...

karakteristik badai geomagnet besar dalam siklus - HFI DIY

by user

on
Category: Documents
0

views

Report

Comments

Transcript

karakteristik badai geomagnet besar dalam siklus - HFI DIY
190
Prosiding Pertemuan Ilmiah XXIV HFI Jateng & DIY, Semarang 10 April 2010
hal . 190-194
KARAKTERISTIK BADAI
MATAHARI KE-22 DAN 23
GEOMAGNET
BESAR
DALAM
SIKLUS
Sarmoko Saroso
Bidang Aplikasi Geomagnet dan Magnet Antariksa
Pusat Pemanfaatan Sains Antariksa
Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional (LAPAN)
E-mail: [email protected]
INTISARI
Badai geomagnet besar dengan indeks Dst lebih kecil dari 100 nT dalam siklus matahari ke 22 dan ke 23 berjumlah 158
kejadian. Telah dilakukan pengolahan data dan analisisnya sepanjang siklus ke 22 dan saat aktivitas maksimum pada siklus ke
23. Selain itu, juga dibahas kejadian badai geomagnet besar dalam periode tersebut dengan berbagai karakteristiknya, seperti
keterkaitannya dengan siklus matahari dan variasi musim. Hasil yang diperoleh menunjukkan bahwa kemunculan badai
geomagnet tahunan berkorelasi sangat kuat dengan siklus bilangan sunspot, tetapi tidak menunjukkan korelasi yang signifikan
dengan fase maksimum dan minimum dari siklus matahari. Durasi fase awal paling dominan adalah antara 0-2 jam, sedangkan
durasi fase utama dan fase pulih masing-masing antara 7-12 jam dan 2-3 hari. Dari variasi musiman terlihat bahwa puncak
terjadinya badai geomagnet besar adalah pada bulan April dan Oktober.
Kata Kunci: Badai Geomagnet, Indeks Dst, Siklus Matahari
I. PENDAHULUAN
Kejadian badai geomagnet berhubungan dengan fenomena yang timbul di matahari terutama pada
saat matahari aktif, yaitu berupa lontaran massa korona (Coronal Mass Ejection-CME) yang
menyebabkan gangguan terhadap angin matahari dan berakibat pada peningkatan aktivitas medan
magnet bumi melalui kopling angin matahari – magnetosfer – ionosfer yang akan memicu terjadinya
badai geomagnet. Lontaran massa korona merupakan peristiwa terlontarnya plasma dalam jumlah besar
dan membawa medan magnet dari matahari yang seringkali berasosiasi dengan flare. Materi ini menuju
medium antar planet dan bila mengarah ke bumi akan mencapai bumi dalam waktu 1 – 5 hari. CME ini
dianggap sebagai salah satu penyebab terjadinya gangguan di ruang antar planet yang akan memicu
terjadinya badai geomagnet (Thompson, 1989; Webb et al., 2000). Akan tetapi tidak semua CME dapat
menyebabkan terjadinya badai geomagnet (Cane et al., 2000).
Medan magnet antar planet yang kuat terkait dengan aliran plasma berkecepatan tinggi yang
berasal dari lontaran massa korona (CME) dan gelombang kejut serta medan terkompresi akibat
tumbukan antara plasma berkecepatan tinggi dengan angin surya yang berkecepatan rendah yang
mendahuluinya. Dalam hal ini, kompresi yang terjadi bergantung pada intensitas gelombang kejut yang
terkait dengan aliran plasma berkecepatan tinggi. Makin tinggi kecepatan aliran plasma makin kuat
gelombang kejut serta medan terkompresi. Pada saat matahari maksimum, aktivitas matahari
didominasi oleh flare dan CME. CME berkecepatan tinggi (> 500 km/s) yang berasal dari matahari
bergerak menuju ruang antar planet dengan membawa medan magnet yang berintensitas tinggi.
Dampak dari CME ini akan menimbulkan gelomban kejut yang menjalar ke bumi melalui medium
antar planet yang mengakibatkan terjadinya SSC (Sudden Storm Commencement) dan SI (Sudden
Impulse).
Pada saat matahari minimum, pengaruh lubang korona (coronal holes) sangat dominan pada
medium antar planet. Lubang korona tersebut akan bermigrasi dari daerah polar ke lintang yang lebih
rendah bahkan kadang-kadang sampai ke ekuator matahari (Jackson, 1997). Data hasil observasi
Ulysses menunjukkan bahwa aliran plasma yang berasal dari lubang tersebut mempunyai kecepatan
750-800 km/s dan didominasi oleh gelombang Alfven yang beramplitudo besar. Pada saat siklus
matahari menurun, ketika lubang korona bermigrasi ke lintang yang lebih rendah, aliran plasma yang
berasal dari lubang korona akan corotate dalam interval 27 hari yang dikenal sebagai corotating
streams. Aliran plasma ini akan menerpa magnetosfer bumi dengan interval yang periodik dan akan
menyebabkan badai geomagnet yang berulang (recurrent geomagnetic storms). Tetapi pada umumnya
badai geomagnet tersebut hanya berkekuatan sedang (Tsurutani et al., 1995). Corotating streams dapat
menimbulkan medan magnet yang intens bila aliran plasma tersebut berinteraksi dengan aliran plasma
yang berkecepatan lebih rendah. Fenomena ini pertama kali diketemukan dari data hasil observasi
Pioneer 10 dan 11, dan daerahnya oleh Smith and Wolf (1976) dinamakan sebagai Corotating
Interaction Regions (CIRs).
ISSN 0853 - 0823
Sarmoko Saroso / Karakteristik Badai Geomagnet Besar Dalam Siklus Matahari Ke-22 dan 23
191
Untuk mengetahui aktivitas matahari yang berpengaruh pada bumi perlu dilakukan pengamatan
terhadap CME dan flare secara kontinu. Meskipun CME dan flare merupakan fenomena yang berbeda
namun seringkali terjadi secara simultan. Pengamatan terhadap kedua fenomena ini menunjukkan
bahwa CME dan flare berkaitan dengan kejadian badai geomagnet, sedangkan fenomena kompresi
yang disebabkan oleh peningkatan tekanan dinamis dari angin matahari mengakibatkan terjadinya
peningkatan awal dari medan magnet bumi sebelum terjadinya badai geomagnet yang dikenal sebagai
peristiwa SC (Sudden Commencement) di mana pada saat itu komponen medan magnet antar planet
mengarah ke selatan. Jika badai geomagnet terjadi tanpa diawali oleh peningkatan awal dari medan
magnet bumi, maka peritiwa tersebut dikenal sebagai GC (Gradual Commencement) yang terjadinya
disebabkan oleh angin matahari yang berkecepatan tinggi yang berasal dari lubang korona (Zirker,
1977).
Pengamatan yang terkait dengan kejadian badai geomagnet telah sejak lama dilakukan, yaitu yang
pertama kali oleh Broun (1861) kemudian oleh Adams (1892) dan dilanjutkan oleh peneliti lainnya.
Akan tetapi yang pertama kali dapat mengidentifikasi pola badai magnet adalah Moos (1910) yang
mengamati terjadinya peningkatan mendadak dari komponen H geomagnet di Colaba, India, kemudian
diikuti oleh penurunan yang cepat selama beberapa jam dan diakhiri dengan fase pulih yang lambat
selama 2-3 hari. Chapman (1918) mendefinisikan kejadian tersebut sebagai ’magnetic storm’ dan
menamakan urutan kejadian badai magnet tersebut, yang pertama terjadi sebagai SC kemudian fase
awal (initial phase), fase utama (main phase), dan diakhiri dengan fase pulih (recovery phase). Selain
itu, Chapman juga yang pertama kali mengamati dampak badai magnet di berbagai stasiun geomagnet
di dunia. Sugiura and Chapman (1960) telah melaporkan hasil studi mereka yang monumental dari 346
kejadian badai magnet di 24 stasiun selama rentang waktu 1902-1945. Mereka juga mendefinisikan
terminologi baru, yaitu ’Disturbance storm time’ yang direpresentasikan sebagai indeks Dst, yang
menggambarkan gangguan pada komponen H geomagnet saat terjadi badai. Tingkat badai geomagnet
dapat diklasifikasikan sebagai badai besar (Dst ≤ -100), badai sedang (-100 < Dst < -50) dan badai
lemah (Dst ≥ -50). Tanda negatif menunjukkan gangguan pada komponen H geomagnet arahnya ke
selatan. Dalam makalah ini dianalisis secara statistik karakteristik badai geomagnet besar yang sangat
diperlukan dalam menjelaskan berbagai aspek terkait dengan kejadian badai geomagnet
II. METODE PENELITIAN
Langkah awal dalam penelitian ini adalah melakukan identifikasi terhadap munculnya badai
geomagnet yang masuk dalam kategori badai besar dengan kriteria indeks Dst lebih kecil dari 100 nT
dalam siklus matahari ke-22 dan 23. Kemudian ditentukan frekuensi kejadian badai SC dan GC.
Setelah itu, ditentukan pula frekuensi kejadian untuk fase awal dalam selang waktu 0-2, 3-4, 5-6, 7-8,
dan > 8 jam, fase utama dalam selang waktu 0-6, 7-12, 13-18, 19-24, dan > 24 jam, dan fase pulih
dalam selang waktu 0-1, 1-2, 2-3, 3-4, 4-5 dan> 5 hari. Selanjutnya diamati variasi musiman dari
kejadian badai geomagnet besar yang terjadi selama tahun 1986-2002.
Pengumpulan data indeks Dst jam-an diperoleh dari World Data Center C2 at Kyoto University
database (http:// swdcdb.kugi.kyoto-u.jp/dstdir) and from National Space Science Data Center
(NSSDC) database (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/omniweb), dan dan waktu kejadian SC (Sudden
Commencement) diperoleh dari National Geophysical Data Center (NGDC) database
(ftp;//ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR DATA/ SUDDENCOMMENCEMENT/STORM2.SS/).
III. HASIL DAN PEMBAHASAN
Badai geomagnet besar dengan indeks Dst lebih kecil dari 100 nT dalam siklus matahari ke 22 dan
ke 23 berjumlah 158 kejadian, dimana 82 kejadian badai tipe SC dan 76 kejadian badai tipe GC. Pada
umumnya, badai geomagnet besar terjadi saat aktivitas matahari maksimum dan hanya sebagian kecil
saja yang terjadi saat matahari minimum akibat pengaruh lubang korona. Data yang ditinjau dalam
siklus matahari ke-22 dan 23 adalah dari periode tahun 1986-2002, dimana periode tahun 1986-1988,
1992-1999 dan 2001-2002 adalah saat aktivitas matahari minimum dan periode tahun 1989-1991 and
2000 adalah saat aktivitas matahari maksimum. Umumnya siklus matahari hanya mempunyai satu
puncak dimana bilangan sunspotnya maksimum. Akan tetapi siklus matahari yang ke-22 merupakan
kekecualian karena mempunyai dua puncak, yaitu pada tahun 1989 dan 1991. Fase maksimum dari
siklus matahari ke-22 hanya ditentukan dari periode tahun 1989-1991. Jumlah frekuensi kejadian badai
geomagnet dalam periode 1986-2002, yang terdiri dari badai SC dan badai GC pada saat aktivitas
matahari maksimum dan minimum dapat dilihat pada Tabel 1.
ISSN 0853 - 0823
192
Sarmoko Saroso / Karakteristik Badai Geomagnet Besar Dalam Siklus Matahari Ke-22 dan 23
Tabel 1 - Jumlah frekuensi kejadian badai geomagnet saat aktivitas matahari
maksimum dan minimum dalam siklus matahari ke-22 dan 23
T i p e
B a d a i
Badai besar
Badai SC
Badai GC
Frekuensi kejadian
Fase maksimum
Fase minimum
15,50
7,38
8,25
3,76
7,25
3,62
Dari Gambar 1 terlihat bahwa kejadian badai geomagnet besar mempunyai korelasi yang
signifikan dengan bilangan sunspot, dan tidak demikian halnya dengan kejadian badai SC dan GC tiap
tahunnya yang tidak mempunyai korelasi yang signifikan dengan fase maksimum dan minimum dari
siklus matahari. Saat awal terjadinya badai umumnya bersamaan dengan kejadian SC (Gonzales et al.,
1992). Zhu dan Wada (1983) menyatakan bahwa indeks Dst mencapai minimum dalam waktu sekitar
10-20 jam setelah kejadian SC dan jumlah kejadian SC tidak bergantung pada setiap perubahan dari
besarnya indeks Dst. Dalam penelitian ini, 52% dari kejadian badai geomagnet besar berkaitan dengan
kejadian SC, dan juga teramati bahwa untuk sebagian besar kasus, saat awal dari fase utama selalu
diikuti kejadian SC. Untuk kasus dimana kejadian SC bersamaan dengan kejadian badai geomagnet
besar, perbedaan waktu antara kejadian SC dan saat awal dari fase utama bervariasi antara 0-2 jam,
serta waktu pulihnya lebih cepat bila dibandingkan dengan kejadian badai geomagnet besar yang tidak
bersamaan dengan kejadian SC.
Gambar 1. Frekuensi kejadian badai geomagnet besar dari tahun 1986-2002, yang
terdiri dari badai SC, total kejadian badai, dan badai GC.
Kejadian badai geomagnet dapat dibagi menjadi tiga fase, yang pertama adalah fase awal,
kemudian fase utama, dan diakhiri dengan fase pulih. Gambar 2 menunjukkan histogram dari durasi
ketiga fase.
Gambar 2. Histogram dari frekuensi kejadian badai geomagnet besar dari tahun
1986-2002 dan durasi fase awal, fase utama, dan fase pulih.
ISSN 0853 - 0823
Sarmoko Saroso / Karakteristik Badai Geomagnet Besar Dalam Siklus Matahari Ke-22 dan 23
193
tersebut. Selanjutnya ditentukan frekuensi kejadian untuk fase awal dalam selang waktu 0-2, 3-4, 5-6,
7-8, dan > 8 jam, fase utama dalam selang waktu 0-6, 7-12, 13-18, 19-24, dan > 24 jam, dan fase pulih
dalam selang waktu 0-1, 1-2, 2-3, 3-4, 4-5 dan> 5 hari, karena umumnya fase pulih lebih lama. Dari
histogram tersebut terlihat bahwa durasi fase awal paling dominan antara 0-2 jam, sedangkan durasi
fase utama dan fase pulih masing-masing antara 7-12 jam dan 2-3 hari. Selain itu, durasi fase awal
selalu lebih lambat dari fase pulih, dan waktu pulih saat kejadian SC yang bersamaan dengan kejadian
badai geomagnet besar akan selalu lebih cepat bila dibandingkan dengan kejadian badai yang tidak
bersamaan dengan kejadian SC. Hasil pengolahan data ini bersesuaian dengan hasil yang diperoleh
Kane (1977).
Dari Gambar 3 terlihat bahwa frekuensi kejadian badai geomagnet besar pada bulan Januari s.d.
Desember dari tahun 1986-2002 menunjukkan variasi setengah-tahunan (semi-annual variation).
Menurut Russel and McPherron (1973) hal ini disebabkan oleh lontaran plasma dari matahari yang
mengarah ke bumi dalam jumlah besar bergantung pada variasi musim. Variasi setengah-tahunan
(semi-annual variation) dari aktivitas geomagnet ini telah dianalisis dengan menggunakan berbagai
metode (Crooker and Siscoe, 1986; Crooker, et al., 1992, Saroso, 2006; Gonzales et al., 2007). Hasil
analisis tersebut diantaranya menunjukkan bahwa pengaruh angin surya pada magnetosfer menjadi
semakin kuat pada saat musim semi (spring) dan musim gugur (fall). Crooker et al. (1992) menyatakan
bahwa 30-40% kejadian badai geomagnet terjadi selama matahari berada di ekuinoks, yaitu pada bulan
Maret dan September dan ≤ 5% terjadi pada bulan Juni dan Desember. Pengaruh dari variasi musim
terhadap kejadian badai ini sangat jelas terlihat pada Gambar 3 di mana variasinya merupakan siklus
setengah-tahunan yang puncaknya disekitar bulan April dan Oktober.
Gambar 3. Histogram dari frekuensi kejadian badai geomagnet besar pada bulan Januari s.d. Desember
dari tahun 1986-2002, dan bil. sunspot (SSN) rata-rata bulanan.
IV. KESIMPULAN
Telah dilakukan pengolahan data dan analisis dari kejadian badai geomagnet besar sepanjang
siklus ke 22 dan saat aktivitas maksimum pada siklus ke 23. Hasil yang diperoleh menunjukkan bahwa
kemunculan badai geomagnet tahunan berkorelasi sangat kuat dengan siklus bilangan sunspot, tetapi
tidak menunjukkan korelasi yang signifikan dengan fase maksimum dan minimum dari siklus matahari.
Durasi fase awal paling dominan adalah antara 0-2 jam, sedangkan durasi fase utama dan fase pulih
masing-masing antara 7-12 jam dan 2-3 hari. Selain itu, durasi fase awal selalu lebih lambat dari fase
pulih, dan waktu pulih saat kejadian SC yang bersamaan dengan kejadian badai geomagnet besar akan
selalu lebih cepat bila dibandingkan dengan kejadian badai yang tidak bersamaan dengan kejadian SC.
Variasi setengah-tahunan dari kejadian badai geomagnet besar menunjukkan bahwa variasinya
merupakan siklus setengah-tahunan yang puncaknya disekitar bulan April dan Oktober.
V. DAFTAR PUSTAKA
Adams, W.G. 1892. Comparison of simultaneous disturbance at several observatories. Philosophical
Transactions of the Royal Society of London, Series A 183, 131–140.
Broun, J.A. 1861. Horizontal force of the earth’s magnetism. Transactions of the Royal Society of
Edinburg 22, 511.
ISSN 0853 - 0823
194
Sarmoko Saroso / Karakteristik Badai Geomagnet Besar Dalam Siklus Matahari Ke-22 dan 23
Cane, H. V., Richardson, I. G., St. Cyr, O. C. 2000. Geophys. Res. Letter, 27, 3591.
Chapman, S. 1918. An outline of theory of magnetic storms. Proceedings of the Royal Society of
London A 95, 61–83.
Crooker, N. U. and Siscoe, G. L. 1986. Physics of the Sun, edited by P. A. Sturrock, Reidel,
Massachusetts, 193.
Crooker, N. U., Cliver, E. W. and Tsurutani, B. T. 1992. J. Geophys. Res. Lett. 19, 429.
Gonzalez, W. D., Gonzalez, A. L. C., Mendes O. (Jr) and Tsurutani, B. T. 1992. EOS Trans AGU, 180.
Gonzalez, W. D., Echer, E., Clua-Gonzalez, A. L., and Tsurutani, B. T. 2007. Geophys. Res. Lett., 34,
L06101, doi:10.1029/2006GL028879.
Jackson, B.V., Heliospheric observations of solar disturbances and their potential role in the origin of
storms. In: Tsurutani, B.T., Gonzalez, W.D., Kamide, Y. (Eds.). 1997. Magnetic Storms, Mon.
Ser., Vol. 98. Amer. Geophys. Union Press, Washington D.C., p. 59.
Kane, R. P. 1977. J. Geophys. Res., 82, 561.
Moos, N.A.F. 1910. Magnetic observations made at the government observatory Bombay 1846–1905
and their discussion. Part II. The phenomenon and its description.
Russell, C. T. and McPherron, R. L. 1973. Space Science Review, 205.
Saroso, S., 2006. Proc. of International Conference on Mathematics and Natural Sciences, Bandung,
Indonesia, 1277-1280.
Sugiura, M., Chapman, S. 1960. The average morphology of geomagnetic storm with sudden
commencement. Abhandlungen der Akademie der Wissenschaften in Gottingen Mathematisch
Physikalische Klasse Sonderheft 4, 1–53.
Thompson, R. J. 1989. Geomagnetic precursors of the solar cycle, Solar-Terrestrial Physics Workshop,
Leura.
Tsurutani, B.T., Ho, C.M., Arballo, J.K., Goldstein, B.E., Balogh, A. 1995. Large Amplitude IMF
Luctuations in corotating interaction regions: Ulysses at midlatitudes, Geophysical Research
Letters 22, 3397.
Webb, D. F., Cliver, E. W., Crooker, N. U., St. Cyr, O. C., and Thompson, R. J. 2000. J. Geophys. Res.
105, 7491.
Zhu, B. Y. and Wada, M. 1983. Proceedings of 18 International Cosmic Ray Conference, Bangalore,
India, MG-6-16, 213.
Zirker, J. B. 1977. Coronal holes and high speed wind stream, Colorado Ass. Univ. Press, Boulder.
ISSN 0853 - 0823
Fly UP