## ANALISIS PROPAGASI GELOMBANG RADIO MODE ANGKASA SAAT PERISTIWA GERHANA MATAHARI 9 MARET 2016 (SKYWAVE PROPAGATION ANALYSIS DURING SOLAR ECLIPSE ON 9 MARCH 2016)
VaruliantorDear 1*) dan Rohmat Yulianto **)
*) Pusat Sains Antariksa, LAPAN Jl. Dr. Djunjunan 133 Bandung **) Balai Penjejakan dan Kendali Wahana Antariksa
Jl. Angkasa Trikora, Biak Papua
1 e-mail : varuliantor.dear@lapan.go.id
Diterima 06 Desember 2016; Direvisi 6 April 2017; Disetujui 19 Juli 2017

## ABSTRACT
This paper discusses the analysis of radio wave propagation using Skywave mode during solar eclipse events on March 9, 2016. The analysis was based on the observation results using Automatic Link  Establishment  (ALE)  waveform.  The  carrier  frequency  is  10.1455  MHz  with  Biak  (1.16  N; 136.047E)  and  Manado  (1.52N;  124.856E)  as    radio communication  circuits.  The  working  frequency was  determined  from  the  model  of  the  ionosphere  Biak-Manado  circuit  during  a  solar  eclipse  event and based on the frequency allocation for ALE system in Indonesia. The results showed that the SN index values were different between the day during solar eclipse event compared to the previous day and after. The differences of the SN index value were included the time variations and its distribution, which can be explained as the changes in the absorption levels of the ionosphere D layer. The change of  the  absorption  levels  during  the  solar  eclipse  event  caused  the  SN  index  values  had  a  constant tendency  with  the  gradient  value  of  linear  equations was  0.0004/seconds.    The  constant  changes  of the absorption levels were also shown in the distribution of the SN index with a mean value (μ) was 5.2384 and standard deviation (σ) was 0.74894. Differences with the previous day and the day after the  solar  eclipse  events,  the  SN  index  values  had  a  descending  trend  with  a  gradient  of  the  linear equations was -0.002/seconds. The differences also shown in the distribution of the SN index with μ values were 4.8316 and 4.6164 and σ were 0.92123 and 0.9096. These results indicated the change of radio wave propagation in the ionosphere during solar eclipse event in March 9, 2016.
Keywords: skywave propagation, solar eclipse, absorption

## ABSTRAK
Makalah ini membahas tentang analisis propagasi gelombang radio mode angkasa saat terjadi peristiwa  gerhana  matahari  pada  9  Maret  2016.  Analisis  dilakukan  berdasarkan  hasil  pengamatan menggunakan waveform sistem Automatic  Link  Establishment (ALE).  Frekuensi  yang  digunakan adalah 10,145 MHz dengan Biak dan Manado sebagai sirkuit radio komunikasi yang digunakan. Nilai frekuensi  kerja  ditentukan  dari  hasil  perhitungan  model  kondisi  ionosfer  untuk  sirkuit  komunikasi Biak  (01,16 ⁰ LU;  136,047 ⁰ BT)  dan  Manado  (1,52 ⁰ LU;  124,856 ⁰ BT)  pada  saat  gerhana  matahari berlangsung  serta  berdasarkan  alokasi  frekuensi  sistem  ALE  di  Indonesia.  Hasil  pengamatan  yang diperoleh  menunjukkan  terdapat  perbedaan  nilai  indeks  SN  antara  saat  kejadian  gerhana  matahari dengan hari sebelum dan sesudahnya di waktu yang sama. Perbedaan tersebut meliputi variasi nilai indeks SN terhadap waktu dan distribusinya yang dapat dijelaskan sebagai akibat perubahan tingkat absorpsi lapisan D ionosfer yang berbeda. Perubahan tingkat absorpsi pada lapisan D saat peristiwa gerhana matahari cenderung konstan, sehingga menyebabkan nilai indeks SN memiliki tren yang juga konstan dengan nilai gradien persamaan linear sebesar 0,0004/detik. Tingkat absorpsi yang konstan tersebut  juga  terlihat  dari  distribusi  nilai  indeks  SN  yang  memiliki  nilai  mean  (μ)  sebesar  5,2384 dengan standar deviasi (σ) 0,74894. Sedangkan pada hari sebelum dan sesudahnya, yakni tanggal 8 dan  10  Maret  2018,  nilai  indeks  SN  memiliki  tren  menurun  dengan  nilai  gradien  persamaan  linear sebesar -0,002/detik. Perbedaan tersebut juga terlihat dari distribusi indeks SN yang memiliki nilai μ sebesar  4,8316  dan  4,6164  dengan  σ  sebesar  0,92123  dan  0,9096.  Hasil  ini  menunjukkan  bahwa terjadi  perubahan  pada  perambatan  gelombang  radio  di  lapisan  ionosfer  saat  peristiwa  gerhana matahari total 9 Maret 2016.
Kata Kunci: propagasi angkasa, gerhana matahari, absorpsi

## 1 PENDAHULUAN
Peristiwa gerhana matahari dapat menyebabkan terjadinya perubahan pada  lapisan  ionosfer  (Evans,  1965; Salah  dkk.,  1986;  Jakowski  dkk.,  2008, Le  dkk.,  2010,  Kumar  dkk.,  2013). Perubahan yang terjadi meliputi besaran densitas  elektron  serta  ketinggian  lapisan ionosfer  akibat  terhalangnya  radiasi matahari  oleh  bulan.  Pada  lapisan  D Ionosfer,  terhalangnya  radiasi  matahari dapat direspon secara seketika sehingga densitas  elektron  mengalami  penurunan bersamaan  dengan  waktu  terjadinya gerhana  matahari  (Singh  dkk . ,  2011; Kumar dkk . , 2012).
Perubahan  yang  terjadi  pada lapisan  ionosfer  sangat  mempengaruhi perambatan  gelombang  radio  yang menggunakan  mode  propagasi  angkasa ( skywave )  (McNamara,  1991a).  Pengaruh dari  kondisi  tersebut  dapat  terlihat  dari parameter  penerimaan  sinyal  pada
perangkat penerima. Sinyal yang diterima  dapat  mengalami  perubahan pada  besaran  amplitudo  maupun  fasa seiring  dengan  perubahan  fisis  yang terjadi  di  lapisan  ionosfer  (Davies  dkk . , 1966). Kondisi serupa dapat juga terjadi pada  saat  peristiwa  gerhana  matahari sebagai  akibat  dari  terhalangnya  proses radiasi matahari di lapisan ionosfer oleh bayangan bulan.
Penelitian mengenai dampak gerhana  matahari  terhadap  perambatan gelombang  radio  dengan  mode  propagasi angkasa masih menjadi hal yang sangat menarik. Hal ini disebabkan oleh langka dan  uniknya peristiwa  gerhana matahari serta  masih  digunakannya  teknologi komunikasi yang memanfaatkan perambatan  gelombang  radio  mode propagasi  angkasa  hingga  saat  ini (Bergada  dkk ., 2014).  Penelitian  tersebut dapat  melengkapi  pemahaman  tentang mekanisme  yang  terjadi  pada  lapisan
ionosfer yang mempengaruhi perambatan gelombang radio. Di Indonesia  penelitian  ini  belum  pernah dilakukan  sehingga  penelitian  tentang pengaruh  gerhana  matahari  terhadap perambatan  gelombang  radio  masih menjadi  topik  yang  perlu  untuk dilakukan.  Pada  penelitian  ini  dilakukan analisis  hasil  observasi  perambatan gelombang  radio  moda  angkasa  pada saat peristiwa gerhana matahari. Observasi  difokuskan  pada  kualitas penerimaan  sinyal  dengan  menganalisis perubahan  yang  terjadi  pada  saat gerhana  matahari.  Perbandingan  hasil pengamatan  saat  terjadinya  peristiwa gerhana  matahari  dengan  waktu  yang sama pada hari sebelum dan sesudahnya dilakukan untuk mendapatkan penjelasan  tentang    perubahan  yang terjadi.  Tujuan  dari  penelitian  ini  adalah untuk  mengetahui  perubahan  yang terjadi  pada  perambatan  gelombang radio  di  ionosfer  akibat  dari  peristiwa gerhana  matahari  total  pada  9  Maret 2016.

## 2 PROPAGASI  GELOMBANG  RADIO MODE  ANGKASA  DAN  PERISTIWA GERHANA MATAHARI
Perambatan gelombang radio dengan  mode  angkasa  merupakan  mode propagasi  yang  memanfaatkan  lapisan ionosfer sebagai media perambatan. Sifat dinamis  dari  lapisan  ionosfer  yang dipengaruhi  oleh  radiasi  dari  matahari dapat  menyebabkan  perubahan  yang terjadi  pada  gelombang  radio  yang merambat pada lapisan ionosfer.
Goldsmith  (2005)  dan  Wagner  dkk . (1989)  mengemukakan  bahwa  perubahan yang  terjadi  terkait  dengan  aspek kualitas  penerimaan  sinyal.  Perubahan tersebut  dapat  terlihat  dari  peningkatan atau  penurunan  perbandingan  besaran sinyal  terhadap noise yang  dikenal sebagai Signal to Noise Ratio (SNR). SNR dapat  mengalami  perubahan  seiring
dengan  perubahan  yang  terjadi  pada media lintasan gelombang radio.
Faktor  utama  terjadinya  proses ionisasi  pada  lapisan  ionosfer  adalah radiasi  matahari.    Radiasi  matahari menyebabkan terjadinya proses pembentukan lapisan ionosfer dari atom netral  yang  berada  di  atmosfer  pada ketinggian  yang  berbeda-beda.  Pada lapisan D ionosfer, proses ionisasi terjadi secara instan sebagai reaksi dari radiasi matahari (Mukhtarov dkk . , 1995). Kondisi  tersebut menyebabkan  lapisan  D dikenal  hanya  muncul  pada  siang  hari dan  juga  sangat  terpengaruh  dengan fenomena  X-Ray flare matahari.  Pada malam  hari  lapisan  D  menghilang  akibat tidak  adanya  radiasi  matahari  yang merupakan  sumber  utama  terjadinya proses ionisasi. Pada propagasi gelombang  radio  mode  angkasa  dengan spektrum  radio High  Frequency (HF;  3  - 30  MHz)  lapisan  D  bersifat  menyerap energi  gelombang  radio  (Brown,  1964). Oleh  karena  itu  kehadiran  lapisan  D dapat  dianggap  sebagai  sebuah  kerugian bagi  sistem  komunikasi  mode  propagasi angkasa  yang  menyebabkan  besaran nilai SNR mengalami penurunan.
Peristiwa gerhana matahari merupakan  peristiwa  yang  terjadi  akibat posisi  bulan  yang  berada  sejajar diantara  bumi  dan  matahari.  Peristiwa gerhana  matahari  tersebut  menyebabkan suatu  daerah  di  bumi  mengalami penghalangan  sinar  matahari  yang tertutup  bayangan  bulan.  Pada  lapisan D  ionosfer,  kondisi  tersebut  dapat menyebabkan  proses  ionisasi  menjadi terhambat  atau  tertunda  (Narcisi  dkk . , 1972).  Terhambat  atau  tertundanya proses  ionisasi  pada  lapisan  D  ionosfer dapat  mempengaruhi  besaran  absorpsi energi  gelombang  radio  pada  mode propagasi  angkasa.  Sehingga  untuk mendapatkan  informasi  tentang  dampak peristiwa  gerhana  matahari    yang mempengaruhi  perambatan  gelombang radio  tersebut,  maka  dapat  dilakukan
pengamatan dengan menggunakan metode yang mampu mengukur besaran penerimaan  sinyal.    Hasil  penerimaan sinyal  yang  diperoleh  dapat  menjadi informasi  yang  dapat  digunakan  untuk menganalisa  perubahan  yang  terjadi saat gerhana matahari.

## 3 METODE OBSERVASI
Metoda  penentuan  lokasi  stasiun pemancar dan penerima untuk pengamatan  propagasi  gelombang  radio dipilih  berdasarkan  hasil  kajian  oleh Jiyo  dkk . (2016)  yang  disajikan  pada Gambar  3-1.  Hasil  perhitungan  lintasan gerhana  matahari  total  pada  ketinggian 300  km  menunjukkan  bahwa  stasiun komunikasi radio yang berlokasi di Biak (01,16 ⁰ LU;  136,047 ⁰ BT)  dan  Manado
(1,52 ⁰ LU; 124,856 ⁰ BT) dapat digunakan.  Wilayah  yang  terdampak oleh  gerhana  matahari  total  berada diantara  kedua  lokasi  tersebut  pada pukul 00:26 UT hingga 01:34 UT pada 9 Maret 2016.
Dikarenakan  lapisan  ionosfer  memiliki variasi  temporal  dan  spasial,  metode pemilihan frekuensi dilakukan berdasarkan  nilai  frekuensi  kerja  yang memiliki  peluang  tertinggi  untuk  dapat dipantulkan  oleh  lapisan  ionosfer  pada saat peristiwa gerhana matahari berlangsung. Nilai frekuensi kerja tersebut ditentukan berdasarkan perhitungan  dari  model  ionosfer  saat kondisi  normal  beserta  aspek  legalitas penggunaan  frekuensi.  Penentuan  nilai frekuensi  kerja  dapat  diperoleh  dari penggunaan  software  prediksi  frekuensi ASAPS ( Advanced Stand Alone Prediction System ) yang dikeluarkan oleh Ionospheric Prediction service (IPS)
Australia  untuk  periode  waktu  saat terjadinya gerhana matahari. Sedangkan legalitas frekuensi yang dapat digunakan, harus merujuk pada nomenklatur  alokasi  frekuensi  untuk komunitas  radio  amatir  di  wilayah Indonesia agar tidak mengganggu
pengguna frekuensi lainnya. Berdasarkan  perhitungan  menggunakan model  ionosfer  saat  kondisi  normal beserta  tabel  alokasi  frekuensi  untuk radio  amatir  di  wilayah  Indonesia, diperoleh  nilai  frekuensi  10,1455  MHz sebagai  frekuensi  tunggal  yang  dapat digunakan  sesuai  metode  pengamatan yang  dirancang  (Gambar  3-2).  Nilai frekuensi  10,1455  MHz  merupakan alokasi  frekuensi  yang  dapat  digunakan dan sesuai dengan sistem yang dirancang serta memiliki peluang keberhasilan  komunikasi  yang  tinggi untuk moda satu kali pantul menggunakan  lapisan F .  Frekuensi 10,1455  MHz  dapat  digunakan  antara pukul  00:00  UT  hingga    17:00  UT  dan antara  pukul  22:00  hingga  23:00  UT untuk  sirkuit  komunikasi  Biak-Manado pada  bulan  Maret  2016.  Pemilihan frekuensi yang merujuk pada moda satu kali  pantul  tersebut  dimaksudkan  agar analisis  yang  dilakukan  hanya  fokus pada  propagasi  gelombang  radio  di lapisan ionosfer yang merupakan tujuan dari  penelitian  ini.  Redaman  oleh permukaan  bumi  yang  terjadi  pada moda dua kali pantul dapat dihilangkan dalam  analisis  tersebut.  Selain  itu, peluang terjadinya perambatan gelombang  radio  dengan  moda  dua  kali pantul  bernilai  lebih  kecil  dibandingkan dengan moda satu kali pantul berdasarkan  besaran  sudut  elevasi antena yang digunakan dalam penelitian ini.
Transmisi  sinyal  berbasis  sistem Automatic  Link  Establishment (ALE) digunakan  sebagai  sistem  pengamatan propagasi gelombang radio yang dilakukan. Pengamatan dilakukan pada  8 Maret  2016  hingga  10  Maret  2016  yang mencakup  pengamatan  pada  satu  hari sebelum  dan sesudah peristiwa gerhana matahari.  Blok  diagram  perangkat pemancar  dan  penerima  disajikan  pada Gambar 3-3. Perangkat radio komunikasi ICOM tipe IC-718 beserta komputer yang
dilengkapi software MARS-ALE  ( Military Auxiliary  Radio  System–  Automatic  Link Establishment )  digunakan  pada  stasiun pemancar  maupun  penerima.  Untuk memperoleh resolusi data observasi yang tinggi,  transmisi  gelombang  radio  diatur
sebagai transmisi satu  arah dengan Biak sebagai  lokasi  stasiun  pemancar.  Daya pancar yang digunakan sebesar 40 Watt dengan gain antena pemancar 2,15 dBi.
Gambar 3-1: Lintasan  gerhana matahari  total  pada  9  Maret  2016 di  ketinggian 300  km  serta  lokasi pemancar dan penerima yang digunakan dalam observasi
Gambar 3-2: Hasil  perhitungan  kondisi  ionosfer  untuk  moda  satu  kali  pantul  ( First  mode )  dan  dua kali pantul ( Second Mode ) menggunakan ASAPS untuk  sirkuit Biak-Manado pada saat Gerhana Matahari 9 Maret 2016

## Gambar 3-3: Blok diagram sistem ALE yang digunakan dalam proses pengamatan

## Sinyal  yang  dipancarkan  berupa  sinyal
Single Side Band-Upper Side Band (SSB– USB)  dengan  informasi  sinyal baseband berbentuk waveform ALE  generasi  ke dua  (2G)  (Gambar  3-4). Waveform ALE 2G  dengan  modulasi  8-CPFSK  ( Continue Phase  Frequency  Shift  Keyin g)  tersebut dipancarkan  secara  periodik  dengan interval  waktu sounding 1  menit  setelah waktu  awal  transmisi  sebelumnya. Durasi waktu untuk satu kali pengiriman  sinyal  mencapai  27,4  detik dengan jumlah bit frame informasi yang diulang  ( redundancy )  dalam  satu  kali sounding sebanyak  5  kali.  Pengaturan tersebut  menyebabkan  resolusi  transmisi sounding sinyal  menjadi  30  detik/ sounding .
Stasiun  penerima  memperoleh data berupa Link Quality  Analysis (LQA) yang  merupakan  data  keluaran  sistem ALE  (Hess,  2000).  Data  tersebut  berupa indeks  nilai  SN  dan  indeks  BER  dari setiap  penerimaan  sinyal  yang  berhasil diterjemahkan. Indeks nilai SN merepre- sentasikan  nilai  kualitatif  perbandingan antara  sinyal  dengan  derau  ( noise ).
Sedangkan  indeks  BER  merepresentasi- kan  keberhasilan  proses  penguraian kode  ( decoding )  dari  sinyal waveform ALE yang diterima. Dalam penelitian ini, hasil  observasi  ditinjau  berdasarkan perubahan yang terjadi pada nilai indeks SN  dalam  domain  waktu  sebagai representasi  kualitas  dari  propagasi gelombang  radio  yang  diterima  akibat terjadinya perubahan pada media propagasi.  Perubahan  nilai  indeks  SN dalam  domain waktu  tersebut dianalisis dengan  menggunakan  proses fitting berdasarkan  persamaan  linear  yang disajikan pada Persamaan (3-1).
Gambar 3-4: Waveform ALE-2G dalam domain frekuensi
(3-1)
dengan  nilai y adalah  besaran  indeks SN, x adalah  waktu, m adalah  gradien atau  tingkat  kemiringan  dan b adalah konstanta nilai y yang memotong sumbu x .  Nilai  gradien  yang  diperoleh  akan menjelaskan kecenderungan tren perubahan data secara kuantitatif.
Selain  dianalisis  dalam  domain waktu,  distribusi  nilai  indeks  SN ( saat peristiwa gerhana matahari juga  dihitung  dengan  menggunakan Persamaan (3-2)
(3-2)
dengan
(3-3)
Hasil  perhitungan  dari  Persamaan  (3-2) dan  (3-3)  digunakan  kembali  untuk mendapatkan nilai kuantitatif parameter distribusi  nilai  indeks  SN  yakni  berupa nilai mean (μ) dan standar deviasi (σ).

## 4 HASIL DAN PEMBAHASAN
Pada Gambar 4-1 disajikan grafik variasi nilai indeks SN pada 8 hingga 10 Maret  2016  pada  rentang  waktu  di  saat terjadinya  gerhana  matahari.  Sumbu vertikal merupakan nilai indeks SN yang berada  pada  rentang  0  hingga  10. Sedangkan  sumbu  horizontal  merupakan waktu.  Garis  biru  merepresentasikan data  nilai  indeks  SN  sedangkan  garis hitam merupakan plot persamaan linear untuk  proses fitting yang  menunjukkan tren dari nilai indeks SN .
Gambar 4-1 menunjukkan bahwa nilai  indeks  SN  dari  hasil  pengamatan pada tanggal 8 Maret 2016 memiliki tren menurun  dengan  besaran  nilai  gradien -0,002/detik.  Tren  dan  variabel  gradien persamaan  linear  nilai  indeks  SN  yang bernilai  negatif  tersebut  juga  terjadi pada tanggal 10 Maret 2016 dan bernilai sama.  Tren  dan  nilai  gradien  yang diperoleh pada 8 dan 10 Maret memiliki
hasil  yang  berbeda  dengan  data  hasil pengamatan indeks SN pada saat terjadi gerhana  matahari  total,  yakni  pada  9 Maret  2016.  Nilai  gradien  persamaan linear  yang  diperoleh  bernilai  positif, yakni  0,0004/detik    dan  memiliki  tren yang cenderung konstan. Perbedaan tren dan  nilai  gradien  hasil  pengamatan indeks  SN  mengindikasikan  terjadinya perbedaan kondisi dari media perambatan gelombang radio yang dilalui.
Perbedaan tersebut dapat merujuk pada perubahan tingkat absorpsi lapisan D ionosfer sebagai dampak  dari terjadinya  gerhana  matahari  total.  Pada saat  gerhana  matahari  total,  proses ionosisasi  pada  lapisan  D  ionosfer mengalami
penundaan sementara
sehingga tingkat absorpsi tidak mengalami peningkatan dan nilai indeks SN  menjadi  relatif  konstan.  Sedangkan pada saat tidak terjadi gerhana matahari total,  proses  ionisasi  pada  lapisan  D ionosfer  berjalan  normal  dan  meningkat seiring  perubahan  sudut  zenith  posisi matahari  yang  mempengaruhi  proses ionisasi (Reid, 1964).
Untuk  dapat  melihat  secara  rinci perbedaan nilai  indeks SN pada 8 hingga 10  Maret  2016,  pada  Gambar  4-2 disajikan  distribusi  nilai  indeks  SN dengan  besaran  nilai  mean  (μ)  dan standar deviasi (σ) disajikan pada Tabel 4- 1.  Diagram  batang  berwarna  hijau merupakan  distribusi  dari  data  nilai indeks  SN  yang  diperoleh  pada  periode waktu  saat  terjadi  gerhana  matahari. Garis berwarna merah merupakan kurva fitting menggunakan perhitungan distribusi normal  berdasarkan  nilai μ dan σ dari perhitungan  distribusi  data  nilai  indeks SN.  Perbandingan  kurva  distribusi normal  dengan  data  yang  diperoleh dimaksudkan  untuk  dapat  melihat perubahan  nilai  paramater  statistik antara  saat  kejadian  gerhana  matahari dengan  saat  tidak  terjadinya  gerhana matahari  pada  hari  sebelum  dan sesudahnya.
Gambar 4-1: Variasi dan distribusi nilai indeks SN pada 8 Maret 2016, 9 Maret 2016, dan 10 Maret 2016
Tabel 4-1:  NILAI MEAN ( μ ) DAN STANDARD DEVIASI ( σ ) INDEKS SN
Tanggal Mean ( μ )
Standard deviasi ( σ ) 08 Maret 2016 4,8316 0,92123 09 Maret 2016 5,2384 0,74894 10 Maret 2016 4,6164 0,9096
Gambar 4-2: Distribusi  nilai  indeks  SN  saat peristiwa  gerhana  matahari  pada tanggal  8  Maret  2016  hingga  10 Maret 2016
Pada  Gambar  4-2  dan  Tabel  4-1 terlihat  perbedaan  nilai  parameter  dari distribusi  nilai  Indeks  SN  antara  hari disaat  peristiwa  gerhana  matahari  total dengan  hari  sebelum  dan  sesudahnya. Pada 9 Maret  2016 saat terjadi gerhana matahari total, nilai μ indeks SN mencapai
5,2364  dengan  σ  bernilai  0,7489.  Nilai tersebut  lebih  besar  dari  nilai μ dan σ yang  diperoleh  pada  8  dan  10  Maret 2016 saat tidak terjadi gerhana matahari total di waktu yang sama. Nilai μ indeks SN pada hari sebelum gerhana matahari dan  sesudah  gerhana  matahari  sebesar 4,6164  dan  4,8316  dengan σ berada pada rentang 0,909 hingga 0,921. Nilai μ yang  lebih  besar  dengan  simpangan yang  lebih  kecil  menunjukkan  bahwa distribusi nilai indeks SN relatif konstan pada  saat  terjadi  peristiwa  gerhana matahari  total.  Sedangkan  pada  saat kondisi  normal  di  waktu  yang  sama, distribusi  nilai  indeks  SN  mengalami perubahan  dan  menurun  sehingga  nilai μ yang teramati lebih kecil serta memiliki simpangan yang lebih besar.
Analisis  perbedaan  tren  dan distribusi  data  pengamatan  nilai  indeks SN saat peristiwa gerhana matahari total dapat  dikaitkan  dengan  perbedaan  nilai rugi-rugi ( Loss ) dari perambatan gelombang  radio  yang  terjadi.  Hal  ini dapat  ditinjau  berdasarkan  perhitungan nilai indeks SN yang dinyatakan sebagai sebuah perbandingan antara kuat sinyal yang diinginkan ( S ) terhadap kuat sinyal derau atau noise ( N ). Besaran nilai noise dapat  dinyatakan  bernilai  konstan  (ITU, 2015)  karena  sesuai  dengan  durasi peristiwa gerhana matahari yang berlangsung  singkat.  Sedangkan  untuk nilai S dapat dihitung dengan mengguna- kan Persamaan (4-1).
(4-1)
Nilai  S  ekivalen  dengan  nilai P r yang merupakan  besaran  daya  yang  diterima oleh  antena  penerima. P tx merupakan besaran daya pancar, dan Loss merupakan rugi-rugi  energi  gelombang  radio  yang terjadi  pada  lintasan.  Nilai  P tx bernilai konstan  karena  telah  diatur  dengan
sebuah  nilai  tetap  pada  peralatan  yang digunakan. Sedangkan  nilai Loss dapat bervariasi terhadap waktu yang bergantung pada kondisi lintasan gelombang  radio  yang  dilalui.  Dengan metode observasi yang digunakan dalam penelitian ini, maka terjadinya perubahan pada  nilai Loss dapat  dinyatakan sebagai  dampak  dari  perubahan  pada lapisan  ionosfer  yang  merupakan  media perambatan  gelombang  radio  yang dilalui.  Hal  ini  juga  merujuk  pada  hasil yang diperoleh oleh Ma dkk . (2013) yang menyatakan  bahwa  ionosfer  merupakan sebuah kanal time variant channel . Persamaan  (4-1)  menunjukkan bahwa perubahan yang terjadi pada nilai Loss akan  menyebabkan  perubahan pada  nilai  S.  Perubahan  besaran  nilai Loss yang terjadi tersebut dapat dihitung dengan Persamaan (4-2).
(4-2)
dengan ΔLoss sebagai besarnya perubahan nilai Loss , Loss o merupakan  nilai Loss awal  dan Loss t merupakan  nilai Loss pada  waktu  berikutnya.  Besaran  nilai ΔLoss akan  menentukan  perubahan yang  terjadi  pada  nilai S .  Apabila ΔLoss bernilai  positif  maka  nilai S akan mengalami penurunan dari nilai sebelumnya.  Sedangkan  apabila ΔLoss bernilai  negatif,  maka  nilai S akan mengalami  peningkatan.  Untuk ΔLoss yang    bernilai  0,  nilai S akan  memiliki besaran  yang  sama  dengan  nilai sebelumnya.
Dikarenakan  perubahan  nilai
Loss dominan  sebagai  representasi  dari perubahan  kondisi  media  perambatan gelombang  radio  yang  dilalui,  maka perubahan  nilai Loss sangat  terkait dengan  perubahan  yang  terjadi  pada lapisan  D  ionosfer.  Sifat  lapisan  D ionosfer  yang  mampu  menyerap  energi
gelombang  radio  merupakan  kandidat utama  dari  terjadinya  perubahan  nilai Loss (Hargreaves  dkk . ,  2010).  Jika tingkat  absorpsi  lapisan  D  ionosfer meningkat,  maka  nilai ΔLoss bernilai positif  sehingga  nilai S mengalami penurunan. Namun, jika absorpsi lapisan D  ionosfer  cenderung  konstan,  maka ΔLoss akan  bernilai  0  sehingga  nilai S akan  bernilai  konstan.  Perubahan  pada nilai S tersebut  juga  akan  terlihat  dari hasil  pengukuran  nilai  indeks  SN. Berdasarkan data yang diperoleh terlihat bahwa  pada  8  dan  10  Maret  2016  nilai indeks  SN  mengalami  penurunan  yang menunjukkan  bahwa  terjadi  peningkatan Loss .  Sedangkan  pada  9  Maret  2016, nilai  indeks  SN  relatif  konstan  yang menunjukkan  bahwa Loss yang  terjadi juga bernilai konstan.
Analisis  nilai  indeks  SN  yang bernilai  konstan  akibat  nilai Loss yang konstan  disaat  terjadinya  peristiwa gerhana  matahari  pada  9  Maret  2016 memiliki kesesuaian dengan hasil penelitian  perubahan  tingkat  absorpsi yang  telah  dilakukan  oleh    Lerfald  dkk . (1965).  Besaran  tingkat  absorpsi  tersebut berkorelasi  dengan  terjadinya Losses dari  perambatan  gelombang  radio  yang menggunakan  mode  propagasi  angkasa ( skywave  propagation ).  Besaran  nilai Loss untuk perambatan gelombang radio moda  angkasa  dinyatakan  dengan Persamaan  (4-3) (McNamara, 1991b).
(4-3)
dengan merupakan absorption loss , merupakan free space loss , merupakan Multihop ground reflection loss , merupa- kan  Polarization coupling  loss ,  dan merupakan Sporadic E Obscuration loss . Besaran nilai direpresentasikan sebagai besaran  absorpsi  pada  lapisan  D
ionosfer  yang  dapat    dihitung  dengan Persamaan (4-4) (Lerfald dkk . ,1965).
(4-4) dengan merupakan besaran absorpsi,
merupakan  tingkat absorpsi    pada  lapisan  ionosfer  sebagai fungsi  ketinggian dan  nilai angular
frekuensi
. Sedangkan
merupakan  besaran  kerapatan  elektron sebagai fungsi ketinggian.
Lerfald  dkk . (1965)  menyatakan bahwa  perubahan  kerapatan  elektron pada  saat  peristiwa  gerhana  matahari dipengaruhi  oleh  3  proses,  yakni  (i) produksi  elektron,  (ii)  pembentukan  ion negatif,    dan  (iii)  proses  rekombinasi. Ketiga proses tersebut dinyatakan dalam Persamaan (4-5).
(4-5)
dengan q merupakan  laju  produksi, α merupakan  laju  tingkat  rekombinasi, N adalah densitas elektron dan λ merupakan perbandingan  antara  ion  negatif  dengan elektron. Komponen q dan λ dipengaruhi oleh  parameter  ekspose  matahari  ( F ) yang  merepresentasikan  kondisi  sinar matahari  relatif  terhadap  ionosfer  saat gerhana  matahari  terjadi.  Pengaruh ekspos  matahari  terhadap  nilai q dan λ dinyatakan dengan Persamaan (4-6) dan (4-7).
(4-6)
(4-7)
dengan q o adalah komponen pembentukan elektron  yang  dipengaruhi  oleh  fungsi ekspos  matahari  ( F ),  dan q c adalah komponen  pembentukan  elektron  yang
tidak  dipengaruhi  oleh  fungsi F .  Saat gerhana  matahari  total  terjadi,  nilai F adalah  0.  Sedangkan  saat  tidak  terjadi gerhana  matahari  nilai F adalah  1. Parameter ρ o merupakan  koefisien photodetachment yang  dipengaruhi  oleh F .  Sedangkan κ adalah  koefisien tumbukan, dan n adalah kerapatan dari molekul  netral.  Berdasarkan  Persamaan (4-6)  dan  (4-7)  yang  menentukan Persamaan  (4-5)  terlihat  cukup  jelas bahwa kerapatan elektron saat peristiwa gerhana  matahari  total  akan  cenderung bernilai  konstan  karena  proses  laju produksi  ionisasi  hanya  bersumber  dari q c .  Kendatipun  parameter λ juga dipengaruhi  oleh F ,  namun  menurut Nicolet dkk . (1960) nilai λ tersebut dapat diabaikan  karena  memiliki  nilai  yang sangat  kecil.  Pada  lapisan  D,  nilai kerapatan  elektron  yang  cenderung konstan  tersebut  akan  menyebabkan tingkat absorpsi  juga cenderung  konstan. Absorpsi  yang  konstan  akan  menyebab- kan  besaran pada  Persamaan  (4-3) bernilai  konstan,  sehingga  nilai S juga bernilai  konstan.  Hal  ini  sesuai  dengan hasil pengamatan saat peristiwa gerhana matahari  total  yang  menunjukkan bahwa  trend  nilai  indeks  SN  cenderung konstan  dan  dengan  nilai μ yang  lebih besar  serta σ yang  lebih  kecil. Sedangkan  saat  kondisi  normal,  yakni pada hari sebelum dan sesudahnya tren nilai  indeks SN  cenderung  menurun dengan  nilai μ yang  lebih  kecil  dan dengan nilai σ yang lebih besar.

## 5 KESIMPULAN
Peristiwa  gerhana  matahari  total pada  9  Maret  2016  menyebabkan terjadinya  perubahan  pada  perambatan gelombang  radio  di  lapisan  ionosfer. Analisis hasil pengamatan menunjukkan terjadinya perbedaan tren dan distribusi nilai  indeks  SN  antara  saat  peristiwa
gerhana  matahari  pada  9  Maret  2016 dengan hari sebelum dan sesudahnya di waktu yang  sama. Nilai  indeks  SN pada saat  peristiwa  gerhana matahari  memiliki tren  yang  konstan  dengan  koefisien gradien persamaan linear bernilai 0,0004/detik.  Sedangkan  pada  hari sebelum  dan  sesudahnya,  nilai  indeks SN memiliki tren yang menurun dengan koefisien gradien persamaan linear bernilai -0,002/detik.  Perbedaan  tersebut  juga terlihat  dari  distribusi  nilai  indeks  SN pada  saat  peristiwa  gerhana  matahari dengan  nilai mean ( μ )  sebesar    5,2384 dan  standar  deviasi  ( σ )  0,74894.  Nilai μ tersebut  lebih  besar  dari  hari  sebelum dan  sesudahnya  yang  bernilai  4,8316 dan  4,6164  dengan  nilai σ 0,92123  dan 0,9096.  Perbedaan  tren  dan  distribusi tersebut dapat dijelaskan sebagai dampak dari  perubahan  besaran  absorpsi  pada lapisan  D  ionosfer  yang  mempengaruhi perambatan  gelombang radio saat peristiwa  gerhana  matahari.  Pada  saat peristiwa gerhana matahari total, tingkat absorpsi  lapisan  D  cenderung  konstan sehingga nilai indeks SN juga cenderung bernilai  konstan.  Sedangkan  pada  hari sebelum dan sesudahnya, tingkat absorpsi  lapisan  D  ionosfer  meningkat secara  normal  karena  perubahan  sudut zenith  matahari,  sehingga  nilai  indeks SN mengalami penurunan.

## UCAPAN TERIMA KASIH
Penulis mengucapkan terima kasih  kepada  Bapak  Rezy  Pradipta  dari Institute  for  Scientific  Research-Boston College dan  Bapak  Asnawi  yang memberikan  arahan  dan  masukan dalam penulisan yang dilakukan.
Penulis  juga mengucapkan  terima  kasih kepada  Kapussainsa  yang  memberikan dukungan  dalam  melaksanakan  kegiatan penelitian ini.

## DAFTAR RUJUKAN
Bergadà,  P.,  R.  M.  Alsina ‐ Pagès,  J.  L.  Pijoan, M.  Salvador,    J.R.  Regue,  D.  Badia,  S. Graells,  2014. Digital  Transmission Techniques  for  a  Long  Haul  HF  link: DSSS  versus  OFDM .  Radio  Science,
2014.
Brown  R.  R.,  1964. Day-night  Ratio  of  Auroral Absorption for  Breakup  Events ,  Journal of  Geophysical  Research,  69,  7,  1429, DOI: 10.1029/JZ069i007p01429. Kenneth,  D.,  and  D.  M.  Baker,  1966. On Frequency  Variations  of  Ionospherically Propagated  HF  Radio  Signals .  Radio Science,  Vol.  1,  No.  5,  545-556.,  DOI:
10.1002/rds196615545.
Evans,  J.  V.,  1965. An  F  Region  Eclipse .  J.
Geophys.  Res.,  70,  131–142,  DOI:  10. 1029/JZ070i001p00131.
Goldsmith  A.,  2005. Wireless  Communications. Chapter 3 : Statistical Multipath Channel Models .  Cambridge  University  Press
2005. 64-98, ISBN : 978-0-521-83716-3.
Hargreaves, J., K., M., J. Birch, , and D. Evans,
2010. On  the  Fine  Structure  of  Medium Energy  Electron  Fluxes  in  the  Auroral Zone  and  Related  Effects  in  the Ionospheric  D-region .  Ann.  Geophys.,
28,  1107–1120,  2010,  DOI:10.5194/ angeo-28-1107-2010.
Hess A.,M., 2000. Advanced use of LQA Data in Improving  the  Quality  and  the  Speed  of ALE Link Establishment  While Reducing Sounding Requirements in HF Networks. HF  Radio  Systems  and  Techniques, Eighth International Conference on (IEE Conf.  Publ.  No.  474),  Guildford,  91-94. DOI: 10.1049/cp: 20000155.
ITU,  2015. RECOMMENDATION  ITU-R  P.372-8 “Radio  noise” .  diakses  https://www. itu.int/dms_pubrec/itu-r-rec/p/R-REC- P.327-8-200304-S!!PDF-E.pdf  (tanggal mengakses website.ini).
Jakowski,  N.,  S.  M.,  Stankov,  V.,  Wilken,  C.,
Borries,  D.,  Atadill,  J.,  Chum,  D., Buresova,  J.,  Boska,  P.,  Sauli,  F.,
Hruska,  and  L.  R.,  Cander,  2008. Ionospheric  Behaviour  Over  Europe During  the  Solar  Eclipse  of  3  October 2005 ,  J.  Atmos.  Solar-Terr.  Phys.,  70 (2008-04), 836–853.
Jiyo,  dan  G.,  A.,  Admiranto,  2016. Penentuan Zona Totalitas Gerhana Matahari Total 9 Maret  2016  pada  Ketinggian  Lapisan Ionosfer .    Prosiding  Workshop  Cuaca
Antariksa  dan  Peluang  Pemanfaatan- nya-III”  Pusat  Sains  Antariksa,  ISSN:
2355-388X.
Kumar, S., and A. K., Singh, 2012. Changes in
Total  Electron  Content  (TEC)  During  the Annular  Solar  Eclipse  of  15  January 2010 , Adv. Space. Res., 49, 75–82.
Kumar, S,  A.,K.,  Singh,  dan  R.,P.,  Singh  2013.
Ionospheric  Response  to  Total  Solar Eclipse  of  22  July  2009  in  Different Indian  Regions. Ann.  Geophys.,  31, 1549–1558,  2013.  DOI:10.5194/angeo- 31-1549-2013.
Le,  H.,  L.,  Liu,  F.,  Ding,  Z.,  Ren,  Y.,  Chen,  W.,
Wan, B., Ning, G., Xu, M., Wang, G., Li, B., Xiong, and L., Hu, 2010. Observations and  Modeling  of  the  Ionospheric Behaviors  Over  the  East  Asia  Zone During  the  22  July  2009  Solar  Eclipse . J. Geophys. Res., 115, A10313, DOI:10. 1029/2010JA015609, 2010.
Lerfald  M.  G.,  K.  J.,  Hargreaves  and  M.  J., Watts,  1965. D-Region  a  Absorption  at
10  and  15  Mc/s  During  Total  Solar Eclipse  of  July  20,  1963 .  Radio SCIENCE Journal of Research NBS/USNC-URSI,  Vol.  69D,No.  7,  939-
946.
Ma  B.,  L.,  Guo  dan  H.,  Su,  2013. Statistical Characteristics  of  the  Multipath  Time Delay  and  Doppler  Shift  of  a  Radar Wave Propagating Through the Ionosphere.
Progress In  Electromagnetics  Research, Vol.  138,  479–497,  ISSN:  1070-4698, E-ISSN: 1559-8985.
McNamara,  L.,F.,  1991a. The  Ionosphere:
Communications, Surveillance, and
Direction  Finding,  Chapter  4.  HF  Radio Propagation. Krieger Publishing Company. hal. 39-50. ISBN 0-89464-040-2.
McNamara,  L.,F.,  1991b. The  Ionosphere:
Communications, Surveillance, and Direction  Finding,  Chapter  6.  Prediction for HF Communications . Krieger
Publishing  Company.  hal.  75-92.  ISBN 0-89464-040-2.
Mukhtarov P., D., Pancheva 1995. Model of the Electron  Density  Height  Profile  in  the Lowest D-Region (50 to 75 km). Advances in  Space  Research,  15,  2,  179.  ISSN 0273-1177,  DOI:  10.1016/50273-1177 (99) 80045-3.
Narcisi,  R.S.,  A.D.,  Bailey,  L.E.,  Wlodyka,  dan
C.R.,  Philbrick,  1972. Ion  Composition
Measurements  in  the  Lower  Ionosphere During  the  November  1966  and  March 1970  Solar  Eclipses .  Journal  of
Atmospheric  and  Terrestrial  Physics Volume  34,  Issue  4,  647-658,  DOI: 10.1016/0021-9169(72) 90152-3. Nicolet, M.,  dan A. C., Aikin, 1960. The Formation of  the  D  Region  of  the  Ionosphere ,  J.
Geophys. Res. 65, 1469, DOI: 10.1029/ JZ065005p01469.
Reid,  G.  C.,   1964. Physical  Processes  in  the  D Region of the Ionosphere , Rev.
Geophys., 2(2), 311–333, doi: 10.
1029/RG002i002p00311.
Salah, J. E., W. L., Oliver, J. C., Foster, dan J.
M., Holt, 1986. Observations of the May 30,  1984,  Annular  Solar  Eclipse  at Millstone  Hill ,  J.  Geophys.  Res.,  91, 1651–1660,  DOI:  10.1029/JA091iA02 p01651.
Singh,  R.,  B.  Veenadhari,  A.  K.  Maurya,  M.  B.
Cohen,  S.  Kumar,  R. Selvakumaran,  P. Pant, A. K. Singh, and U. S. Inan  2011. D-region  Ionosphere  Response  to  the Total  Solar  Eclipse  of  22  July  2009
Deduced from ELF-VLF Tweek
Observations  in  the  Indian  Sector ,  J. Geophys.  Res.,  116,  A10301,  doi:10.
1029/2011JA016641.
Wagner,  L.  S.,  J.  A.,  Goldstein,  W.  D.,  Meyers dan P. A., Bello, 1989. The HF Skywave Channel: Measured Scattering Functions for  Midlatitude  and  Auroral  Channels and  Estimates  for  Short-term  Wideband HF  Rake  Modem  Performance. Military
Communications  Conference,  MILCOM
'89.  Conference  Record.  Bridging  the Gap. Interoperability, Survivability, Security.,  1989  IEEE,  Boston,  MA, 1989,  830-839  vol.  3.  DOI:  10.1109/ MILCOM.1989.104038.