## EFEK CME HALO PENUH PADA IONOSFER LINTANG RENDAH DARI DATA GPS BAKO DI CIBINONG [EFFECT OF FULL HALO CME ON LOW LATITUDE IONOSPHERE FROM BAKO GPS DATA IN CIBINONG]
Fakhrizal Muttaqien 1 , Buldan Muslim 2
1 Jurusan Fisika, Fakultas Sains dan Teknologi, Universitas Islam Negeri Sunan Gunung Djati, Bandung
2 Pusat Sains Antariksa, Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Djundjunan 133 Bandung 40173 Indonesia e-mail: fakhrizalm99@gmail.com
Diterima 28 Juli 2017; Direvisi 22 Januari 2018; Disetujui 22 Januari  2018

## ABSTRACT
A full halo coronal mass ejections (CMEs) are most energetic solar events that eject huge amount of mass and magnetic fields into heliosphere with 360 o angular angle. The full halo CME effect on the ionosphere can be determined from the ionospheric total electron content (TEC) derived from GPS data. GPS data from BAKO station in Cibinong, satellite orbital data (brcd files) and intrumental bias data (DCB files) have been used to obtain TEC using GOPI software. Analysis of  the full halo CME data, Dst index, and TEC during October 2003 and February 2014 showed that the full halo CME could cause ionospheric disturbances called ionospheric storms. Magnitude and time delay of the ionospheric storms depended on the full halo CME speed. For the high-speed full halo CME, the negative ionospheric storm generally  occured  during  recovery  phase  of  the  geomagnetic  storm.  When  the  initial  phase  of geomagnetic disturbance with increasing Dst index more than +30 nT, the ionospheric storm occured during main phase of geomagnetic disturbance although the main phase of geomagnetic disturbance did not reach geomagnetic storm condition.
Keywords: Full Halo CME, geomagnetic storm, recovery phase, negative ionospheric storm

## ABSTRAK
Coronal mass ejection (CME) halo penuh merupakan peristiwa matahari  berenergi tinggi, yang menyemburkan massa dan medan magnet ke heliosfer dengan sudut angular sebesar 360º. Efek  CME halo  penuh  pada  ionosfer  dapat  diketahui  dari Total  Electron  Content (TEC).  Data  GPS  BAKO  di Cibinong,  data  orbit  satelit  (file  brcd)  dan  data  bias  instrumental  (file  DCB)  dapat  digunakan  untuk penentuan  TEC  menggunakan software GOPI.  Analisis  data  CME  halo  penuh,  indeks  Dst,  dan  TEC selama  bulan  Oktober  2003  dan  Februari  2014  menunjukkan  bahwa  CME  halo  penuh  dapat menimbulkan gangguan ionosfer yang disebut badai ionosfer. Besar dan selang waktu badai ionosfer setelah  terjadinya  CME,  tergantung  pada  kelajuan  CME  halo  penuh.  Untuk  CME  halo  penuh berkelajuan tinggi, badai ionosfer negatif umumnya terjadi pada fase pemulihan badai geomagnet. Jika fase awal gangguan geomagnet diawali dengan peningkatan indeks Dst melebihi +30 nT, maka badai ionosfer dapat terjadi pada fase utama gangguan geomagnet walau gangguan geomagnet setelah  fase awal tidak mencapai kondisi badai geomagnet.
Kata kunci: CME halo penuh, badai geomagnet, fase pemulihan, badai ionosfer negatif

## 1 PENDAHULUAN
Matahari  adalah  bintang  yang terdekat  dari  Bumi  yang  memancarkan energi sendiri, yaitu berupa cahaya dan panas.  Energi  Matahari  berasal  dari reaksi  nuklir  yang  terjadi  di  intinya (Martiningrum et al. , 2012). Energi hasil reaksi inti tersebut, terhantar hingga ke permukaan  Matahari.  Aktivitas  tersebut menjadikan  Matahari  sebagai  bintang aktif penggerak cuaca antariksa.
Sebagai penggerak cuaca antariksa, maka aktivitas maupun perubahan yang terjadi di Matahari akan berdampak juga pada  kondisi  yang  ada  di  antariksa (Yatin,  2012).  Di  antara  aktivitas Matahari  yang  menyebabkan  gangguan lingkungan  di  Bumi  yaitu, flare dan coronal  mass  ejection (CME). Flare maupun CME yang terjadi di permukaan Matahari  merupakan  peristiwa  impulsif yang  melepaskan  radiasi  gelombang elektromagnetik dalam flare dan partikel dalam peristiwa CME.
CME  dapat  didefinisikan  sebagai material inti pada korona yang terlontar dari  matahari,  yang  berbeda  dengan angin  surya.  Dari  gambar  koronagrafi, CME bisa dikenali sebagai letupan terang yang  bergerak  menjauhi  matahari (Gopalswamy,  2010). Fenomena  CME teramati seperti  letupan yang menyembur dari Matahari. Saat terjadi CME, sebagian
massa  korona  Matahari  terlontar  ke angkasa.  Energi  yang  dilepaskan  pada peristiwa  ini  sangat  besar  karena mengandung  massa  yang  besar  dan kecepatan  yang  tinggi.  CME  dapat sampai  ke  Bumi  dalam  waktu  1-5  hari (rata-rata 2-3 hari) (Martiningrum et al. , 2012).  Sudut angular dalam pelontaran partikel oleh CME bervariasi, di antaranya CME  halo  penuh  yang  memiliki  sudut angular  sebesar  360º.  Karena  memiliki sudut  angular  sebesar  360º,  maka partikel yang dilontarkan akan menyebar dari permukaan Matahari ke segala arah dipandang  dari  sensor  pengamatan matahari  SOHO.  Adapun  Gopalswamy (2010) telah mengelompokkan CME halo menjadi  CME  halo  penuh  dengan  lebar yang terlihat ( apparent width , W) sebesar 360º dan CME halo sebagian dengan W mulai 120 sampai kurang dari 360º.
Partikel  yang  terlempar  dalam peristiwa CME halo penuh ini mempunyai kemungkinan besar sampai di Bumi dan menyebabkan perubahan pada sebagian lingkungan  di  Bumi.  Dampak  yang dihasilkan  oleh  CME  ini  antara  lain adalah penurunan intensitas sinar kosmik (Lara et al. , 2005), dan munculnya badai geomagnet (Yatini et al ., 2009).
Badai  geomagnet  yang  disebabkan oleh CME tersebut berasal dari partikel- partikel bermuatan, berenergi tinggi, dan
berkecepatan  tinggi  yang  sampai  di magnetosfer  bumi  dan  atmosfer  bumi bagian  atas.  Perubahan  yang  terjadi  di magnetosfer  bumi  tersebut  mempunyai kontribusi  yang  cukup  besar  pada struktur dan dinamika ionosfer (Yatini et al. , 2009).
Lapisan  Ionosfer  adalah  bagian dari  lapisan  atas  atmosfer  yang  berisi sejumlah elektron - elektron dan ion-ion bebas yang dapat mempengaruhi perambatan  gelombang  radio.  Ionosfer dapat  memantulkan  sinyal  radio  pada pita HF ( High Frequency ) dengan frekuensi yang  sama  dengan  frekuensi  plasma ionosfer.
Untuk  gelombang  radio  band  L, ionosfer dapat memperlambat kecepatan grup gelombang radio sehingga menyebabkan  kesalahan  ionosfer  pada pengukuran  posisi  berbasis  satelit  GPS (DasGupta et  al .,    2007).  Kesalahan posisi  GPS  tergantung  pada  nilai  TEC. Menggunakan model ionosfer, kesalahan ionosfer  dalam  kondisi  tenang  dapat direduksi  secara  signifikan.  Namun, pada kondisi  terganggu  koreksi  ionosfer dengan model ionosfer bisa tidak signifikan meningkatkan  akurasi  posisi  GPS. Gangguan  Ionosfer  dapat  dilihat  dari tingkat  penyimpangan total    electron content (TEC)  dari  TEC  pada  kondisi tenang  yang  bisa  diwakili  oleh  nilai median bulanan TEC pada jam tertentu. Gangguan ionosfer terutama disebabkan oleh  adanya  badai  matahari  baik flare maupun CME.
Kumar  dan  Singh  (2002)  dalam makalahnya  telah menyajikan efek dari flare sinar x Matahari  terhadap  TEC ionosfer selama siklus minimum Matahari selama  tahun  2008.  Mereka  menggunakan nilai TEC yang diturunkan dari data GPS sehingga  diperoleh  kesimpulan  bahwa peningkatan  TEC  setelah flare sinar  X kelas  C  dan  B  selama  siklus  minimum tahun 2008 bukan merupakan efek flare itu sendiri tetapi juga ada kontribusi dari peningkatan radiasi Extreme Ultra Violet (EUV)  selama flare ,  dan  perubahan elektrodinamika di ionosfer setelah flare .
Adapun  badai  matahari  berupa CME  mempengaruhi  ionosfer  secara tidak  langsung  karena  partikel-partikel berenergi  tinggi  dari  matahari  harus melewati  medan  magnet  bumi  sehingga dibelokkan arahnya ke arah kutub magnet bumi.  Adanya  arus  partikel-pertikel bermuatan tersebut dapat menimbulkan arus  yang  besarnya  tergantung  pada kecepatan dan kerapatan partikel matahari  yang  bersumber  dari  CME. Orientasi  medan  magnet  antar  planet juga menentukan sejauh mana penetrasi partikel CME ke magnetosfer bumi yang menentukan pengaruhnya pada ionosfer. Dengan  proses  efek  CME  pada  ionosfer yang  kompleks  maka  efek  CME  pada ionosfer  sulit  diprediksi  baik  waktu maupun gangguan ionosfer yang terjadi. Oleh  karena  itu,  penelitian  efek  CME matahari masih intensif dilakukan untuk meningkatkan akurasi prediksi gangguan ionosfer untuk peringatan dini gangguan komunikasi  radio  dan  penentuan  posisi GPS yang propagasinya dipengaruhi oleh kondisi ionosfer.
Muslim  (2002)  meneliti  respon ionosfer  terhadap  CME  Juli  2000 menggunakan data foF2 dengan kesimpulan bahwa badai ionosfer terjadi dalam  daerah  yang  luas  dan  terjadi sekitar  1,5  hari  setelah  CME  14  Juli 2000.  Badai  ionosfer    di  lintang  rendah umumnya  relatif  lebih  kecil  dibanding badai  ionosfer  di  lintang  tengah  dan tinggi.
Mendillo (2006) menjelaskan karakteristik  umum  badai  ionosfer adalah sebagai berikut:
a. Badai  ionosfer  positif  pada  siang  hari dapat  disebabkan  oleh  efek  medan listrik fajar-senja yang digerakkan oleh konveksi magnetosfer,
b. Badai  ionosfer  positif  siang  hari  juga bisa  disebabkan  oleh  dorongan  angin netral yang menimbulkan peningkatan medan listrik arah ke timur pada siang hari,
c. Badai ionosfer positif pada malam hari bisa disebabkan oleh peningkatan drift
plasma ke arah kutub yang diinduksi oleh presipitasi aurora.
d. Adapun  badai  ionosfer  negatif  siang hari  dapat  disebabkan  oleh  konveksi partikel  setelah  matahari  terbit  dan deplesi  komposisi  partikel  berumur panjang,
e. Badai ionosfer negatif malam hari bisa juga  disebabkan  oleh  peningkatan medan  listrik  arah barat  pada  malam hari  setelah  efek  (1)  berakhir  pada malam hari.
CME  pada  saat  medan  magnet antar  planet  arahnya  ke  selatan,  dapat menimbulkan  badai  magnetik  melalui proses  rekoneksi  magnetik  sehingga dapat  mempengaruhi  ionosfer  ekuator dan  lintang  tengah pada siang  hari dan tengah malam. Konveksi angin matahari dari medan magnet arah selatan melewati magnetosfer  merepresentasikan  medan listrik  interplanet  fajar-senja.  Jika sebagian  dari  medan  listrik  tersebut memasuki  sistem  magnetosfer/ionosfer (melalui proses rekoneksi magnetik atau proses  lainnya),  medan  listrik  akan mengangkat ionosfer ekuator pada siang hari dan menekannya pada malam hari. Di  daerah  ekuator  pada  siang  hari, ionosfer  diangkat  ke  tempat  yang  lebih tinggi di mana rentang waktu rekombinasi lebih panjang. Ionosasi ionosfer menambah partikel-partikel ionosfer baru di daerah lintang  rendah  sehingga  meningkatkan TEC  ionosfer.  Ini  disebut  badai  ionosfer positif. Pengendalian medan magnet antar planet  pada  ionosfer  pada  siang  hari disebut day sode superfountain ionosphere (DIS). Pada malam hari, medan listrik E × B menekan  ionosfer  untuk  menurunkan ketinggian  di  mana  rekombinasi  kimia terjadi,  mengurangi  TEC  ionosfer.  Ini disebut badai ionosfer negatif (Tsurutani, 2009).
Farid et  al .,  (2015)  mendapatkan korelasi  nilai  maksimum  bulanan  foF2 dengan  rata-rata  bulanan  energi  massa dan kelajuan CME  sebesar 74%, 52% dan 65% masing-masing. Hal itu menunjukkan bahwa CME yang berenergi tinggi, masif,
dan  cepat  dapat  mempengaruhi  frekuensi kritis foF2 dengan efektif.
Menggunakan data GPS di Brasil, Fagundes et  al. (2016)  mendapat  hasil penelitian  bahwa  di  daerah equatorial ionization  anomaly (EIA)  di  atas  Brasil terjadi  badai  ionosfer  positif  pada  fase utama badai geomagnet yang disebabkan oleh  CME  15  Maret  2015  yang  diikuti badai ionosfer negatif pada fase pemulihan badai geomagnet. Badai ionosfer sebagai akibat tak langsung CME menunjukkan adanya variasi longitudinal di atas Brasil.
Dari penelitian tersebut diketahui bahwa  badai  ionosfer  negatif  dari  data TEC  yang  terjadi  pada  fase  pemulihan badai geomagnet dapat digunakan sebagai masukan  prakirawan  dalam  memprediksi MUF depression yaitu penurunan Maximum Usable  Frequency (MUF)  dari  kondisi normal, yang disebabkan oleh CME yang menyebabkan  badai  geomagnet  yaitu sekitar  2-3  hari  setelah  CME,    dengan asumsi  bahwa  badai  ionosfer  dalam ukuran persen dari data TEC sebanding dengan badai ionosfer dari data foF2.
Pada  penelitian  ini  digunakan data TEC GPS yang diturunkan dari data GPS BAKO yang terletak di daerah lintang rendah bagian selatan di Indonesia dengan tujuan untuk mengetahui efek CME halo penuh  pada  ionosfer  di  daerah  lintang rendah Indonesia dan membandingkannya dengan  hasil  penelitian  sebelumnya  di lintang rendah Brasil. Jika diasumsikan bahwa MUF  depression sebanding  dengan badai  ionosfer  negatif  pada  data  TEC, hasil  penelitian  ini  dapat  digunakan sebagai  bahan  pertimbangan  dalam prediksi MUF depression yang disebabkan oleh CME halo penuh.

## 2 DATA DAN METODOLOGI

## 2.1  Data CME Halo
Untuk mengetahui efek CME halo penuh terhadap TEC Ionosfer dilakukan analisis perubahan TEC selama Oktober 2003 dan Februari 2014 yang digunakan untuk mewakili tingkat aktivitas matahari tinggi  siklus  23  dan  24.  Pemilihan  data CME  bulan  Oktober  2003  dan  Februari
2014 karena pada bulan-bulan tersebut sering  terjadi  CME  halo  penuh.  Pada bulan  Oktober  2003  telah  terjadi  CME halo  penuh  sebanyak  empat  kali  dan pada  Februari  2014  telah  terjadi  CME halo penuh sebanyak 13 kali.
Data  CME  diperoleh  dari  SOHO LASCO  CME  Catalog  di  https://cdaw. gsfc.nasa.gov/CME_list/.  SOHO  dan LASCO  merupakan  instrumen  yang dimiliki  NASA  untuk  mengamati  CME. SOHO  dan  LASCO  menyediakan  data dan juga citra dari CME. Selama Oktober 2003  dan  bulan  Februari  2014  terjadi beberapa  peristiwa  CME  halo  penuh dengan kelajuan yang bervariasi. Seperti yang  ditampilkan  pada  Tabel  2-1  dan Tabel 2-2.
Tabel 2-1:  CME HALO PENUH OKTOBER 2003 (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_li st/UNIVERSAL/2003_10/univ200 _10.html, Akses 5 Juli 2017)
No Tanggal Waktu (UT) Laju (km/s) 1 18/10/2003 15:30:21 627 2 21/10/2003 3:54:05 1484 3 28/10/2003 11:30:05 2459 4 29/10/2003 20:54:05 2029 Tabel 2-2:  CME  halo  penuh  Februari  2014 (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_li st/UNIVERSAL/2014_02/univ2014_ 02.html, Akses 5 Juli 2017) No Tanggal Waktu (UT) Laju (km/s) 1 2/2/2014 16:00:06 908 2 10/2/2014 21:36:06 557 3 12/2/2014 6:00:05 373 4 12/2/2014 16:36:05 533 5 12/2/2014 23:06:13 872 6 14/2/2014 8:48:26 1165 7 16/2/2014 10:00:05 634 8 18/2/2014 1:36:21 779 9 19/2/2014 4:48:05 612 10 20/2/2014 3:12:09 993
11 20/2/2014 8:00:07 948 12 21/2/2014 16:00:05 1252 13 25/2/2014 1:25:50 2147

## 2.2  Data TEC GPS
Data TEC Ionosfer dapat diturunkan dari  data  GPS  yang  terdiri  dari  data pengamatan  jarak  satelit  ( pseudorange code ) dan jumlah siklus fase gelombang pembawa sinyal GPS ( carrier phase ). Data GPS  stasiun  BAKO  di  Cibinong  dapat diunduh  dari  http://sopac.ucsd.edu/. Selain  itu,  data Differential  Code  Bias (DCB) yaitu bias instrumental satelit dan receiver GPS, dana data orbit satelit juga diperlukan  untuk  kalibrasi  nilai  TEC yang  diturunkan  dari  data  GPS.  Nilai Differential  Code  Bias (DCB)  dapat diunduh dari ftp://ftp.aiub.unibe.ch ,

## 2.3  Metodologi
Metodologi  penelitian  ini  dijelaskan dengan  Gambar  2-1.  Data  GPS  yang diperlukan terdiri dari data pengamatan GPS  format  rinex,  data  orbit  dari  file brdc, data bias satelit dan receiver yang terdapat  dalam  file  DCB  (langkah  1). Menggunakan software GOPI,  data  GPS tersebut diolah untuk mendapatkan data turunan  berupa  TEC, Ionospheric  Pierce Point (IPP)  dll.  (langkah  2).  Data  TEC keluaran  GOPI  dengan  sudut  elevasi minimum  20º yang  terdapat  pada  data dengan file berekstensi  std,  dirata- ratakan  setiap  jam  mulai  pukul  0:00  - 23:00  UT  (langkah  3).  Data  median bulanan TEC dihitung dari data rata-rata jaman  TEC  (langkah  4).  Pengurangan data  TEC  rata-rata  jaman  dengan  data TEC  median  bulanannya  menghasilkan deviasi  TEC  yang  merupakan  indikator gangguan  ionosfer  (langkah  5).  Data deviasi  TEC,  data  CME,  dan  indeks  Dst dianalisis  untuk  mendapatkan  waktu tunda gangguan ionosfer, besar ganggguan yaitu nilai mutlak deviasi TEC maksimum dan waktu badai ionosfer negatif terkait fase badai geomagnet (langkah 6).
Waktu  tunda  gangguan  ionosfer dihitung  dari  awal  terjadinya  CME  dan
awal terjadinya gangguan ionosfer, bukan saat  gangguan  mencapai  maksimum atau minimum. Besar gangguan ionosfer, dihitung  dari  deviasi TEC  terbesar  yang nilainya bisa positif atau negatif.
1) 2)
3)
4)
5) 6)

## Gambar 2-1: Penentuan  badai  ionosfer  akibat CME halo penuh

## 3 HASIL DAN PEMBAHASAN
CME halo penuh yang terjadi pada siklus  ke-23  selama  Oktober  2003  dan siklus  ke-24  selama  Februari  2014 memiliki  kelajuan  yang  bervariasi. Dengan  demikian,  dampaknya  pada ionosfer  juga  bervariasi  dalam  orde beberapa  hari.  Maka  untuk  mengetahui dampak  dari  CME  tersebut  terhadap ionosfer,  diplot  grafik  dalam  rentang waktu 10 hari.
3.1  Efek CME halo penuh pada bulan Oktober 2003 .
Pada  11-20  Oktober  2003,  tercatat ada  satu  CME  halo  penuh  yang  terjadi, tetapi  dengan  kelajuan  yang  rendah. CME halo penuh tersebut terjadi pada 18
Oktober 2003, pukul 15:30:21 UT dengan kelajuan 627 km/s (Gambar 3-1 bagian atas). CME tersebut tidak menunjukkan gangguan pada nilai TEC setelah terjadi CME.  Perubahan  nilai  TEC  yang  cukup ekstrem, terjadi pada tanggal 15 Oktober 2003,  sebelum  terjadinya  CME  tersebut seperti  yang  ditunjukkan  pada  Gambar 3-1 bagian bawah.
Dari  indeks  Dst  pada  14-15 Oktober  2003  menunjukkan  adanya badai geomagnet seperti diperlihatkan oleh Gambar  3-1  tengah.  Badai  geomagnet tersebut  menimbulkan  badai  ionosfer positif  pada  tanggal  15  Oktober  2003 dengan  peningkatan  TEC  mencapai 34,58  TECU  pada  pukul  01:00  UT sebagaimana  dilihat  pada  Gambar  3-1 (bawah).  Badai  geomagnet  tersebut  bisa disebabkan  oleh  beberapa  CME  yaitu pada  10,  11  dan  13  Oktober  2003 walaupun  bukan  CME  halo  penuh sebagaimana dapat dilihat pada Tabel 3-1.
Dari  Tabel  3-1  diketahui  bahwa ada enam CME yang efektif mempengaruhi lingkungan  bumi  yaitu  yang  memiliki sudut  posisi  283º,  233º,  283º,  262º, 305º, dan 287º yang semuanya termasuk CME  yang  arahnya  ke  Barat.  Dengan terjadinya enam CME mulai 10 Oktober sampai 13 Oktober 2003 tersebut dengan laju yang bervariasi dapat menimbulkan badai  geomagnet  pada  14-15  Oktober 2003  yang  diikuti  badai  ionosfer  positif pada 15 Oktober 2003.
Tabel 3-1:  KARAKTERISTIK CME PADA 10 - 13 OKTOBER  2003  (https://cdaw.gsfc. nasa.gov/CME_list/UNIVERSAL/20 03_10/univ2003_10.html)
Tanggal Waktu (UT) PA (Derajat) AW (Derajat) Laju (km/s) 10/10/2003  04:54:05 284 83 698 10/10/2003  06:06:05 36 18 301 10/10/2003  11:30:05 233 62 602 10/10/2003  22:30:05 283 46 517 10/10/2003  23:06:05 190 35 273 10/11/2003  03:54:08 262 34 198 10/11/2003  09:06:19 305 38 518 10/11/2003  22:30:06 57 72 380 10/13/2003  03:54:05 65 49 362 10/13/2003  18:30:06 287 109 349
Hitung TEC dengan GOPI Rata-rata tiap jam mulai pukul 0 - 23 Median bulanan TEC - Deviasi TEC Dst CME
 Waktu tunda CME-Badai ionosfer
 Nilai maksimum badai ionosfer
 Waktu tunda badai ionosfer negatif terkait fase badai geomagnet
Data IGS RINEX,
DCB, BRDC
Tahun 2003 termasuk dalam fase menurun  dari  siklus  aktivitas  matahari 23.  Menurut  Chen et  al .  (2014)  selama fase  menurun  dari  siklus  aktivitas matahari,  kejadian  di  matahari  berupa lubang corona  juga dapat menimbulkan badai geomagnet yang lebih lama. Maka dari  itu,  badai  geomagnet  14-15  juga dapat  disebabkan  oleh  lubang  korona karena terjadi dengan waktu yang relatif lebih  lama  sebagaimana  ditunjukkan oleh  Gambar  3-1,  badai  geomagnet terjadi selama  empat hari sejak fase awal sampai fase pemulihan.
Pada 21-31 Oktober 2003 terjadi 3 CME  halo  penuh  dengan  kelajuan  yang cukup  tinggi.  Dengan  demikian,  nilai TEC  mengalami  penyimpangan  yang besar.  CME  halo  penuh  yang  cukup besar  terjadi  pada  28  Oktober  2003, pukul  11:30:05  UT  dengan  laju  2459 km/s, seperti yang ditunjukkan Gambar 3-2  bagian  bawah.  Perubahan  yang cukup  ekstrem  terjadi  pada  nilai  TEC, yaitu    pada  tanggal  28  Oktober  2003 pukul  22:00  UT    nilai  TEC  mulai menyimpang  ke  arah  positif  (naik),  dan mencapai  nilai  kenaikan  maksimum sebesar  43,875  TECU  pada  29  Oktober 2003  pukul  09:00  UT.  Kemudian  TEC kembali  turun  pada  pukul  22:00  UT hingga mengalami penurunan yang sangat signifikan. Penurunan maksimum mencapai -48,53 TECU pada pukul 08:00 UT (Gambar 3-2 bagian bawah).
Karena laju CME halo penuh yang tinggi, maka waktu tunda yang dibutuhkan untuk  mempengaruhi  ionosfer  sangat singkat. Dari terjadinya CME halo penuh tersebut,  hanya  membutuhkan  waktu sekitar  11  jam  untuk  membuat  TEC mengalami    kenaikan  secara  signifikan, dan  31  jam  untuk  membuatnya  turun lagi secara ekstrem.
CME halo penuh berikutnya terjadi pada  keesokan harinya, yaitu tanggal 29 Oktober  2003  pada  pukul  20:54:05  UT dengan  laju  2029  km/s.  CME  tersebut menyebabkan  gangguan  yang  cukup signifikan  juga  pada  nilai  TEC  pada  31 Oktober  2003  pukul  02:00  UT  dengan
nilai  deviasi TEC  sebesar 10,416 TECU, kemudian  satu  jam  berikutnya  TEC turun secara signifikan mencapai -0,464 TECU, hingga nilai penurunan maksimum mencapai  -37,294  TECU  pada  pukul 09:00 UT. Waktu tunda yang dibutuhkan oleh CME tersebut hingga menimbulkan gangguan pada nilai TEC adalah 18 jam dan 27 jam hingga nilai TEC turun secara maksimum.
Gambar 3-1: Variasi nilai deviasi TEC (bawah), indeks Dst (tengah) dan CME halo penuh  mulai  tanggal  11  Oktober 2003 (mulai jam ke 0 pada pukul 0  UT)  sampai  20  Oktober  2003 jam  ke  263  pada  pukul  23  UT (bagian atas)
0 24 48 72 96 120 144 168 192 216 240 D st ( n T) Jam ke (Mulai jam ke 0 untuk pukul 0 UT tanggal 11 Oktober 2003) -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20 30 40 50 0 24 48 72 96 120144168192216240 TE C d e vi asi Jam ke- -500 500 1500 2500 0 24 48 72 96 120144168192216240 km/ s Jam ke-
Gambar 3-2: Variasi  nilai  deviasi  TEC  mulai (bawah), indeks Dst (tengah), dan CME    mulai  tanggal  21  Oktober 2003 (jam ke -0 pada pukul 0 UT) sampai 31 Oktober 2003 (jam ke- 263 pada pukul 23 UT) (atas)

## 3.2  Efek  CME  halo  Penuh  Februari 2014 pada Ionosfer
Pada  2014  aktivitas  Matahari cukup tinggi. Hal tersebut dapat terlihat dari cukup banyaknya CME yang terjadi. Begitu  juga  dengan  peristiwa  CME  halo penuh yang terjadi pada Februari 2014, bahkan  dalam  sehari  CME  halo  penuh bisa terjadi lebih dari satu kali. Tercatat ada 13 peristiwa CME halo penuh pada Februari  2014  dengan  laju  linier  yang bervariasi.
CME  halo  penuh  pada  bulan Februari  2014  banyak  terjadi  di pertengahan  bulan,  yaitu  antara  11-20 Februari.  Tercatat  ada  sembilan  peristiwa CME halo penuh yang terjadi, meskipun
lajunya  kurang  dari  1000  km/s.  Hanya CME  halo  penuh  yang  terjadi  pada tanggal  14  Februari  2014  saja  yang lajunya mencapai 1165 km/s.
CME pada 9 dan 10 Februari 2014 tidak  memberikan  efek  pada  ionosfer pada  waktu-waktu  tersebut  seperti diperlihatkan  pada  Gambar  3-3.  Begitu juga  beberapa  hari  setelahnya  tidak ditemukan  adanya  gangguan  ionosfer seperti  dapat  dilihat  pada  Gambar  3-4. Gambar  3-4  bagian  atas  menunjukan terjadinya  peristiwa  CME  halo  penuh dengan laju yang bervariasi dan cenderung rendah.  Hal  tersebut  menjadikan  ionosfer tidak  mengalami  penurunan  yang signifikan. Penurunan TEC yang signifikan hanya  terjadi  pada  tanggal  16  Februari 2014,  pukul  09:00  UT  yang  mencapai nilai  penurunan  maksimum  sebesar -27,479  TECU.  Penurunan  nilai  TEC tersebut  disebabkan  oleh  CME  halo penuh  yang  terjadi  pada  tanggal  14 Februari  2014  pukul  08:48:26  UT dengan  laju  1165  km/s.  Waktu  tunda yang ditempuh oleh CME tersebut hingga menimbulkan  gangguan  pada  nilai  TEC adalah 48 jam atau dua hari.
Pada  periode  21-28  Februari 2014, penurunan nilai TEC yang cukup signifikan terjadi pada 21 Februari 2014 dan  26  Februari  2014  (Gambar  3-5 bagian  bawah).  Pada  21  Februari  2014 penurunan TEC  paling rendah mencapai -30.445  TECU  pada  pukul  09:00  UT. Penurunan nilai TEC tersebut merupakan  gangguan  yang  disebabkan oleh  dua  CME  halo  penuh  yang  terjadi pada  20  Februari  2014  pukul  03:12:09 UT dan 08:00:07 UT (Gambar 3-5 bagian atas).  Laju  CME  halo  penuh  tersebut masing-masing 993 km/s dan 948 km/s. Kedua CME tersebut mulai memberikan pengaruh  terhadap  nilai  TEC  berupa penurunan  yang  signifikan  pada  pukul 02:00 UT, yaitu hingga -15.33 TECU dan terus  turun  hingga  mencapai  nilai penurunan  maksimum.  Selang  waktu yang  dibutuhkan  CME  halo  penuh hingga  menimbulkan  gangguan  pada nilai TEC yaitu sekitar 23 jam dan untuk
-600 -400 -200 0 200 0 24 48 72 96 120 144 168 192 216 240 264 Dst 21- 31 Oktober 2003 (mulai jam ke 0) -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20 30 40 50 0 24 48 72 96 120144168192216240264 TE C d e vi asi Jam ke-
mencapai  nilai  penurunan  maksimum membutuhkan  waktu  sekitar  30  jam untuk  CME    yang  pertama,  dan  untuk CME yang kedua selama 26 jam.
Pada 21 Februari 2014, CME halo penuh  terjadi  pada  pukul  16:00:05  UT dengan  laju  1252  km/s.  CME  tersebut mulai  memberikan  dampak  berupa kenaikan  nilai  TEC  pada  23  Februari 2014  pukul  07:00  UT  sebesar  8.733 TECU,  hingga  mencapai  kenaikan  yang maksimum  sebesar  21,63  TECU  pada pukul 10:00 UT. Setelah itu, nilai deviasi TEC  turun  kembali  secara  siginifikan hingga  -7,566  TECU.  Waktu  tunda antara  CME  dengan  gangguan  ionosfer sekitar 40 jam.
Pada  25  Februari  2014  terjadi CME halo penuh yang cukup besar pada pukul  1:25:50  UT  dengan  kelajuan sebesar 2147 km/s (Gambar 3-5 bagian atas).  CME  tersebut  berefek  pada kenaikan  TEC  hingga  mencapai  34,315 TECU  pada  25  Oktober  2014  pukul 14:00.  Kemudian  nilai  TEC  turun kembali,  hingga  mencapai  minimum pada  26 Februari 2014 pukul 08:00 UT. Penurunan  tersebut  mencapai  nilai -21,048 TECU seperti dapat dilihat pada Gambar 3-5 bagian bawah. Selang waktu yang  dibutuhkan  oleh  CME  halo  penuh tersebut  untuk  mulai  memberikan gangguan  terhadap  TEC  ionosfer  hanya sekitar 13 jam.
Pengaruh CME pada ionoser dari nilai  deviasi  TEC  dapat  dibedakan menjadi dua yaitu kenaikan TEC dengan deviasi  TEC  positif  yang  biasa  disebut badai  ionosfer  positif  dan  penurunan TEC  dengan  deviasi  TEC  negatif  yang disebut badai ionosfer negatif.
Untuk  komunikasi  HF,  badai ionosfer  positif  dapat  menguntungkan karena semakin lebar rentang frekuensi kerja  HF  di  saat  tersebut.  Untuk  badai ionosfer negatif yang terkait dengan MUF depression dapat dilihat dari Gambar 3-5. Ditunjukkan  pada  gambar  tersebut bahwa  puncak  badai  ionosfer  negatif terjadi  pada  fase  pemulihan  badai geomagnet (bagian tengah Gambar 3-5).
Pada  badai  geomagnet  29  maupun  30 Oktober  mengalami  fase  pemulihan masing masing pada 30 dan 31 Oktober 2003.  Pada  fase  pemulihan  tersebut terjadi  puncak  badai  ionosfer  negatif terutama untuk kasus badai geomagnet besar yaitu pada 29 - 31 Oktober 2003. Terjadinya  badai  ionosfer  negatif  pada fase  pemulihan  badai  geomagnet  juga dialami pada kasus badai ionosfer pada 19  dan  20  Februari  2014.  Hal  ini mendukung  penelitian  sebelumnya  oleh Fagundes et al. (2016) yang menyimpulkan terjadinya  badai  ionosfer  negatif  pada fase  pemulihan  badai  geomagnet  17-18 Maret  2015.    Terjadinya  badai  ionosfer negatif daerah lintang rendah pada fase pemulihan  ini  berbeda  dengan  badai ionosfer  di  lintang  tengah  yang  pada dasarnya terjadi pada fase utama (QIU et al. , 2015).
Untuk  badai  geomagnet  sedang, badai  ionosfer  negatif  selama  fase pemulihan tidak selalu konsisten. Badai ionosfer  negatif  juga  terjadi  setelah  fase awal atau setelah badai geomagnet positif seperti pada kasus badai ionosfer negatif pada  16  Februari  2014.  Pada  kasus  ini terjadi badai geomagnet positif mencapai lebih  dari  +47  nT.  Badai  geomagnet positif ini juga dikenal dengan fase awal badai geomagnet. Setelah fase awal badai geomagnet mencapai maksimum, beberapa jam kemudian terjadi terjadi badai ionosfer negatif,  walaupun  gangguan  geomagnet tidak  mencapai  kondisi  badai  pada  fase utama  dengan  nilai  indeks  Dst  tidak turun melebihi -30 nT, yang merupakan nilai batas kondisi gangguan geomagnet termasuk dalam badai geomagnet lemah.
Gambar
3-6 bagian atas
menunjukkan hubungan antara kelajuan CME halo penuh dengan waktu tunda yaitu selang waktu dari terjadinya hingga  menimbulkan  gangguan  pada lapisan  ionosfer.  CME  halo  penuh  pada bulan  Oktober  2003  dan  Februari  2014 diurutkan dari yang terkecil sampai yang terbesar.  Grafik  tersebut  menunjukan hubungan  linier  berkebalikan,  artinya semakin besar kelajuan CME halo penuh
tersebut, waktu tunda yang dibutuhkan untuk menimbulkan gangguan pada TEC ionosfer semakin singkat.
Gambar 3-6 bagian bawah menunjukkan  hubungan  antara  kelajuan CME halo penuh dengan nilai simpangan maksimum  TEC  ionosfer.  Dari  grafik dapat  terlihat  bahwa  semakin  besar kelajuan  CME  Halo,  nilai  maksimum TEC ionosfer pun semakin meningkat.
Gambar  3-3:Variasi  nilai  deviasi  TEC  (bawah), Dst  (tengah),  dan  CME  mulai  1 Februari  2014  (jam  ke  0  pada pukul  0  UT)  hingga  10  Februari 2014  (jam  ke  239  pada  pukul  23 UT)
Gambar 3-4: Variasi nilai TEC deviasi mulai 11
Februari 2014 (jam ke 0) hingga 20 Februari 2014 (jam ke 240) (atas),
CME Halo mulai 11 Februari 2014 (jam ke 0) hingga 20 Februari 2014 (jam ke 240) (bawah) -40 -30 -20 -10 0 10 20 30 0 24 48 72 96 120 144 168 192 216 240 Ds t (nT) Jam ke (mulai jam ke 0 pada pukul 0 UT tanggal 1 Februari 2014 -140 -120 -100 -80 -60 -40 -20 0 20 40 60 0 24 48 72 96 120 144 168 192 216 240 D st ( n T ) Waktu (jam ke mulai pukul 00:00 UT tanggal 11 Februari 2014) -400 100 600 1100 1600 2100 0 24 48 72 96 120 144 168 192 216 240 km/ s Jam ke- -40 -30 -20 -10 0 10 20 30 40 0 24 48 72 96 120144168192216240 TE C d e vi asi Jam ke- -40 -20 0 20 40 0 24 48 72 96 120 144 168 192 216 240 TE C d e vi asi Jam ke- -400 100 600 1100 1600 2100 0 24 48 72 96 120144168192216240 km/ s Jam ke-
Gambar 3-5: Variasi nilai TEC deviasi mulai 21 Februari 2014 (jam ke 0) hingga 28 Februari 2014 (jam ke 240) (atas),
CME Halo mulai 21 Februari 2014
(jam ke 0) hingga 28 Februari 2014 (jam ke 240) (bawah)
Gambar 3-6: Grafik  hubungan kecepatan  CME Halo  terhadap  selang  waktu terjadinya  gangguan  pada  TEC ionosfer (atas). Hubungan kecepatan CME Halo dengan nilai simpangan maksimum TEC ionosfer (bawah)

## 4 KESIMPULAN
Berdasarkan data CME halo penuh, TEC  GPS  dan  indeks  Dst  pada  Oktober 2003 dan Februari 2014 dapat disimpulkan bahwa CME halo penuh dengan kelajuan 2500 km/s, badai ionosfer mulai terjadi sekitar  11  jam  setelah  CME  dengan puncak badai mencapai sekitar 45 TECU. Untuk CME halo penuh dengan kelajuan sekitar  1200  km,  badai  ionosfer  mulai terjadi  sekitar  48  jam  setelah  CME dengan  besar  badai  ionosfer  sekitar  20 TECU.
CME  berkelajuan  tinggi  sekitar 2500 km/s, menyebabkan badai ionosfer negatif yang terjadi pada fase pemulihan. Tetapi  untuk  badai  geomagnet  yang sedang  dan  lemah,  yang  disebabkan CME halo penuh dengan kelajuan sekitar 1000  km/s,  tidak  selalu  terjadi  badai ionosfer  negatif  tetapi  bisa  kombinasi badai  ionosfer  positif  dan  negatif.  Jika terjadi badai geomagnet positif (> + 30 nT) atau yang dikenal dengan fase awal badai geomagnet,  maka  badai  ionosfer  terjadi selama setelah fase awal badai geomagnet positif mencapai maksimum.
Penelitian ini selain mengkorfirmasi hasil penelitian sebelumnya oleh Fagundes et al . (2016) juga memberikan kontribusi tambahan  bahwa  badai  ionosfer  negatif dapat  terjadi  setelah  badai  geomagnet positif  (fase  awal  badai  geomagnet)
-100 -80 -60 -40 -20 0 20 0 24 48 72 96 120 144 168 192 Ds t (Nt ) Jam ke (mulai ke 0 untuk  pukul 0 UT tanggal 21 Februari 2014)
0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 0 500 1000 1500 2000 2500 3000 jam km/s
-400 100 600 1100 1600 2100 0 24 48 72 96 120 144 168 192 km/ s Jam ke- -40 -20 0 20 40 0 24 48 72 96 120 144 168 192 TE C d e vi asi Jam ke-
0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 0 500 1000 1500 2000 2500 3000 TE C d e vi asi km/s
mencapai  maksimum  walau  gangguan geomagnet  setelahnya  yaitu  pada  fase utama tidak sampai mencapai level badai geomagnet.
Dari penelitian ini dapat direkomendasikan  bahwa  jika  terjadi CME  halo  penuh  dengan  laju  sekitar 2500 km/s, maka dapat diprediksi akan terjadi  badai  ionosfer  negatif  beberapa hari  sesudah  kejadian  CME.  Dengan asumsi gangguan foF2 sebanding dengan gangguan  pada  TEC  ionosfer,  maka prediksi badai ionosfer negatif dari data TEC  dapat  digunakan  sebagai  bahan prediksi MUF  depression selama  fase pemulihan  badai  geomagnet  Penentuan waktu yang tepat kapan terjadinya MUF depression memerlukan informasi waktu puncak badai geomagnet.

## DAFTAR RUJUKAN
Chen, Y.,  W. Wang, A.G. Burns, S. Liu, J. Gong ,
X.  Yue,  G.  Jiang,  dan  A.  Coster,  2015.
Ionospheric  Response  to  CIR-Induced Recurrent Geomagnetic Activity During the Declining Phase of Solar Cycle 23 , Journal of  Geophysical  Research:  Space  Physics, 120(2), 1394-1418.
DasGupta,  A.,  A.  Paul,  dan  A.  Das,  2007. Ionospheric  Total  Electron  Content  (TEC) studies  with  GPS  in  Equatorial  Region, Indian Journal of Radio & Space Physics, 35(4), 278-292.
Fagundes, P. R.,   F. A. Cardoso, B. G. Fejer, K. Venkatesh,  B.  A.  G.  Ribeiro,  and  V.  G. Pillat,  2016. Positive  and  Negative  GPS- TEC Ionospheric Storm Effects During the Extreme  Space  Weather  Event  of  March 2015 over the Brazilian sector, J. Geophys. Res.,  108(A4),  8019,  doi:10.1029/2002 JA009701.
Farid, H. M., R. Mawad, M. Yousef and S. Yousef, 2015. The  Impacts  of  CMEs  on  the Ionospheric Critical Frequency foF2, Elixir Space Sci. 80, 31067-31070.
Gopalswamy, N., 2010. Coronal Mass Ejection: a Summary  of  Recent  Results, Proceedings of the 20 th Slovank National Solar Physics Workshop, 108-130. Kumar,  S.,  &  A.,  Singh,  2012. Effect  of  Solar Flares  on  Ionospheric  TEC  at  Varanasi, Near  EIA  Crest,  during  Solar  Minimum Period, Indian  Journal  of  Radio  &  Space Physics, 41, 141-147.
Lara,  A.,  N.,  Gopalswamy, R.,  Caballero-Lopez,
S.,  Yashiro,  H.,  Xie,  and  J.,  Valdes- Galicia, 2005. Coronal Mass Ejections and Galactic Cosmic Ray Modulation, Astrophys. J., 625(1), 441-450.
Martiningrum, D. R., A., Purwono, F., Nuraeni, dan  J.,  Muhamad,  2012. Fenomena Cuaca Antariksa, Pusat Sains Antariksa, LAPAN. Mendillo,  M.,  2006. Storms  in  the  Ionosphere: Patterns  and  Processes for Total  Electron Content, Rev.  Geophys.,  44,  RG4001, doi:10.1029/2005RG000193.
Muslim,  B.,    2002. Respon  Global  Ionosfer Terhadap Coronal Mass Ejection, 14 JULI 2000, J. Fis. HFI. A5(0505).
QIU,  N.,  Y.  -H.,  Chen,  W.  Wang,  J.  -C.,  Gong, and S. -Q., LIU, 2015. Statistical Analysis of the Ionosphere Response to the CIR and CME  in  Mid-latitude  regions, Chinese Journal  of  Geophysics,  58,  2250-2262, doi:10.6038/cjg20150704.
Tsurutani,  B.  T.,  O.  P.,  Verkhoglyadova,  A.  J.,
Mannucci,  G.  S.,  Lakhina,  G.  Li,  dan  G. P.,  Zank,  2009, A Brief Review o f ‘‘Solar Flare  Effects ’’ on  the  Ionosphere ,  Radio Sci.,  44,  RS0A17,  doi:10.1029/2008
RS004029.
Yatini, C. Y., 2012. CME Halo dan Dampaknya pada Intesitas Sinar Kosmik, Jurnal Sains Dirgantara, 9(2), 139-146.
Yatini, C. Y., Jiyo, dan M., Ruhimat, 2009. Badai Matahari dan Pengaruhnya pada Ionosfer dan  Geomagnet  di  Indonesia ,  Majalah Sains dan Teknologi Dirgantara, 4(1), 17-24.