used is to determine the value of maximum and minimum Bz in the year 2011-2012 which is taken five days before and after. Analysis and calculation of correlation is done to data of Bz-electron flux and solar wind velocity-electron flux. Clarification of disturbence in interplanetary space and outer electron radiation belt is using index data  Dst  and  AE  indexes  are  used  to  clarify  interplanetary  space  and  outer  electron  radiation  belt disturbances. The aim of this study is to determine the characteristics of interplanetary space that can increase the electron flux so that the space weather early warning can be done.  It was found that  the period of electron flux enhancement after decrease and increase of Bz was 2 to 3 days. The electron flux would enhance when interplanetary space was  in its normal condition at solar wind speed 500 km/sec and Bz is -5 nT to +5 nT. Electron flux correlation with solar wind velocity was better than  with Bz.
Keywords: interplanetary space,electron flux, interplanetary magnetic field (Bz), solar wind speed, Dst index, AE index

## ABSTRAK
Kondisi  ruang  antarplanet  merupakan  prekursor  bahaya  erupsi  matahari  terhadap  bumi. Erupsi  matahari  dapat  menyebabkan  peningkatan  fluks  elektron.  Tingginya  fluks  elektron  dapat menyebabkan anomali,  pergeseran, dan  kerusakan  permanen  pada  wahana antariksa,  misal  satelit. Data yang digunakan pada makalah ini adalah data ruang antarplanet yang diwakili oleh kondisi medan magnet antarplanet (Bz) dan kecepatan angin matahari yang merupakan prekursor peningkatan fluks elektron serta data indeks Dst dan indeks AE sebagai pembanding bahwa gangguan telah mencapai kutub  dan  ekuator  bumi  selama  rentang  waktu  2011-2012.  Metode  yang  digunakan  adalah menentukan  nilai  Bz  maksimum  dan  minimum  dalam  tahun  2011-2012  yang  selanjutnya  dari penanggalan  data  tersebut  diambil  data  lima  hari  sebelum  dan  sesudah.  Analisis  dan  perhitungan korelasi  dilakukan  terhadap  data  Bz-fluks  elektron  dan  kecepatan  angin  matahari-fluks  elektron. Klarifikasi gangguan yang terjadi di ruang antarplanet dan sabuk radiasi elektron luar menggunakan data indeks Dst dan indeks AE. Tujuan ditulisnya makalah ini adalah untuk mengetahui karakteristik kondisi  ruang  antarplanet  yang  dapat  meningkatkan  fluks  elektron  agar  peringatan  dini  cuaca antariksa dapat dilakukan. Hasil yang didapatkan adalah waktu yang dibutuhkan fluks elektron setelah terjadi  penurunan  dan  peningkatan  Bz  adalah  2  hingga  3  hari,  fluks  elektron  akan  meningkat  saat kondisi  ruang  antarplanet  normal  yaitu  pada  kecepatan  500  km/detik  dan  Bz  -5  nT  hingga  +5  nT, korelasi fluks elektron dengan kecepatan angin matahari lebih baik dibanding  fluks elektron dengan Bz.
Kata kunci: Ruang antarplanet, fluks elektron, medan magnet antar-planet (Bz), fluks elektron, kecepatan angin matahari, indeks Dst, indeks AE

## 1 PENDAHULUAN
Mengetahui  kondisi  peningkatan fluks  elektron  di  sabuk  radiasi  elektron bagian luar merupakan suatu keharusan dalam penelitian cuaca antariksa karena elektron  dapat  menyebabkan  anomali pada spacecraft (satelit, stasiun antariksa) yang  menyajikan  data  observasi  cuaca, komunikasi, dan layanan penting lainnya (Baker et al. , 1987; Kataoka dan Miyoshi,
2006;  Miyoshi  dan  Kataoka,  2008). Peningkatan  fluks  elektron  di  sabuk radiasi  elektron  bagian  luar  disebabkan oleh  aktivitas  matahari  seperti Coronal Mass Ejection (CME), Corotating Interaction Region (CIR) (Kataoka dan Miyoshi, 2006; Filawati  dan  Nuraeni,  2017),  dan High Intensity,  Long  Duration,  Continuous  AE Activity (HILDCAA) (Hajra et al ., 2014).
Sabuk  radiasi  elektron  luar merupakan  wilayah  populasi  elektron dengan  energi  di  atas  0,1  MeV  (NOAA) yang berpusat pada jarak 4 dan 5 R E (Li dan Temerin, 2001). R E merupakan jari- jari  Bumi  yang  bernilai  6371  km.  CME
atau lontaran massa korona merupakan erupsi matahari yang paling berdampak terhadap  Bumi  dibanding  dengan  yang lain, namun pengaruhnya terhadap fluks elektron di sabuk radiasi elektron bagian luar tidak terlalu besar karena CME akan meningkatkan  fluks  elektron  di  sabuk radiasi  elektron  bagian  dalam  (Kataoka dan  Miyoshi,  2006).  CIR  merupakan peristiwa yang terjadi di ruang antarplanet yang diakibatkan oleh angin matahari  berkecepatan  tinggi  berinteraksi dengan  angin  matahari  berkecepatan rendah  (Heber et  al. ,  1999).  HILDCAA merupakan  peristiwa  yang  terjadi  di wilayah polar (kutub magnet bumi) yang diidentifikasikan  oleh  indeks  AE  lebih besar  dari  1000  nT  yang  terjadi  selama minimal  dua  hari  (Hajra et  al .,  2014;
Hajra et al. , 2013).
CME  dan  CIR  bergantung  pada siklus matahari. CME  akan sering terjadi saat siklus matahari naik hingga menuju turun,  CIR  dan  HILDCAA  sering  terjadi saat siklus matahari minimum,  sehingga
fluks elektron juga memiliki karakteristik tertentu  (Kataoka  dan  Miyoshi,  2006; Filawati dan Nuraeni, 2017; Hajra et al. , 2014).
Sebelum  partikel  berenergi  dari matahari mencapai sabuk radiasi elektron bagian luar, partikel tersebut akan terlebih dahulu  melewati  ruang  antarplanet ( Interplanetary  Space /IS).  Parameter  IS yang dijadikan pedoman adalah kecepatan angin matahari, kerapatan plasma, medan magnet  antarplanet  arah  Utara-Selatan (Bz),  dan  temperatur  angin  matahari (Miyoshi  dan  Kataoka,  2008;  Li  dan Temerin, 2001). Diketahui bahwa sabuk radiasi  elektron  bagian  luar  berkorelasi dengan  kecepatan  angin  matahari (Paulikas dan Blake, 1979; O’Brien et al. , 2001; Kataoka dan Miyoshi, 2006; Weigel et al. , 2003). Beberapa kasus menunjukkan  bahwa  Bz  negatif  dapat meningkatkan kecepatan angin matahari (Iles et  al. ,  2002;  Miyoshi et  al. ,  2007; Miyoshi dan Kataoka, 2008; Blake et al ., 1997).
Erupsi  matahari  yang  telah mencapai Bumi dapat dilihat dari kondisi indeks Auroral  Electrojet (AE)  yang merupakan  indeks  gangguan di  wilayah polar/kutub Bumi dan indeks Disturbance Storm Time (Dst) merupakan indeks gangguan di wilayah ekuator dan lintang  rendah  Bumi.  Untuk  sumber erupsi  matahari  yang  berbeda,  dampak yang  teramati  di  indeks  AE  dan  indeks Dst juga berbeda.
Pada makalah ini akan dipaparkan kondisi fluks elektron saat Bz mengalami penurunan  maupun  peningkatan  dan akan  dianalisis  kondisinya  berdasarkan kondisi Bz dan kecepatan angin matahari. Perubahan  kondisi  di  IS  tentunya  akan mempengaruhi kondisi magnetosfer bumi  terutama  sabuk  radiasi  elektron bagian luar.
Masalah  yang  ditimbulkan  dari besarnya  fluks  elektron  adalah  terkait dengan deep  dielectric  charging pada satelit yang dapat menyebabkan anomali hingga  kerusakan  pada  satelit  (Kataoka dan Miyoshi, 2006). Deep dielectric charging
terjadi  ketika  elektron  energi  tinggi menembus komponen satelit dan menghasilkan  penumpukan  muatan  di dalam material. Hal ini dapat menyebabkan anomali pada satelit dan dapat mengakibatkan  disfungsi  sementara  atau permanen.  Tercatat  bahwa  beberapa satelit  pernah  mengalami  kerusakan fatal  seperti  Galaxy  VII,  Solidaridad  1, dan  ASCA  (Astro-D)  pada  tahun  2000 (Allen,  2002).  Oleh  karena  dampaknya sangat signifikan terhadap benda antariksa, kondisi fluks elektron merupakan  salah  satu  parameter  yang diperhitungkan dalam mengetahui kondisi cuaca antariksa.
Dalam hal antisipasi bahaya besar fluks  elektron  terhadap  satelit,  hal  ini perlu pengkajian lebih dalam lagi terkait kondisi satelit dan dalam makalah ilmiah ini  tidak  dibahas  terkait  hal  tersebut. Namun,  dalam  praktiknya  analisis dampak  negatif  kondisi  fluks  elektron terhadap satelit dapat dijadikan sebagai pertimbangan perlakuan terhadap satelit saat fluks elektron tinggi, yang selama ini dilakukan  adalah  mematikan  sistem elektroniknya saat terdapat peningkatan fluks elektron diatas 10 4 partikel sr -1 s -1 cm -2 dan sebagai bahan pertimbangan material  dan  sistem  kerja  satelit  agar bisa  bertahan  pada  kondisi  cuaca antariksa yang ekstrem (Allen, 2002).
Tujuan  dilakukannya  penelitian ini adalah untuk mengetahui karakteristik kondisi  ruang  antarplanet  yang  dapat meningkatkan  fluks  elektron  agar peringatan  dini  cuaca  antariksa  dapat dilakukan.

## 2 METODOLOGI
Data yang digunakan adalah data kecepatan angin matahari, Bz koordinat GSM,  fluks  elektron,  indeks  AE,  dan indeks  Dst  tahun  2011  hingga  2012. Data  kecepatan  angin  matahari  dan  Bz diperoleh dari arsip National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) ftp:// sohoftp.nascom.nasa.gov/sdb/goes/ace/ monthly/.  Data  yang  digunakan  adalah data  per  jam.  Data  kecepatan  angin
matahari yang digunakan adalah dalam satuan  km/detik  dan  data  Bz  dalam satuan  nT.  Kedua  variabel  tersebut merupakan salah satu parameter untuk mengetahui kondisi ruang antarplanet.
Data  fluks  elektron  dari  NOAA https://satdat.ngdc.noaa.gov/sem/goes/ data/new_avg/. Data tersebut merupakan data  satelit  GOES13  dengan  energi  ≥  2 MeV.  Berdasarkan  klasifikasi  NOAA, fluks  elektron  dengan  energi  ≥  2  MeV dikategorikan  sebagai  fluks  elektron energi  tinggi  yang  dapat  menyebabkan gangguan pada satelit yang mengorbit di wilayah  tersebut. Fluks  elektron berenergi tinggi  dikaitkan  sebagai  penyebab deep dielectric  charging (NOAA,  2017).  Data awal fluks elektron merupakan data rata- rata setiap 5 menit yang kemudian diolah menjadi data rata-rata setiap jam dalam satuan partikel sr -1 s -1 cm -2 .
Data  indeks  AE  dan  indeks  Dst dari World  Data  Center (WDC)  Kyoto http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstae/ index.html.  Gangguan  di  IS  yang  telah sampai di Bumi
dikonfirmasi menggunakan data indeks AE dan indeks Dst.
Gambar 2-1: Diagram Alir Penelitian
Gambar 2-1 menunjukkan proses pengolahan data hingga analisis. Proses awal pengolahan data adalah identifikasi dilakukan  terhadap  nilai  Bz.  Dalam tahun  2011  hingga  2012  dicari  nilai  Bz
maksimum  dan  Bz  minimum.  Diambil empat  data  Bz  maksimum  dan  Bz minimum  yang  teridentifikasi.  Waktu pada  delapan  data  Bz  maksimum  dan minimum  tersebut  akan  digunakan sebagai waktu pada data kecepatan angin matahari,  fluks  elektron,  indeks  AE,  dan indeks  Dst.  Klasifikasi  ini  bertujuan untuk mengetahui bagaimana pengaruh kondisi ruang antarplanet terhadap fluks elektron  serta  pengaruhnya  di  wilayah kutub ( auroral zone ) berdasarkan indeks AE dan indeks Dst untuk wilayah ekuator dan  lintang  rendah.  Dari  identifikasi  Bz maksimum dan minimum akan dilakukan uji korelasi untuk mengetahui hubungan fluks elektron dengan kondisi IMF  Bz  dan  kecepatan  angin  matahari secara kuantitatif.

## 3      PEMBAHASAN
Hasil  penelitian  ini  berupa  hasil kualitatif dan kuantitatif. Hasil kualitatif berupa  grafik  yang  menunjukkan  pola fluks  elektron  terhadap  kondisi  Bz  dan kecepatan angin matahari. Hasil kuantitatif  berupa  nilai  signifikansi  dan koefisien  korelasi  fluks  elektron  dilihat dari  kondisi  ruang  antarplanet,  Bz  dan kecepatan angin matahari.
Klasifikasi  Bz  maksimum  terjadi pada  tanggal  5  Agustus  2011,  26 September  2011,  15  Juli  2012,  dan  14 November  2012.  Bz  minimum  terjadi pada  tanggal  18  Februari  2011,  22 Januari 2012, 8 Maret 2012, dan 16 Juni 2012.
Berdasarkan penelitian
sebelumnya,  terdapat  tiga  pemicu peningkatan  fluks  elektron  yaitu  CME, CIR  (Kataoka  dan  Miyoshi,  2006)  dan HILDCAA ( High Intensity, Long Duration, Continuous  AE  Activity )  (Hajra et  al. , 2014).  Hasil  pengolahan  data  Bz maksimum  dan  Bz  minimum  tahun 2011-2012 menunjukkan  perilaku  fluks elektron yang berbeda. Hal ini disebabkan oleh sumber gangguan yang berbeda.  Selain  itu,  ketiga  pemicu tersebut akan efektif meningkatkan fluks elektron  jika  terjadi  pada  musim  semi
dan gugur (STFA/ Spring Toward Fall Away ) yaitu  di  bulan  musim  semi  Februari, Maret, April, Mei dan bulan musim gugur Agustus,  September,  Oktober,  dan November (Miyoshi dan Kataoka, 2008).
Pola  fluks  elektron  terhadap  Bz dan kecepatan angin matahari menunjukkan  bahwa  saat  gangguan  di ruang antarplanet yang ditandai dengan kondisi Bz lebih dari +10 nT atau kurang dari  -10  nT  serta  kecepatan  angin matahari lebih dari 500 km/detik, fluks
elektron  mengalami  penurunan.  Fluks elektron akan meningkat saat kondisi Bz dan  kecepatan  angin  matahari  pada kondisi normal, yaitu -5 nT hingga +5 nT dan 300 km/detik hingga 400 km/detik. Kenaikan fluks elektron terjadi pada 2-3 hari  setelah  Bz  mengalami  kondisi maksimum atau minimum dengan besar fluks  yang  bergantung  dari  sumber gangguan.
(a)
(b)
Gambar 3-1:Kondisi Fluks Elektron 8 Maret 2012 dengan kondisi (a) Bz (b) Kecepatan angin matahari
Kenaikan  fluks  elektron  bervariasi bergantung  pada  sumber  gangguan  di Matahari. Pada tanggal 8 Maret 2012 dan 15 Juli 2012 yang ditunjukkan Gambar
3-1 dan Gambar 3-2, fluks elektron lebih dari  10 4 partikel  sr -1 s -1 cm -2 .  Sedangkan yang lain kurang dari 10 4 partikel sr -1 s -1 cm -2 . Hal ini disebabkan oleh CME yang terjadi
tidak terlalu besar, kecepatan CME yang rendah, dan tidak geoefektif.
Kegeoefektifan  CME  dilihat  dari  arah erupsinya  yang  mengarah  ke  barat menuju  Bumi  (Kim et  al. ,  2008).
Sedangkan  CME  yang  terjadi  sebelum tanggal  8 Maret  2012  dan 15  Juli 2012 adalah  CME  yang  tidak  geoefektif, namun CME berulang kali terjadi bahkan dalam  satu  hari  terjadi  beberapa  CME. Oleh karena itu, peristiwa ini di wilayah ruang  antarplanet  menyebabkan  CIR, yaitu adanya dorongan kecepatan angin matahari  yang  berinteraksi  dengan
kecepatan  plasma  yang  lebih  rendah  di ruang antarplanet. Hasilnya magnetosfer akan  dihantam  oleh  partikel  dari  ruang antarplanet bertubi-tubi,  terus  menerus sehingga  partikel  yang  mengarah  ke kutub  magnet  utara  semakin  banyak. Akibatnya  indeks  AE  yang  terpantau akan menunjukkan nilai yang besar lebih dari  1000  nT  selama  beberapa  hari berturut-turut dan menyebabkan terjadinya HILDCAA. Peristiwa HILDCAA tanggal  8  Maret  2012  dapat  dilihat  dari nilai indeks AE Gambar 3-3.
(a)
(b)
Gambar 3-2:Kondisi Fluks Elektron 15 Juli 2012 dengan kondisi (a) Bz (b) Kecepatan angin matahari
Peristiwa  8  Maret  2012  menjadi perhatian  tersendiri  karena  sebelum badai  geomagnet  akibat  CME  datang, indeks  AE  dan  indeks  Dst  sudah terganggu  dan  Bz  menunjukkan  nilai positif  hingga  +20,4  nT,  yang  artinya arah  medan  magnet  antarplanet  yang menuju  Bumi  bergerak/bergeser  ke utara  sehingga  akan  terjadi  penguatan
medan magnet bumi, hal ini dapat dilihat dengan nilai indeks Dst menigkat hingga +22  nT  karena  adanya  penguatan. Gambar 3-4 menunjukkan bahwa terjadi anomali  pada  Bz  dan  kecepatan  angin matahari  seperti  terlihat  pada  garis putus-putus warna merah.
Gambar 3-3: Kondisi Indeks AE dan Indeks Dst Tanggal 8 Maret 2012
Gambar 3-4: Kondisi Bz, Kecepatan Angin Matahari, dan Fluks Elektron Tanggal 8 Maret 2012
Seharusnya saat terjadi kenaikan atau  penurunan  Bz  kecepatan  angin matahari naik. Saat Bz naik maksimum sebesar  +20,4  nT,  indeks  Dst  tanggal  8 Maret
2012 pada Gambar 3-3
memperlihatkan
penguatan yaitu
sebesar  +20  nT  dengan  kecepatan  di
sekitar 300 km/detik. Setelah dilakukan konfirmasi  melalui File  Transfer Protocol (FTP),  diketahui  bahwa  data  kecepatan angin  matahari  pada  8  Maret  2012 perekamannya  tidak  bagus.  Hal  serupa juga  terjadi  pada  kondisi  kecepatan
angin matahari tanggal 22 Januari 2012 yang ditunjukkan Gambar 3-5.
Gambar 3-5: Kondisi Bz, Kecepatan Angin Matahari, dan Fluks Elektron Tanggal 22 Januari 2012
Gambar 3-6: Kondisi Indeks AE dan Indeks Dst Tanggal 15 Juli 2012
Gambar 3-7: Kondisi Bz, Kecepatan Angin Matahari, dan Fluks Elektron Tanggal 15 Juli 2012
Kondisi Bz pada 15 Juli 2012 pada Gambar  3-7,  menunjukkan  nilai  negatif di  -17,7  nT  dan  kecepatan  angin matahari  mendekati  nilai  700  km/detik serta  menghasilkan  kenaikan  fluks elektron sebesar 1,4×10 4 partikel sr -1 s -1 cm -2 . Berdasarkan  penelitian  Miyoshi  dan Kataoka  (2007),  parameter  yang  paling efektif  untuk  meningkatkan  nilai  fluks elektron adalah kecepatan angin matahari  yang  tinggi  dan  Bz  negatif  di bulan  musim  semi  dan  musim  gugur. Hasil dari makalah ini juga menunjukkan  hasil  yang sama, nilai  Bz maksimum  dan  minimum  dalam  dua tahun  terdapat  pada  kejadian  yang dipaparkan dalam makalah ini.

## Tabel 3-1: HASIL KORELASI
No Tanggal Bz & Fluks Elektron (a) Kecepatan Angin Matahari & Fluks Elektron (b) Signifi kansi Koef korelasi Signifi kansi Koef korela si 1 18-Feb-11 0,877 0,014 0 -0,688 2 22-Jan-12 0 -0,364 0 0,548 3 08-Mar-12 0,78 0,026 0,058 -0,173 4 16-Jun-12 0 0,66 0 -0,572 5 05-Agu-11 0,245 0,106 0,004 0,26 6 26-Sep-11 0 0,416 0 -0,33 7 15-Jul-12 0 0,602 0 -0,404 8 14-Nov-12 0,777 -0,026 0 -0,316
Hasil  korelasi  (a)  menunjukkan besar  hubungan  fluks  elektron  dengan Bz  dan  (b)  merupakan  besar  hubungan fluks  elektron  dengan  kecepatan  angin matahari.  Tabel  3-1  nomor  1  hingga  4 merupakan kejadian saat Bz maksimum dan nomor 5 hingga 8 saat Bz minimum. Tabel 3-1 menunjukkan bahwa terdapat korelasi  untuk  beberapa  data  fluks elektron dengan Bz dan kecepatan angin matahari.  Hasil  korelasi  antara  fluks elektron  dan  kecepatan  angin  matahari lebih  baik  dibanding  dengan  fluks elektron  dengan  Bz  yang  ditunjukkan oleh  nilai  signifikansi  lebih  dari  0,05 pada perhitungan kolom (b).
Hasil  korelasi  Bz  maksimum dengan  nilai  signifikansi  kurang  dari 0,05  terjadi  pada  tanggal  22  Januari 2012  dan  16  Juni  2012.  Sumber gangguan pada tanggal tersebut disebabkan  oleh  beberapa  CME  yang terjadi  selama  empat  hingga  lima  hari sebelumnya  dengan  luas  erupsi  CME mencapai 360 o . Tanggal 22 Januari 2012 hubungan  antara  Bz  dan  fluks  elektron adalah  berbanding  terbalik,  hal  ini dikarenakan kondisi Bz yang terjadi pada 22  Januari  2012  fluktuatif,  sedangkan pada  16  Juni  2012  hanya  mengalami peningkatan hingga +34,1 nT kemudian kembali normal seperti yang ditunjukkan oleh Gambar 3-8.
Gambar 3-8: Kondisi Bz 22 Januari 2012 dan 16 Juni 2012
Saat  Bz  maksimum,  hubungan kecepatan  angin  matahari  dan  fluks
elektron  berbanding  terbalik,  yang artinya  saat  kondisi  kecepatan  angin
matahari  menurun,  fluks  elektron  naik. Hasil  signifikansi  lebih  dari  0,05 ditemukan  pada  tanggal  8  Maret  2012. Berdasarkan  analisis  sebelumnya,  pada tanggal tersebut kualitas data kecepatan angin  matahari  tidak  bagus.  Kejadian serupa  juga  terjadi  pada  tanggal  22 Januari 2012.
Hasil  koefisien korelasi  Tabel  3-1 nomor 5 hingga 8 merupakan identifikasi saat  Bz  minimum.  Nilai  signifikansi kurang dari 0,05 terjadi pada tanggal 26 September  2011  yang  disebabkan  oleh CME dan 15 Juli 2012 disebabkan oleh HILDCAA,sedangkan  pada  perhitungan (b),  semua  perhitungan  signifikansi menunjukkan nilai kurang dari 0,05.
Pada 26 September 2011 nilai Bz minimum  di  -22,9  nT  dengan  koefisien korelasi  0,416  (a)  dan  -0,33  (b),  seperti yang ditunjukkan Gambar 3-9, kecepatan  angin  matahari  kurang  dari 700 km/detik dan sumber gangguannya adalah  CME  geoefektif  dan  luasan erupsinya  besar  hingga  mencapai  360 0 . Fluks elektron bernilai kurang dari 2500 partikel  sr -1 s -1 cm -2 .  Rendahnya  nilai fluks  elektron  karena  CME  akan meningkatkan  fluks  elektron  tidak  di
sabuk  radiasi  elektron  bagian  luar melainkan  di  sabuk  elektron  bagian dalam (Kataoka dan Miyoshi, 2006).
CIR merupakan penyebab terjadinya gangguan pada tanggal 15 Juli 2012. Seperti yang dijelaskan sebelumnya yaitu pada Gambar 3-2 (a) dan (b) dengan peningkatan  fluks  elektron  mencapai 1,4×10 4 partikel  sr -1 s -1 cm -2 ,  kondisi  Bz pada  15  Juli  2012  pada  Gambar  3-7, menunjukkan  nilai  negatif  di-17,7  nT dan kecepatan angin matahari mendekati nilai 700 km/detik.
Gangguan yang terjadi pada tanggal 5  Agustus  2011  disebabkan  oleh  CME. Bz  mencapai  -17,8  nT  dan  kecepatan angin matahari meningkat lebih dari 600 km/detik. Perhitungan koefisien korelasi tanggal 5 Agustus 2011 antara kecepatan angin  matahari  dan  fluks  elektron menunjukkan nilai negatif yang berbeda dengan  ketiga  perhitungan  lain.  Hal  ini dikarenakan sebelum tanggal 5 Agustus 2011, yaitu tanggal 31 Juli 2011 terjadi CIR  yang  ditandai  dengan  peningkatan kecepatan angin matahari hingga mencapai lebih dari 700 km/detik seperti yang ditunjukkan oleh Gambar 3-10.
Gambar 3-9: Kondisi Bz, Kecepatan Angin Matahari, dan Fluks Elektron Tanggal 26 September 2011
Gambar 3-10: Kondisi Bz, Kecepatan Angin Matahari, dan Fluks Elektron Tanggal 5 Agustus 2011
Gambar 3-11:Kondisi Bz, Kecepatan Angin Matahari, dan Fluks Elektron Tanggal 14 November 2012
Bz  pada  tanggal  14  November 2012 mencapai -18,2 nT dan kecepatan angin matahari lebih dari 450 km/detik yang  disebabkan  oleh  beberapa  CME geoefektif sejak tanggal 7 November 2012 seperti yang ditunjukkan oleh Gambar 3- 11.
Koefisien  korelasi  bersifat  negatif pada perhitungan fluks elektron dengan kecepatan angin  matahari,  yang  artinya berbanding terbalik yaitu saat kecepatan angin matahari naik, maka fluks elektron akan turun dan sebaliknya.

## 4 KESIMPULAN
Besar  peningkatan  fluks  elektron di sabuk radiasi elektron luar dipengaruhi oleh sumber gangguan. Sumber gangguan CIR  yang  dapat  memicu  HILDCAA memiliki  peningkatan  fluks  elektron lebih  besar  dibanding  dengan  sumber gangguan  dari  CME.  Fluks  elektron  akan meningkat saat kondisi Bz dan kecepatan angin matahari berada di kondisi normal, yaitu -5 nT hingga +5 nT dan 300 km/detik hingga  400  km/detik.  Kenaikan  fluks elektron terjadi pada 2-3 hari setelah Bz mengalami  kondisi  maksimum  atau
minimum  dengan  besar  fluks  yang bergantung dari sumber gangguan.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Penulis mengucapkan terima kasih  kepada  NOAA  atas  ketersediaan data  fluks  elektron,  Bz,  dan  kecepatan angin matahari serta kepada WDC Kyoto atas  data  indeks  Dst  dan  indeks  AE. Penulis juga mengucapkan terima kasih kepada  Bapak  Andika  Widya  Pramono selaku  Pembimbing  di  Pusbindiklat Peneliti LIPI dan Ibu Fitri Nuraeni selaku teman  diskusi  untuk  makalah  ini  serta penelaah  yang  memberikan  masukan dalam makalah ini.

## DAFTAR RUJUKAN
Allen,  J.  H.,  2002.  Historical  and  Recent  Solar
Activity and Geomagnetic Storms Affecting Spacecraft Operations. Government Microcircuit and Applications Conference, Monterey, California.
Baker,  D.  N.,  R.  D.  Belian,  P.  R.  Higbie,  R.  W. Klebesadel, and J. B.  Blake, 1987. Deep Dielectric  Charging  Effects  due  to  High- Energy  Electrons  in  Earth’s  Outer Magnetosphere, Journal of Electrostatics, 20 (1): 3–19.
Blake,  J.  B.,  D.  N.  Baker,  N.  Turner,  K.  W. Ogilive,  and  R.  P.  Lepping,  1997. Correlation of Changes in the Outer-zone Relativistic-electron Population with
Upstream Solar Wind and Magnetic Field Measurements,  Geophysics  Research Letter, 24, 927-929.
Filawati,  S.,  dan  F.  Nuraeni,  2017.  Pengaruh CIR  dan  CME  Terhadap  Fluks  Elektron
Sepanjang Tahun 2011, Prosiding
Seminar  Nasional  Sains  Antariksa. Bandung, 22 November 2016. Hajra, R., E. Echer, B. T. Tsurutani, and W. D.
Gonzalez, 2013. Solar Cycle Dependence of High-Intensity
Long-Duration Continuous  AE  Activity  (HILDCAA) events,  relativistic  electron  predictors?, Journal  of  Geophysical  Research:  Space Physics, Vol118.
Hajra, R., B. T. Tsurutani, E. Echer, and W. D. Gonzalez,  2014.  Relativistic  Electron Acceleration during High-Intensity, Long-
Duration, Continuous AE Activity (HILDCAA)  Events:Solar  Cycle  Phase Dependences, Geophysical Research Letters, 41 (6): 1876–81.
Heber, B., T. R. Sanderson, and M. Zhang, 1999.
Corotating Interaction Regions, Advances in Space Research, 23 (3): 567–79.
Iles, R., A. N. Fazakerley, A. D. Johnstone, N. P. Meredith,  and  P.  Buhler,  2002.  The Relativistic  Electron  Response  in  the Outer  Radiation  Belt  during  Magnetic Storms, Annales Geophysicae, no. March 2002: 957–65.
Kataoka,  R.,  and  Y.  Miyoshi,  2006.  Flux Enhancement of Radiation Belt Electrons during  Geomagnetic  Storms  Driven  by Coronal  Mass  Ejections  and  Corotating Interaction  Regions,  Space  Weather  4 (9):1542-7390.
Kim, R. S., K. S. Cho, K. H. Kim, Y. D. Park, Y. J. Moon, Y. Yi, J. Lee, H. Wang, H. Song, and  M.  Dryer,  2008.  CME  Earthward Direction as an Important Geoeffectiveness Indicator, The Astrophysical Journal, 677 (2): 1378–84.
Li,  X.,  and  M.  A.  Temerin,  2001.  The  Electron Radiation  Belt,  Space  Science  Reviews, Volume 95, 1–2, 569–580.
Miyoshi,  Y.,  A.  Morioka,  R.  Kataoka,  Y. Kasahara, and T. Mukai, 2007. Evolution of  the  Outer  Radiation  Belt  during  the November  1993  Storms  Driven  by Corotating Interaction Regions, Journal of Geophysical  Research:  Space  Physics, 112 (5).
Miyoshi,  Y.,  and  R.  Kataoka,  2008.  Flux Enhancement of the Outer Radiation Belt Electrons  after  the  Arrival  of  Stream Interaction Regions, Journal of Geophysical  Research:  Space  Physics, Vol. 113.
O’Brien, T. P., R. L. McPherron, D. Sornette, G. D.  Reeves,  R.  Friedel,  and  H.  J.  Singer, 2001.  Which  Magnetic  Storms  Produce Relativistic Electrons at Geosynchronous Orbit?, Journal of Geophysical Research: Space Physics, 106 (A8): 15533–44.
Paulikas, G. A., and J. B. Blake, 1979. Effects of the  Solar  Wind  on  Magnetospheric Dynamics:  Energetic  Electrons  at  the Synchronous  Orbit,  Geophys.  Monogr. Ser. 21: 180–202.
Weigel, R. S., A. J. Klimans, and D. Vassiliadis, 2003.  Precursor  Analysis  and  Prediction of  Large-amplitude  Relativistic  Electron Fluxes, Space Weather Journal (3). 1014.
Zell,  H.,  2017.  Earth's  Magnetosphere  and Plasmasheet, diakses https://www. nasa.gov/mission_pages/sunearth/scien ce/magnetosphere2.html, Agustus 2017.