## Identifikasi dan Karakteristik Co-rotating Interaction Region Geoefektif (Identification and Characteristics of Geoeffective Co-rotating Interaction Regions)

## A. Winarko dan F. Nuraeni
Pusat Sains Antariksa, Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional

## Riwayat naskah
Diterima: 27-12-2020 Direvisi: 09-03-2021 Disetujui: 10-03-2021
Korespondensi:
A. Winarko anton.winarko@lapan.go.id

## ABSTRAK
Co-rotating  Interaction  Region (CIR)  dipicu  oleh  interaksi  angin  matahari berkecepatan  tinggi  dengan  angin  Matahari  yang  lebih  lambat.  Diketahui bahwa CIR merupakan salah satu penyebab terjadinya badai geomagnet. Pada studi ini diidentifikasi dan dianalisis badai geomagnet yang dipicu CIR pada periode tahun 2008 – 2019 ( Solar Cycle , SC 24). Diperoleh distribusi statistik  badai  geomagnet  CIR dan  parameter-parameter  CIR pada angin Matahari.  Analisis  korelasi  dilakukan  untuk  melihat  hubungan antarparameter. Hasil studi yang telah dilakukan menunjukkan bahwa dari 176 kejadian badai geomagnet pada SC ke-24, sebanyak 48 (sekitar 27%) badai  geomagnet  diakibatkan  oleh  CIR.  Kebanyakan  badai  geomagnet yang dipicu CIR ini berada pada level badai lemah. Meskipun plasma cepat ( high  speed  streamer ,  HSS)  adalah  pemicu  utama  CIR,  parameter komponen selatan medan magnet antarplanet dan medan listrik memegang peranan  yang  lebih  krusial  dibandingkan  kecepatan  angin  Matahari  pada tingkat gangguan badai geomagnet CIR.
Kata kunci : CIR, badai geomagnet, siklus Matahari ke-24.

## ABSTRACT
A Co-rotating Interaction Region (CIR) is formed by the interaction of high- speed solar wind with the preceding slower solar wind. It is well known that CIRs are one of the causes of geomagnetic storms. In this paper we have identified and analyzed geomagnetic storms triggered by CIR in the period 2008 – 2019  (Solar  Cycle  24).  Statistical  distribution  of  CIR  geomagnetic storm  and  CIR  parameters  in  the  solar  wind  are  obtained.  Correlation analysis of geomagnetic activity with solar wind parameters are conducted to    inspect  the  relationship  between  parameters.  Our  results  show  that around 27% of the  geomagnetic storms at Solar Cycle 24 are caused  by CIRs.  Most  of  these  CIR  geomagnetic  storms  are  at  minor  storm  levels. Although high speed streamer (HSS) is the main trigger for the CIRs, the parameters of the southern component of the interplanetary magnetic field and electric field play a more crucial role than the solar wind speed at the level of disturbance of the CIR geomagnetic storms.
Keywords : CIR, geomagnetic storm, solar cycle 24.

## 1.  Pendahuluan
Angin  Matahari  adalah  aliran  plasma dan  partikel  berkecepatan  supersonik  yang timbul  dari  permukaan  Matahari,  yaitu  pada lapisan  korona  yang  berekspansi  ke  ruang antarplanet.  Daerah    pada  Matahari  dengan konfigurasi  magnet  yang  berbeda  akan menimbulkan  jenis  angin  Matahari  yang berbeda  pula  (Gambar  1).  Angin  Matahari yang  berkecepatan  rendah,  berkerapatan sedang dan cenderung pada keadaan steady
state berasal  dari  tepi  sabuk streamer dan atau  dari  tepi  lubang  korona  dekat  daerah sabuk streamer; angin  Matahari  lambat, berkerapatan  tinggi  dan  sangat  tidak homogen  dihasilkan  dari  daerah sector- reversal ,  sedangkan  Angin  Matahari  cepat (HSSWS/ High  Speed  Solar  Wind  Streams atau  biasa  juga  disingkat  HSS/ High  Speed Streams ) berasal dari lubang korona (Habbal et  al .,  1997;  Suess et  al. ,  2009;  Borovsky, 2018) .
Vol. 18 No. 2: 77 – 88 (2021)
Gambar 1. Ilustrasi struktur magnetik Matahari sebagai sumber angin Matahari (Musafar & Winarko, 2020)
Angin  Matahari  ini  menjalar  dari permukaan  Matahari  dalam  arah  radial mendekati  bentuk  spiral Archimides.  Pada jarak  tertentu  plasma  angin  Matahari  cepat akan  menyusul  plasma  lambat  yang  arah medan magnetnya lebih melengkung dibandingkan  dengan  yang  lebih  cepat. Keduanya  berinteraksi  menghasilkan  daerah terkompresi  dan  gelombang  kejut  sehingga membentuk  suatu  konfigurasi  plasma  yang tekanan  dan  kerapatannya  lebih  tinggi, disebut solar wind Stream Interaction Region (SIR,  Richardson,  2018).  Daerah  yang terkompresi ini ikut berotasi dengan Matahari ( co-rotate )  sehingga  lebih  sering  disebut sebagai Co-rotating  Interaction  Region (CIR, Gambar 2).
Gambar  2.  Visualisasi  CIR  berdasarkan model  hidrodinamik.  Spektrum  warna menyatakan kerapatan relatif (Lobel, 2008).
CIR  menjalar  di  ruang  antar  planet dengan  kecepatan  tinggi,  membawa  partikel dan  ion-ion  berat  dari  Matahari  serta  medan magnet  antarplanet  ( Interplanetary  Magnetic Field /IMF) yang memengaruhi cuaca antariksa. Jika arah CIR menuju ke Bumi dan berinteraksi  dengan  magnetosfer  Bumi  saat IMF  dominan  ke  arah  selatan,  maka  terjadi transfer energi dari plasma angin Matahari ke magnetosfer  Bumi  yang  dapat  memicu gangguan  medan  magnet  Bumi.  Gangguan geomagnet inilah yang berpotensi menyebabkan  gangguan  teknologi  manusia, baik  yang  berbasis  antariksa  seperti  satelit, atau gangguan kelistrikan di permukaan Bumi seperti  GIC  ( Geomagnetically  Induced Current ).
Pemicu  utama  CIR  adalah  aliran  HSS. Studi  analisis  HSS  telah  dipaparkan  dalam beberapa penelitian terdahulu dan didefinisikan dalam berbagai kriteria.
Berdasarkan Bame et al., (1976), HSS adalah variasi  kecepatan  angin  Matahari  dengan peningkatan  lebih  besar  atau  sama  dengan 150 km/s pada interval 5 hari. HSS dari lubang korona lebih banyak terjadi di siklus minimum Matahari  (Heinemann et  al. ,  2018),  dengan laju  plasma  cepat  rata-rata  dalam  1  hari  di atas  500  km/s  (Broussard et  al .,  1978). Lindblad & Lundstedt, (1981) mendefinisikan HSS sebagai kondisi saat selisih tiga jam-an terendah  dan  tiga  jam-an  tertinggi  pada  hari berikutnya  lebih  besar  dari  100  km/detik, dalam  waktu  setidaknya  dua  hari,  dan membangun  katalog  HSS  pada  kurun  tahun 1964–1975 berdasarkan definisi tersebut.
Pada  studi  ini,  HSS  didefinisikan sebagai  pengingkatan  kecepatan  angin Matahari  di  atas  100  km/detik,  dengan
kecepatan  puncak/maksimum  lebih  dari  400 km/detik,  pada  durasi  setidaknya  dua  hari (Mavromichalaki & Vassilaki, 1998). Penelitian ini bertujuan untuk mengidentifikasi plasma  cepat  pemicu  CIR  dan  mengetahui karakteristik  parameter  angin  Matahari  pada badai geomagnet yang terkait CIR pada siklus Matahari ( Solar Cycle , SC) ke-24.

## 2.  Metodologi
2.1.  Data Data parameter angin Matahari di titik L1 diperoleh dari arsip Global Geospace Science (GGS)  WIND  dan  satelit  ACE  pada GSFC/SPDF-OMNIWeb (laman omniweb.gsfc.nasa.gov/), dirata-ratakan dalam setiap jam. Parameter-parameter angin Matahari  yang  digunakan  adalah  kerapatan proton  ( n )  dalam  partikel/cm 3 ,  komponen utara-selatan medan magnet antarplanet (IMF 𝐵 ) pada kordinat GSM dalam nT, Temperatur plasma  dalam K ,  kecepatan  angin  Matahari dalam  km/detik,  Tekanan  ( 𝑃 )  dalam  nPa. Medan  listrik  ( 𝐸 )  dihitung  dari  persamaan diferensial koreksi Dst* (Burton et al ., 1975):
= 𝑄(𝑡) = ∗ (1)
Dengan 𝜏 adalah  waktu  peluruhan partikel di arus cincin yang hilang ke atmosfer melalui  presipitasi  atau  pertukaran  muatan. Nilai 𝑄 sebagai  fungsi  waktu  adalah  laju energi  injeksi  ke  arus  cincin,  sebanding medan listrik fajar-senja dan biasa dinotasikan dengan 𝑣𝐵 , dalam koordinat GSM.
Tabel  1.  Konversi  indeks  k  untuk  wilayah indonesia (Juangsih, 2015).
Kondisi Geomagnet [indeks K] Indeks Dst/ Gangguan ΔH (nT) Tenang [1–3] ≤ -25,4 Aktif [4] -25,5 – (-44,9) Badai Lemah [5] -45 – (-79,2) Badai Sedang [6] -79,3 – (-139,6) Badai Kuat [7] -139,7 – (-245,9) Badai Sangat Kuat [ ≥ 𝟖 ] ≥ 246
Data  CME  diperoleh  dari  katalog SOHO-LASCO Coordinated  Data  Analysis Workshop (CDAW) Data Center
(cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/index.html).Da ta  kecepatan  (km/detik)  digunakan  untuk
perhitungan  perkiraan  waktu  transit  CME yang geoefektif, yaitu mengarah ke Bumi dan berpotensi memengaruhi medan geomagnet. Verifikasi  data  visual  CME  menggunakan arsip citra bergerak SDO-AIA/HMI ( sdo.gsfc.nasa.gov/data/aiahmi/ ).
Aktivitas  geomagnet  yang  digunakan dalam  studi  ini  adalah  indeks  Dst  (nT)  dari
World Data Center (WDC) Kyoto (wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstae/index.html), dengan klasifikasi tingkat gangguan berdasarkan konversi pada Tabel 1.

## 2.2.  Metode Penelitian
HSS  pada  siklus  Matahari  ke-24 diidentifikasi  dengan  menggunakan  kriteria Mavromichalaki  &  Vassilaki,  (1998)  dan Xystouris et  al. ,  (2013).  Ada  beberapa pendekatan yang dilakukan jika terdapat gap data: Jika gap data terdapat pada awal HSS dengan kecepatan awal di atas 400 km/detik, kecepatan  rata-rata  sebelum  peningkatan dianggap  sebagai  data  pertama.  Jika  gap terjadi  di  puncak  sehingga  kecepatan maksimum  tidak  terlihat,  maka  kecepatan maksimum  ditentukan  berdasarkan  nilai kecepatan  tertinggi  dari  data  yang  tersedia. Sedangkan  jika  gap data  terjadi  di  fase penurunan kecepatan, titik terakhir data yang tersedia  dianggap  sebagai  akhir  dari  HSS. Jika  HSS  terjadi  pada  rentang  kurang  dari  3 jam  dari  HSS  sebelumnya,  maka  dianggap hanya terjadi 1 kali HSS.
Klasifikasi badai geomagnet ditampilkan pada  Tabel  1.  Studi  difokuskan  pada  badai geomagnet yang dipicu hanya oleh CIR, oleh karena  itu,  kontribusi  dari  CME  perlu dieliminasi. Kategori CME geoefektif berdasarkan Ravishankar & Michałek, (2019), dengan  pendekatan  perkiraan  waktu  transit diturunkan dari model empirik propagasi CME (Gopalswamy et al ., 2001):
𝑎 = 2,193 − 0,0054𝑣 (2)
dengan 𝑎 adalah  percepatan  efektif  (m/s 2 ), diperoleh  dari  selisih  antara  kecepatan  CME dan  ICME  dibagi  waktu  transit  dari  Matahari ke  wahana  pengamat,  dan 𝑣 adalah kecepatan  awal.  Jika  percepatan  efektif terhenti di jarak tertentu dari matahari ( 𝑑 ) dan kemudian  dari  titik  tersebut  mencapai  jarak sekitar Bumi ( 𝑑 ) dengan kecepatan konstan, maka waktu transit dihitung menggunakan
𝑡 = 𝑡 + 𝑡 ; dengan
𝑡 =
(3)
𝑡 =
Kejadian badai geomagnet nonCME kemudian  dianalisis  untuk  mengetahui karakteristik  badai  geomagnet  yang  dipicu CIR. Analisis korelasi silang dilakukan untuk meihat  keterkaitan  antarparameter.  Seluruh data yang digunakan adalah data pada siklus Matahari  ke-24,  yaitu  Desember  2008– Desember 2019.

## 3.  Hasil dan Pembahasan
3.1.  Identifikasi HSS
HSS pada studi ini didefinisikan sebagai peningkatan  kecepatan  angin  Matahari  lebih dari  100  km/detik  dengan  durasi  2  hari  atau lebih, dengan nilai maksimum > 400 km/detik. Contoh  ilustrasi  HSS  yang  terjadi  pada  31 Januari–5  Februari  2015  sebagaimana ditampilkan pada Gambar 3. Suatu HSS dapat memiliki  puncak  tunggal,  rangkap,  atau beruntun. HSS dengan puncak tunggal adalah kejadian HSS dengan 1 nilai maksimum, HSS
puncak  rangkap  adalah  HSS  dengan beberapa  puncak  dengan  selisih  <10 km/detik,  sedangkan  HSS  dengan  puncak beruntun  adalah  HSS  yang  disusul  dengan HSS  lain  saat  fase recovery- nya  belum mencapai  kecepatan  rata-rata.  Sketsa  tipe- tipe HSS ini ditampilkan pada Gambar 4.
Gambar 3. HSS  pada 31 Januari–5 Februari 2015.  Garis  merah  menandakan  perubahan kecepatan, sedangkan garis oranye menggambarkan  durasi  waktu.  Absis  adalah hari  ke-n  dalam  tahun  2015,  ordinat  adalah kecepatan dalam km/detik.
Gambar 4. Tipe HSS pada SC 24: a) puncak tunggal, b)puncak rangkap dan c)puncak beruntun.
Gambar 5. Jumlah bilangan bintik Matahari ( Sunspot Number , SSN), HSS, kejadian badai geomagnet, dan persentase badai geomagnet CIR pada SC 24
Gambar  5  menampilkan  plot  jumlah kejadian bilangan bintik Matahari (SSN), HSS dan  badai  geomagnet  pada  siklus  Matahari ke-24. Berdasarkan data angin Matahari, total terdapat  523  kejadian  HSS  pada  siklus Matahari  ke-24.  Tidak  semua  HSS  yang teridentifikasi  di  L1  bersifat  geoefektif.  Dari plot jumlah HSS (biru) dan badai geomagnet (oranye)  pada  Gambar  5  tampak  bahwa distribusi  jumlah  HSS  dan  badai  geomagnet memiliki  pola  yang  serupa  dengan  rata-rata tahunan  jumlah  bintik  Matahari  (area  abu- abu).  Hal  ini  dapat  cukup  dipahami  dengan sederhana bahwa HSS dan badai geomagnet adalah  kejadian  yang  sangat  berkaitan  erat dengan aktivitas matahari (koefisien korelasi, cc SSN-HSS  ~0,63;  SSN-badai  geomagnet ~0,75 dan HSS-badai geomagnet ~0,73).
Jumlah  kejadian  HSS  terbanyak  dalam 1  tahun  terjadi  pada  tahun  2012,  yakni sebanyak 72 kejadian, yang merupakan fase puncak  siklus,  dan  2015,  saat  fase  siklus Matahari  mulai  mengalami  penurunan,  yaitu sebanyak 57 kejadian.  Merujuk pada definisi HSS  dengan  durasi  2  hari  atau  lebih,  pada tahun  2012  Bumi  terpapar  HSS  setidaknya setara  dengan  144  hari  atau  4,8  bulan. Jumlah HSS pada awal siklus Matahari ke-24, tahun 2008, tercatat paling sedikit yaitu hanya 3  kejadian  karena  hanya  mencakup  satu
bulan, yaitu Desember. Peningkatan kecepatan  tertinggi  HSS  pada  SC  ke-24 adalah  464  km/detik,  terjadi  pada  HSS  13 Januari  2014.  Tercatat  kecepatan  angin Matahari mencapai kecepatan maksimumnya yaitu 878 km/detik.
Jika diasumsikan seluruh badai geomagnet  yang  terjadi  diakibatkan  oleh HSS,  maka  rata-rata  tahunan  geoefektivitas HSS  pada  SC  24  adalah  29,5%.  Dengan range data  58%,  nilai  rata-rata  tahunan  ini tentu kurang representatif karena banyaknya kejadian sangat bergantung pada fase siklus Matahari.  HSS  dapat  bersumber  dari  lubang korona  maupun flare-CME (Maris  &  Maris, 2005),  dan  dalam  beberapa  kejadian,  badai geomagnet  dapat  dipicu  oleh  CME  dan disertai  pula  akselerasi  HSS  dari  lubang korona,  terutama  pada  fase  naik  dan  turun siklus Matahari, sehingga pola pada Gambar 5,  terutama  HSS-badai  geomagnet,  tampak bersesuaian.

## 3.2.  Identifikasi Badai CIR
Pemicu badai geomagnet adalah CME, CIR,  atau  keduanya  (Watari,  2017;  Singh et al ., 2017). Total terdapat 176 kejadian badai geomagnet pada SC ke-24. Untuk mengidentifikasi  dan  menganalisis  badai geomagnet yang diakibatkan hanya oleh CIR,
maka  kontribusi  CME  geoefektif  harus dieliminasi. CME geoefektif sesuai kriteria Kim et al., (2008) yaitu CME yang bersumber dari 0 < L < 30 untuk CME lambat (kecepatan awal < 800 km/detik), dan 30 < L < 60 untuk CME cepat (≥ 800 km/detik), dengan L adalah bujur Matahari. Hasil studi Ravishankar & Michałek (2019), waktu transit CME dengan kecepatan < 1000 km/detik berada pada kisaran 50–140 jam,  sedangkan  untuk  CME  dengan kecepatan > 1000 km/s umumnya adalah 40– 60  jam.  Untuk  menentukan  perkiraan  waktu transit,  digunakan  model  empirik  propagasi CME  pada  persamaan  (2),  (Gopalswamy  et al.,  2001).  Berdasarkan  kinematika  gerak lurus berubah beraturan,
𝑣 = 𝑣 + 2𝑎𝑠
Dengan 𝑣 adalah  kecepatan  akhir,  dan 𝑠 adalah  jarak.  Pada  nilai percepatan  negatif (perlambatan),  ketika 𝑣 = −2𝑎𝑠 ,  maka kecepatan akhir akan bernilai nol. Hal ini perlu dikoreksi  karena  kecepatan  akhir  CME  akan selalu  sama  dengan  kecepatan  angin Matahari  dan  tidak  bernilai  nol.  Sehingga untuk  CME  yang  dilontarkan  dengan kecepatan  lebih  tinggi  dari  angin  Matahari, perlambatan  terhenti  pada 𝑣 − 2𝑎𝑠 = 𝑣 . Sebaliknya, untuk CME yang lebih lambat dari angin  Matahari,  percepatan  terhenti  pada 𝑣 + 2𝑎𝑠 = 𝑣 .
Menggunakan  data  kecepatan  angin Matahari  pada  siklus  Matahari  ke-24, diperoleh  nilai  rata-rata  kecepatan  angin Matahari  412  km/detik.    Dengan  asumsi ketiadaan  percepatan  (percepatan  bernilai nol) dan substitusi pada persamaan (2), maka diperoleh nilai kecepatan 406 km/detik, yang dianggap  cukup  mendekati  nilai  kecepatan rata-rata  angin  Matahari,  sehingga  model pada  persamaan  (2)  dapat  dianggap  valid untuk diterapkan pada studi ini.
Dari  176  kejadian  badai  geomagnet pada  SC  ke-24,  sebanyak  48  (~27%)  badai geomagnet  diakibatkan  oleh  CIR.  Dengan nilai  modus  ~-47  nT,  kebanyakan  badai geomagnet  yang  dipicu CIR  ini berada  pada level  badai  lemah.  Sebanyak  38  kejadian badai geomagnet CIR adalah badai lemah, 9 kejadian  badai  menengah,  dan  1  sisanya badai kuat. Plot garis merah pada Gambar 5 menunjukkan  persentase  badai  geomagnet CIR tahunan yang tampak berbanding terbalik dengan grafik plot lainnya. Pada saat aktivitas Matahari  minimum  tahun  2019,  persentase
badai  CIR  bahkan  bernilai  maksimal,  100%, karena  kedua  badai  geomagnet  yang  terjadi pada tahun tersebut dipicu CIR tanpa disertai CME geoefektif. Pada tahun 2019 juga terjadi dominasi badai geomagnet CIR dengan nilai persentase  80%.  Sebaliknya,  pada  sekitar puncak  siklus  Matahari  ke-24—tahun  2011– 2014,  persentase  badai  CIR  adalah  yang terendah  dibanding  yang  lainnya.  Bahkan, sepanjang  tahun  2013  terjadi  27  badai geomagnet  yang  tidak  satupun  disebabkan oleh CIR.  Hal ini sesuai dengan hasil Bravo et  al. ,  (1997)  yang  menunjukkan  hubungan berbanding terbalik antara SSN dengan luas lubang  korona  pemicu  HSS  pada  SC  ke  20, 21, dan 22.
3.3.  Analisis Parameter CIR
Karakteristik umum CIR pada parameter  plasma  antarplanet  adalah  terjadi peningkatan  drastis  densitas  proton  (n) melebihi threshold (~10  partikel/cm 3 )  dan bertahan  dalam  jangka  waktu  1  hari.  Profil densitas  cenderung  berkebalikan  dengan kecepatan  ( 𝑣 ).  Puncak  medan  magnet antarplanet  di  daerah  kompresi  umumnya proporsional  terhadap  kecepatan,  dengan polaritas  yang  cenderung  tetap  (Tsurutani et al .,  1987).  Selain  itu  temperatur  proton  (T) bervariasi  dengan  pola  yang  mirip  dengan kecepatan (Maromichalaki & Vassilaki, 1998). Diketahui  pula  bahwa  medan  magnet antarplanet  memegang  peranan  penting dalam  kejadian  badai  geomagnet,  terutama komponen arah selatan (IMF 𝐵 ) (Rostoker & Fälthammar, 1967). Studi lain oleh Burlaga & Lepping,  (1977)  dan  Kikuchi et  al. ,  (2008) menyebutkan  pengaruh  penting  penetrasi medan  listrik  magnetosfer  ke  ionosfer  pada badai geomagnet. Sebelumnya telah dibahas pada bab Pendahuluan bahwa CIR melibatkan  daerah  kompresi  (tekanan)  di medium antarplanet. Berdasarkan
karakteristik umum parameter badai geomagnet  dan  CIR  tersebut,  parameter statistik  untuk  minimum  Dst,  IMF 𝐵 , maksimum  kecepatan,  densitas  proton, tekanan,  medan  listrik,  medan  total,  dan medan  listrik  untuk  badai  geomagnet  CIR ditampilkan  pada  Tabel  2.  Adapun  koreksi untuk  medan  listrik  pada  persamaan  (1) dihitung menggunakan syarat kondisi persamaan O’Brien & McPherron, (2000):
𝑄(𝑉𝐵 ) = |𝑉𝐵 |               𝐵 < 0 0                   𝐵 ≥ 0 (4)
Badai geomagnet yang dipicu CIR pada SC ke-24 berada pada rentang Dst minimum -46  nT  (badai  lemah)  hingga  -175  nT  (badai kuat).  Dengan range data  128  nT,  nilai  ini sedikit  berbeda  dibandingkan  hasil  Alves et al .,  (2006)  yang  menyebutkan  indeks  Dst pada CIR geoefektif berada pada kisaran +9 sampai  -131  nT.  Hal  ini  dikarenakan  studi tersebut menggunakan data Dst hingga 2 hari setelah  CIR  dan  dapat  mencakup  fase recovery badai  sehingga  terdapat  nilai  Dst positif  pada  populasi  data,  sementara  pada studi ini lebih difokuskan hanya saat kejadian badai  terjadi.  Nilai  rata-rata  minimum  Dst berada pada -66 nT dengan nilai tengah -59,5 nT (badai sedang, Tabel 1). Kedua parameter ini  tidak  menunjukkan  keterwakilan  data karena  pada  kenyataannya,  CIR  cenderung lebih memicu badai lemah (~79%) dibanding badai  sedang.  Hal  ini  karena  dengan  nilai standar  deviasi  22,48;  koeefisien    variasi 33,86% dan jangkauan data 128 nT, populasi data Dst memiliki nilai yang ekstrim yaitu satu
kejadian  badai  geomagnet  kuat  pada  26 Agustus 2018 (minimum Dst -174 nT).
Nilai kecepatan angin Matahari maksimum pada badai geomagnet CIR siklus Matahari ke-24 adalah 761 km/detik, dengan rata-rata  593,7  km/detik.  Tabel  2  juga menunjukkan  koefisien  variasi  maksimum kecepatan  angin  Matahari  adalah  yang terkecil dibandingkan parameter lainnya, yang artinya  dispersi  datanya  kecil  sehingga  rata- rata  dan  median  bersifat  representatif. Berdasarkan hasil tersebut, kriteria untuk HSS sebagai pemicu CIR yang telah dibahas pada subbab sebelumnya, yaitu maksimal kecepatan  >  400  km/detik  dianggap  telah sesuai  untuk  mendefinisikan  HSS.  Nilai maksimum  medan  listrik  8,28  mV/m  pada Tabel  2  sesuai  dengan  kriteria  Gonzalez  & Tsurutani  (1987),  bahwa  untuk  badai geomagnet  intens  (Dst  <  -100  nT),  medan listrik harus bernilai lebih besar dari 5 mV/m. Pada  siklus  Matahari  ke-24,  nilai  maksimum medan  listrik  tersebut  terjadi  pada  badai geomagnet dengan intensitas -104 nT.
parameter cc opt jeda B-Dst -0,39 -13 Bz-Dst 0,42 -2 n-Dst 0,30 1 V-Dst -0,49 -2 P-Dst -0,26 -17 T-Dst -0,40 -6 Ey-Dst -0,56 -2 AE-Dst -0,63 -2
Gambar 6. Korelasi silang parameter angin Matahari-aktivitas geomagnet (Dst). Sumbu-x adalah jeda dalam jam, nilai indeks AE sebagai pembanding. cc opt adalah nilai korelasi terbaik.
Tabel 2. Parameter statistik badai geomagnet CIR SC24
parameter B IMF Bz T n v P Ey Dst rata-rata 13,27 -9,34 367600  25,10 594 8,12 4,34 -66,38 SD 4,39 3,61 219900  12,93 106 2,77 1,48 22,48 median 12,95 -8,15 349500  23,95 613 7,63 4,01 -59,50 min 4,80 -20,80 72900 4,70 362 3,50 2,29 -174,00 max 24,00 -4,50 1482000  61,60 761  14,75 8,28 -46,00 range 19,20 16,30 1409100  56,90 399  11,25 5,99 128,00 koef variasi (%) 33,07 38,58 59,81  51,50 17,87  34,15  34,01 33,87
a                                                                         b
c                                                                           d Gambar 7. Plot scatter distribusi parameter angin Matahari untuk badai geomagnet CIR: a) min Dst terhadap max medan total (R = -0,5) B; b) min Dst terhadap min komponen selatan medan magnet antarplanet Bz (R = 0,67); c)min Dst terhadap max kecepatan v (R = 0,06); dan d) min Dst terhadap medan listrik Ey (R = -0,56).
Gambar 6 menunjukkan ilustrasi korelasi  silang  antarparameter  dan  nilai terbaiknya.  Dapat  dilihat  bahwa  korelasi terbaik  adalah  pada  kecepatan  angin Matahari-Dst  ( cc =  -0,49),  medan  listrik-Dst ( cc =  -0,56),  dan    komponen  selatan  medan magnet  antarplanet-Dst  (IMF  Bz, cc =  0,42). Dengan  jeda  2  jam  (tanda  negatif mengandung makna parameter angin Matahari  mendahului  badai),  artinya  puncak badai geomagnet  di lintang rendah pada SC ke-24  umumnya  terjadi  pada  2  jam  setelah medan  magnet  antarplanet  mengarah  ke selatan  disertai  peningkatan  kecepatan  dan penguatan medan listrik. Sebagai perbandingan,  indeks  AE  berkorelasi  kuat dengan indeks Dst pada jeda 2 jam ( cc -0,63) yang  dapat  diartikan  bahwa  gangguan geomagnet  memerlukan  waktu  2  jam  untuk berpropagasi  dari  daerah  polar  ke  lintang rendah.
Nilai  korelasi  yang  sedikit  berbeda ditunjukkan  pada  hubungan  medan  total dengan  Dst  ( cc 0,39)  namun  dengan  jeda
yang  cukup  jauh  yaitu  13  jam.  Dengan  kata lain,  pada  SC  ke-24  umumnya  penguatan medan  magnet  total  dapat  terjadi  13  jam sebelum  puncak  badai  geomagnet,  dengan transfer  energi  pada  6  jam  sebelum  puncak badai namun memerlukan “pintu masuk” yaitu medan magnet antarplanet arah selatan pada 2  jam  menjelang  puncak  badai,  kemudian terjadi rekoneksi dengan medan magnet Bumi sehingga  mengakibatkan  injeksi  partikel bermuatan ke magnetosfer, terjadi gangguan geomagnet  yang  berpropagasi  dari  daerah polar  ke  lintang  yang  lebih  rendah. Bersamaan  dengan  penguatan  arus  cincin, indeks  Dst  terdepresi  hingga  tingkatan tertentu  dan  terdeteksi  sebagai  badai geomagnet.  Hubungan  antarparameter  yang lebih  kecil  ditunjukkan  pada  korelasi  antara tekanan  dan  densitas  dengan  aktivitas geomagnet  (cc  ~0,3).  Hal  ini  menandakan bahwa  hanya  sebagian  kecil  kejadian  badai geomagnet yang disertai dengan gelombang kejut ( shock ).
Untuk  mengetahui  keterkaitan  antara nilai  ekstrim  masing-masing  parameter 𝐵, 𝐵𝑧, 𝑣 ,  dan 𝐸 dengan  magnitudo  badai geomagnet  CIR  saat  badai  berlangsung, diplot  distribusi  masing-masing  parameter pada tiap kejadian badai geomagnet CIR yang ditampilkan  pada  Gambar  6.  Berdasarkan Gambar  6  dapat  dilihat  bahwa  maksimum kecepatan  berkorelasi  sangat  lemah  dengan
minimum Dst. Artinya,  kecepatan maksimum tidak  serta-merta  memengaruhi  kuat  badai geomagnet  CIR  yang  terjadi.  Sebelumnya hasil  serupa  diperoleh  pada  kejadian  badai geomagnet CIR tahun 1966–2004 (Richardson et  al .,  2006).  Untuk  korelasi maksimum  medan  magnet  total  dengan minimum  Dst,  masih  dalam  kategori  sedang namun  lebih  baik  dibandingkan  hasil  pada
Gambar 8. Badai geomagnet CIR pada: (a) minimum IMF 𝐵 , 13 Oktober 2016 dan (b) maksimum kecepatan, 22 April 2017. Plot merah pada medan listrik ( 𝐸 ) adalah nilai non koreksi.
Gambar 5. Sedangkan untuk korelasi medan listrik-Dst  menunjukkan  hasil  yang  sama karena  koreksi  O’Brien-Mcpherron,  (2000) pada persamaan (4). Meskipun secara umum berkorelasi  sedang  dengan  indeks  Dst, minimum  komponen  selatan  medan  magnet antarplanet berkorelasi kuat dengan minimum Dst.  Artinya,  saat  badai,  semakin  kuat  arah selatan  medan magnet antarplanet,  semakin kuat  pula  magnitudo  badai  geomagnet  CIR yang  terjadi.  Sebagai  ilustrasi,  Gambar  7 menunjukkan perbandingan parameter- parameter  pada  saat  badai  geomagnet  CIR dengan  arah  selatan  terkuat  (13  Oktober 2016, Gambar 7a) versus kecepatan tertinggi (22  April  2017,  Gambar  7b).  Karena diturunkan  dari  massa  partikel,  tekanan  dan densitas memiliki profil yang serupa, demikian halnya dengan medan listrik yang diturunkan dari  komponen  selatan  medan  magnet antarplanet. Meskipun hanya dengan kecepatan  maksimum  sekitar  450  km/detik, intensitas badai geomagnet pada 13 Oktober 2016 mencapai hingga -104 nT, dibandingkan dengan badai geomagnet pada 22 April 2017 dengan  kecepatan  pada  700-800  km/detik, bahkan dengan durasi kecepatan tinggi yang lama.  Meskipun  HSS  adalah  pemicu  utama badai  geomagnet  CIR,  perbandingan  kedua badai ini menunjukkan bahwa magnitudo dan durasi  parameter  komponen  selatan  medan magnet  antarplanet,    memegang  peranan yang  lebih  krusial  dibandingkan  kecepatan angin Matahari pada tingkat gangguan badai geomagnet CIR.

## 4.  Kesimpulan
Berdasarkan studi yang telah dilakukan, total  terdapat  523  kejadian  HSS  pada  siklus Matahari  ke-24.  Jumlah  kejadian  HSS terbanyak dalam 1 tahun adalah pada  tahun 2012, sebanyak 72 kejadian, yang merupakan fase  puncak  siklus  Matahari.  Peningkatan kecepatan  tertinggi  HSS  pada  SC  ke-24 adalah  464  km/detik,  terjadi  pada  HSS  13 Januari 2014 saat kecepatan angin Matahari mencapai kecepatan maksimumnya yaitu 878 km/detik. D ari 176 kejadian badai geomagnet pada  SC  ke-24,  sebanyak  48  (sekitar  27%) badai  geomagnet  diakibatkan  oleh  CIR. Dengan nilai modus ~-47 nT, kebanyakan (38 kejadian)  badai  geomagnet  yang  dipicu  CIR ini berada pada level badai lemah, 9 kejadian badai  menengah,  dan  1  sisanya  badai  kuat. Jumlah  badai  geomagnet  tahunan  CIR  ini berbanding terbalik dengan SSN.
Korelasi  terbaik  parameter  angin Matahari-aktivitas  geomagnet  adalah  pada kecepatan  angin  Matahari-Dst  ( 𝑐𝑐 =  -0,49), medan listrik-Dst ( 𝑐𝑐 = -0,56), dan  komponen selatan  medan  magnet  antarplanet-Dst  (IMF Bz, 𝑐𝑐 = 0,42) dengan jeda 2 jam. Kecepatan maksimum  tidak  serta-merta  memengaruhi kuat  badai  geomagnet  CIR  yang  terjadi. Meskipun  HSS  adalah  pemicu  utama  badai geomagnet  CIR,  parameter  komponen selatan  medan  magnet  antarplanet  dan medan listrik memegang peranan yang lebih krusial dibandingkan kecepatan angin Matahari  pada  tingkat  gangguan  badai geomagnet CIR.

## Ucapan Terima Kasih
Penulis  mengucapkan  terima  kasih kepada tim Geospace Science (GGS) WIND dan ACE pada GSFC/SPDF yang menyediakan data parameter angin Matahari, tim WDC Geomagnet-Kyoto untuk data indeks Dst, Poklit Geomagnet Pusat Sains Antariksa, dan Mitra Bestari Jurnal Sains Dirgantara.
Makalah ini telah melewati proses blind review yang  dimoderasi  oleh  Dr.  Rhorom Priyatikanto sebagai editor.

## Pernyataan Kontribusi
AW merupakan kontributor utama yang merancang penelitian, menyusun metodologi, melakukan  pengolahan  data,  dan  menyusun naskah, FN adalah kontributor anggota yang berkontribusi dalam studi literatur dan analisis makalah ini.

## Rujukan
Alves,  M.V.,  Echer,  E.,  &  Gonzalez,  W.D. (2006).  Geoeffectiveness  of  Corotating Interaction Regions as Measured by Dst Index. Journal of Geophysical
Research: Space Physics , 111 (A7). Bame, S.J., Asbridge, J.R., Feldman, W.C., & Gosling,  J.T.  (1976).  Solar  Cycle Evolution  of  High-Speed  Solar  Wind Streams. The Astrophysical
Journal , 207, 977-980.
Burlaga,  L.  F.,  &  Lepping,  R.  P.  (1977).  The causes  of  recurrent  geomagnetic storms. Planetary and Space
Science , 25 (12), 1151-1160.
Borovsky,  J.E.  (2018).  On  the  Origins  of  the Intercorrelations  between  Solar  Wind Variables. Journal of Geophysical Research:  Space  Physics , 123 (1),  20-
29.
Bravo,  S.,  Cruz-Abeyro,  J.A.L.,  &  Rojas,  D.
(1997). The Spatial Relationship
Between  Active  Regions  and  Coronal Holes  And  The  Occurrence  of  Intense
Geomagnetic  Storms  Throughout  the
Solar Activity Cycle. In Annales
Geophysicae (Vol. 16, No. 1, pp. 49-54). Springer-Verlag. Burton, R.K., McPherron, R.L., & Russell, C.T. (1975).  An  Empirical  Relationship between  Interplanetary  Conditions and Dst. Journal  of  Geophysical  Research 80, 4204-4214.
Broussard,  R.M.,  Sheeley,  N.R.,  Tousey,  R., & Underwood, J.H. (1978). A Survey of Coronal  Holes  and  their  Solar  Wind Associations  throughout  Sunspot  Cycle 20. Solar Physics , 56(1), 161-183.
Gopalswamy,  N.,  Lara,  A.,  Yashiro,  S., Kaiser,  M.,  &  Howard,  R.A.  (2001). Predicting  the  1-AU  Arrival  Times  of Coronal  Mass  Ejections . J.  Geophys. Res. , 106, 29,207–29,218.
Gonzalez,  W.D.,  &  Tsurutani,  B.T.  (1987). Criteria  of  Interplanetary  Parameters causing Intense Magnetic Storms (Dst < −100 nT). Planetary and
Space Science , 35 (9), 1101-1109.
Habbal,  S.R.,  Woo,  R.,  Fineschi,  S.,  O'Neal, R.,  Kohl,  J.,  Noci,  G.,  &  Korendyke,  C. (1997).  Origins  of  the  Slow  and  the Ubiquitous  Fast Solar  Wind. The Astrophysical  Journal  Letters , 489 (1), L103. Heinemann,  S.G.,  Temmer,  M.,  Hofmeister, S.J.  Veronig,  A.M.,  &  S.  Vennerstrom,
(2018).  Three-phase  Evolution  of  a Coronal  Hole.  I.  360°  Remote  Sensing and  In  Situ  Observations. Astrophys  J 861:151. doi: 10.3847/1538- 4357/aac897.
Juangsih,  M.,  2015.  Penentuan  Indeks  K Geomagnet  Untuk  Daerah  Indonesia. Tesis Magister Sains Kebumian ITB .
Kikuchi,  T.,  Hashimoto,  K.  K.,  &  Nozaki,  K.
(2008).  Penetration  of  Magnetospheric Electric  Fields  to  the  Equator  during  a
Geomagnetic Storm. Journal of Geophysical Research: Space Physics , 113 (A6).
Kim,  R.S.,  Cho,  K.S.,  Kim,  K.H.,  Park,  Y.D.,
Moon,  Y.J.,  Yi,  Y.,  Lee,  J.,  Wang,  H. Song,  H.  &  Dryer,  M.  (2008).  CME Earthward  Direction  as  an  Important Geoeffectiveness Indicator. The
Astrophysical Journal , 677(2), 1378.
Lindblad,  B.A.,  &  Lundstedt,  H.  (1981).  A Catalogue  of  High-Speed  Plasma Streams  in  the  Solar  Wind . Physics  of Solar Variations (pp. 197-206). Springer, Dordrecht.
Lobel, A., (2008). Modeling DACs in UV Lines of Massive Hot Stars. Clumping in Hot- Star  Winds:  International  Workshop , Potsdam, Germany. Maris,  O.  &  Maris,  G.  (2005). Specific Features  of  the  High-Speed  Plasma Stream  Cycles . Advances  in  Space Research, 35 (12), 2129-2140.
Mavromichalaki,  H.,  &  Vassilaki,  G.  (1998).
Fast  Plasma  Streams  Recorded  Near the  Earth  during  1985–1996 . Solar Physics , 183(1), 181-200.
Musafar,  L.M.  &  Winarko,  A.  (2020).  Kopling
Angin Matahari
dan Sistem
Magnetosfer-Ionosfer  Bumi:  I.  Sumber Angin  Matahari  dan  Karakteristiknya.
Buletin Cuaca Antariksa, 9(3). O'Brien,  T.P.,  &  McPherron,  R.L.  (2000).
Forecasting the Ring Current Index Dst in  Real  Time. Journal  of  Atmospheric and  Solar-Terrestrial  Physics , 62 (14), 1295-1299.
Ravishankar,  A.,  &  Michałek,  G.  (2019).
Estimation  of  Arrival  Time  of  Coronal Mass  Ejections  in  the  Vicinity  of  the Earth  Using  SOlar  and  Heliospheric Observatory  and  Solar  TErrestrial RElations  Observatory  Observations.
Solar Phys 294:125.
Richardson,  I.G.,  Webb,  D.F.,  Zhang,  J., Berdichevsky,  D.B.,  Biesecker,  D.A., Kasper,  J.C.,  Kataoka,  R.,  Steinberg, J.T., Thomson, B.J., Wu, C.-C & Zhukov, A.N. (2006). Major geomagnetic storms (Dst≤− 100 nT) generated by corotating interaction regions. Journal of Geophysical Research: Space Physics , 111 (A7).
Richardson, I. G. (2018).  Solar Wind Stream Interaction  Regions  Throughout  the Heliosphere. Living  reviews  in  solar physics , 15 (1), 1. Rostoker,  G.,  &  Fälthammar,  C.  G.  (1967). Relationship  between  changes  in  the interplanetary  magnetic  field  and variations  in  the  magnetic  field  at  the Earth's  surface. Journal  of  Geophysical Research , 72 (23), 5853-5863.
Singh, A., Rathore, V.S., Singh, R.P., & Singh, A.K.  (2017).  Source  Identification  of Moderate (− 100 nT <  Dst < −50 nT) and Intense  Geomagnetic  Storms  (Dst  <
−100  nT)  during  Ascending  Phase  of Solar  Cycle  24. Advances  in  Space Research, 59(5), 1209-1222.
Suess,  S.  T.,  Ko,  Y.  K.,  Von  Steiger,  R.,  & Moore, R. L. (2009). Quiescent Current Sheets in the Solar Wind and Origins of Slow  Wind. Journal  of  Geophysical Research: Space Physics , 114 (A4).
Tsurutani,  B.T.,  Burton,  M.E.,  Smith,  E.J.,  & Jones, D.E. (1987). Statistical Properties of  Magnetic  Field  Fluctuations  in  the
Distant  Plasmasheet. Planetary  and space science , 35 (3), 289-293.
Watari,  S.,  (2017).  Geomagnetic  Storms  of
Cycle 24 and Their Solar Sources. Earth, Planets and
Space, 69(1), 1-8.
Xystouris,  G.,  Sigala,  H.,  &  Mavromichalaki, H.  (2013).  A  Complete  Catalogue  of High-Speed Solar Wind Streams during Solar Cycle 23 . Sol Phys 289:995-1012. DOI: 10.1007/s11207-013-0355-z.