fenomena
fenomena
cuaca antariksa
cuaca antariksa
Pusat Sains Antariksa (Pussainsa)
Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional (LAPAN)
sebuah persembahan dari
pengantar
pengantar
Buku ini diterbitkan oleh Pusat Sains Antariksa LAPAN
ISBN: XXX - XXX - XXX - X
Penulis:
Dyah Rahayu Martiningrum Adi Purwono
Fitri Nuraeni Johan Muhamad
Penyunting naskah: Abdul Rachman
© 2012
Pusat Sains Antariksa LAPAN
Puji Syukur kepada Allah SWT atas rahmat dan petunjukNya, sehingga buku Fenomena Cuaca Antariksa edisi revisi ini berhasil diselesaikan. Buku ini meru-pakan pembaruan dari buku edisi sebelumnya yang telah terbit beberapa tahun yang lalu dengan menambahkan beberapa informasi baru dan mengoreksi be-berapa kesalahan yang ditemukan. Kami juga berupaya agar buku ini lebih enak dibaca dengan memperjelas kaitan antar fenomena. Harapan kami buku ini bisa menjelaskan dengan baik mengenai apa dan bagaimana sebenarnya Matahari dan cuaca antariksa mempengaruhi Bumi kita.
Cuaca antariksa menunjukkan kondisi yang terjadi di Matahari dan di ruang antarplanet yang dipengaruhi oleh Matahari. Cuaca antariksa menjadi sangat penting untuk dipahami mengingat makin besarnya ketergantungan ma-nusia pada teknologi yang berbasis antariksa. Cuaca antariksa dapat mempe-ngaruhi orbit dan operasional satelit dan juga astronot yang sedang menjalankan misi ruang angkasanya. Bahkan dalam kehidupan sehari-hari manusia sudah merasakan manfaat dari teknologi yang berbasis antariksa ini, seperti misalnya komunikasi melalui satelit, penentuan posisi berbasis satelit (GPS), bahkan ko-munikasi radio pun menggunakan lapisan ionosfer yang ada di atas Bumi kita. Bukan hanya pada teknologi berbasis antariksa saja, variasi cuaca antariksa juga mempengaruhi medan magnet Bumi, jaringan listrik, bahkan pada jangka pan-jang dapat mempengaruhi iklim di Bumi.
Kesadaran masyarakat akan pentingnya cuaca antariksa merupakan sua-tu kemajuan yang besar dalam pendidikan keantariksaan. Dengan munculnya kesadaran seperti ini diharapkan masyarakat bisa lebih memahami kondisi ataupun fenomena yang terjadi baik di Bumi maupun di lingkungan antariksa. Akan tetapi pemahaman masyarakat seringkali dibelokkan oleh pemberitaan yang tidak benar, sehingga menimbulkan kekhawatiran masyarakat yang ber-lebihan. Matahari terus beraktivitas sebagaimana biasanya, dan badai Matahari bukanlah suatu peristiwa yang sangat menakutkan. Antisipasi dini merupakan kunci untuk mengantisipasi dampak yang merugikan.
Untuk itulah buku ini menjadi sangat penting artinya dalam memberikan pemahaman yang benar kepada masyarakat tentang fenomena cuaca antarik-sa. Usaha untuk selalu memperbaharui informasi yang disampaikan kepada masyarakat memang harus selalu dilakukan mengingat ilmu pengetahuan selalu berkembang seiring dengan perkembangan penelitian yang dilakukan oleh para saintis di bidangnya masing-masing. Untuk itu diucapkan terimakasih dan peng-hargaan atas usaha para peneliti di Pusat Sains Antariksa dengan menerbitkan edisi revisi ini.
Semoga buku ini dapat memberikan manfaat pada kita semua untuk me-nyikapi berbagai fenomena terutama yang terkait dengan keantariksaan.
Bandung, Nopember 2012 Kepala Pusat Sains Antariksa
Clara Yono Yatini
iii
Tentang gambar sampul:
iv
Cuaca Antariksa
Cuaca Antariksa
Cuaca juga terjadi di antariksa namun idak beru
-pa hujan air atau kondisi langit yang cerah seperi
lazimnya di Bumi. Cuaca antariksa melipui ak
-ivitas Matahari, keadaan di ruang antarplanet
(angin surya), magnetosfer, termosfer, dan ionos
-fer dengan Matahari menjadi sumber penggerak
utamanya. Peningkatan akivitas Matahari secara
umum akan mengakibatkan peningkatan kondisi
cua-ca antariksa yang dapat mengganggu teknologi dan
kesehatan bahkan keselamatan manusia.
Bagaimana cuaca antariksa terjadi?
Cuaca antariksa terjadi seiap saat. Matahari senaniasa memancarkan radiasi elektromagneik dan parikel-parikel bermuatan. Terkadang inten
-sitasnya lebih inggi saat terjadi feno-mena transien di Matahari seperi lare, lontaran massa korona (CME), dan
lubang korona (coronal hole). Di sam-
ping berasal dari Matahari, parikel
bermuatan bisa juga berupa sinar kos- mik yang berasal dari luar tata surya baik dari galaksi kita sendiri atau galaksi
lain. Parikel bermuatan dapat berpe-ngaruh secara langsung maupun idak
langsung pada teknologi di antariksa dan di permukaan Bumi.
Efeknya pada teknologi
Cuaca antariksa berpengaruh pada be-ragam teknologi. Dibanding teknologi
lain, satelit dan wahana antariksa lain-nya adalah teknologi yang pertama kali akan terganggu. Satelit di ruang
antarplanet dan di magnetosfer dapat terganggu akibat interaksi
subsistem-nya dengan parikel energeik. Di masa depan diperkirakan gangguan semacam ini akan semakin besar. Satelit di
ter-mosfer dapat terganggu akibat pening
-katan kerapatan atmosfer karena radiasi sinar-X dan ultraviolet ekstrem (EUV) serta badai geomagnet. Sinar-X dan EUV juga
mengionisasi molekul-molekul di atmosfer
atas sehingga memperbanyak jumlah elek- tron yang dapat mengganggu sinyal satelit
komunikasi dan navigasi, serta komunikasi
radio HF.
Efeknya pada iklim di Bumi?
Cuaca antariksa dimungkinkan berpe- ngaruh pada iklim dalam jangka pan-jang. Salah satu mekanisme yang mung-kin adalah terjadinya peningkatan
konsentrasi ozon di stratosfer akibat
me-ningkatnya intensitas sinar-X dan EUV di
puncak akivitas Matahari. Peningkatan
konsentrasi ozon ini akan mengakibat-kan meningkatnya temperatur di per-mukaan Bumi.
CME
Radiasi sinar-X dan EUV
IMF (interplanetary magnetic ield) adalah medan magnet Matahari yang dibawa oleh angin surya memenuhi ruang
antarplanet Atmosfer atas
Lup magnetik
Aurora di daerah sekitar Kutub
Di permukaan Bumi, terutama di lintang inggi, cuaca antariksa juga dapat
me-ngakibatkan rusaknya jaringan pembang-kit listrik dan memudahkan terjadinya korosi pada pipa bawah tanah akibat arus
induksi yang diimbulkan oleh badai geo -magnet.
Efeknya pada manusia
Cuaca antariksa juga dapat menimbulkan ancaman pada kesehatan dan keselama-tan astronot terutama yang melakukan misi di luar wahana dan penumpang
pe-sawat terbang yang melewai daerah ku -tub. Ancaman ini terkait dengan radiasi
elektromagneik dan parikel bermuatan.
Angin Surya
Adalah aliran parikel bermuatan beru -pa plasma (gas terionisasi) dari Mata
-hari. Angin surya mengalir seiap saat
sambil membawa medan magnet
Matahari hingga ke tepian tata surya.
Angin surya bersama medan magnet
ini terpunir akibat rotasi Matahari se -hingga membentuk spiral.
Matahari
Energi Matahari
Energi Matahari
Matahari adalah bintang yang terdekat dari Bumi. Seperi halnya
bintang yang lain, Matahari memancarkan energi sendiri, yaitu
berupa cahaya dan panas. Energi Matahari berasal dari reaksi
nuklir yang terjadi di ininya. Energi hasil reaksi di ini
terhantar hingga ke permukaan Matahari mela
-lui proses yang kompleks dan lama. Proses
inilah yang menjadikan Matahari
sebagai bintang akif penggerak
cuaca antariksa.
Daerah konveksi Daerah yang memiliki aliran plasma yang begitu kompleks.
Kromosfer Lapisan di atas fotosfer yang ber-suhu 4.500– 25.000
derajat Celcius.
Munculnya akivitas Matahari
Di daerah konveksi, aliran plasma begitu
kompleks sehingga menghasilkan medan
magnet yang berluktuasi sepanjang waktu. Dinamika medan magnet ini sangat akif se -hingga mempengaruhi munculnya beragam
akivitas di Matahari. Akivitas Matahari ini kadang teramai dari Bumi dan sering
me-ngakibatkan pengaruh besar terhadap kondisi cuaca antariksa secara keseluruhan.
Melihat Korona
Meskipun jauh lebih panas dari fo
-tosfer, korona lebih redup darinya sehingga idak tampak dari Bumi
kecuali pada saat gerhana
mata-hari. Pada bagian ini, terjadi juga beberapa akivitas Matahari yang
dapat berpengaruh pada cuaca antariksa.
Korona Lapisan terluar atau atmosfer Matahari yang suhunya mencapai 2 juta derajat Celcius, lebih panas dari fotosfer dan kromosfer.
Reaksi di ini Matahari
Di ini Matahari, reaksi fusi nuklir terjadi, yaitu empat ini
hidrogen bergabung menjadi
satu ini helium. Hasil reaksi itu
energi yang sangat besar dalam bentuk gelombang
elektro-magneik dan parikel.
Proses keluarnya cahaya
Setelah terbentuk di ini, cahaya Matahari melewai beberapa
lapisan hingga akhirnya
menca-pai permukaan. Dari ini, cahaya melewai daerah radiasi. Di dae
-rah ini, cahaya berpindah secara
radiasi. Cahaya membutuhkan waktu ratusan ribu tahun untuk
melewai daerah ini. Itu karena
daerah radiasi merupakan dae-rah dengan kerapatan sangat
inggi. Keluar dari daerah radia
-si, cahaya melewai daerah kon
-veksi. Di sini, cahaya menjalar ke
permukaan dengan proses kon-veksi atau aliran oleh medium
plasma. Akhirnya, cahaya sam
-pai di fotosfer atau permukaan Matahari setelah melewai dae -rah konveksi.
Daerah radiasi
Daerah bagian terluar inti Matahari hingga jarak sekitar 0,8 jari-jari Matahari. Bagian dasar ber-suhu 7 juta derajat Celcius, sedangkan bagian luar 2 juta derajat Celcius.
Fotosfer
Permukaan Matahari yang suhunya men-capai 5700 derajat Celcius.
Inti
Suhunya mencapai 15 juta derajat Celcius dan ukurannya sepertiga jari-jari Matahari.
Lanjutkan membaca “Aktivitas Matahari” di halaman 5
Aktivitas Matahari
Aktivitas Matahari
Hasil pengamatan Matahari memperlihatkan beragam akivitas pada ba
-gian-bagian Matahari. Beberapa akivitas Matahari misalnya
sunspot
, telah
diketahui orang sejak ratusan tahun yang lalu. Sebagian lainnya baru
di-ketahui sejak satu abad terakhir seiring kemajuan teknologi pengamatan.
Akivitas Matahari teramai dalam panjang gelombang berbeda
dengan melepaskan energi yang berbeda-beda. CME dan
lare
merupakan akivitas Matahari yang berdampak
besar pada kondisi cuaca antariksa karena besarnya
energi yang dilepaskan oleh perisiwa tersebut.
SunspotSunspot tampak sebagai binik hitam di permukaan Ma -tahari. Daerah dengan sunspot di Matahari memiliki medan magnet yang sangat besar mencapai 1000-4000 Gauss. Sunspot memiliki suhu yang relaif lebih rendah
dibandingkan daerah lain di permukaan Matahari se -hingga daerah ini terlihat lebih gelap dibandingkan sekelilingnya. Sunspot diyakini merupakan
penam-pakan luks magnet yang menembus permukaan Ma -tahari.
Bagian tepi sunspot disebut penumbra. Suhunya mencapai 5200°C.
Bagian tengah sunspot disebut umbra. Suhunya mencapai 4200°C.
CME
merupakan singkatan dari Coronal Mass Ejec
-ion (Lontaran Massa Korona). Saat terjadi CME, sebagian massa korona Matahari terlontar ke angkasa. Jika menggunakan kamera satelit, CME teramai seperi letupan yang menyembur dari Matahari. Energi yang dilepaskan pada perisiwa
ini sangat besar karena mengandung massa yang
besar dengan kecepatan inggi. Pada saat terjadi CME, sekitar 2 × 1011 kg hingga 4 × 1013 kg materi
korona terlontar dengan energi sebesar 1022 Joule
hingga 6 × 1024 Joule. Kecepatan materi CME berva
-riasi dari 20 km/s hingga mencapai 2000 km/s, ra
-ta-rata kecepatannya mencapai 350 km/s. CME ini
dapat mencapai Bumi dalam waktu 1-5 hari (rata-rata 2-3 hari). Sama halnya lare, CME juga mampu
mempercepat parikel hingga menjadi relaivisik. Bedanya, CME bisa mengakibatkan badai geomag
-net setelah iba di mag-netosfer sedang lare idak.
Matahari
Flare
adalah ledakan di Matahari akibat bertemunya dua
garis gaya magnet yang saling berlawanan (dise-but rekoneksi). Selain mampu melepaskan
par-ikel berenergi inggi terutama proton, lare juga memancarkan radiasi gelombang
elektromagne-ik terutama sinar-X dan UV. Radiasi gelombang EM ini dapat mencapai Bumi hanya dalam waktu sekitar 8 menit, sedangkan proton berenergi inggi
umumnya sekitar 1 jam. Flare bersama fenomena
lain di Matahari seperi sunspot, prominensa dan ilamen membentuk daerah akif (acive region) di mana medan magnetnya memiliki dua kutub.
Prominensa
merupakan plasma yang terangkat ke
at-mosfer Matahari dan biasanya berbentuk busur karena mengikui bentuk garis
gaya magnet. Prominensa tampak terang dan panas meskipun se-benarnya lebih dingin diban-
dingkan kromosfer dan ko -rona. Jika terlihat dari
de-pan, prominensa akan tampak seperi garis yang melintang di Matahari (disebut ilamen). Prominensa atau ilamen
dapat bertahan selama beberapa hari dan
dapat terlepas ke ang-kasa sebagai lontaran
massa korona (CME).
Prominensa
ilamen
Cakram koronagraf. Koronagraf adalah alat untuk menciptakan efek gerhana
Matahari sehingga korona Matahari
dapat terlihat
CME yang terlontar dari Matahari dapat menyebabkan
badai geomagnet Flare
Sunspot
5
6
Lanjutkan membaca “Siklus Matahari” di halaman 7
Lubang korona adalah daerah ber-kerapatan plasma rendah di korona
Matahari yang medan magnetnya
terbuka ke angkasa. Lubang korona adalah sumber angin surya
berkece-patan inggi yang dapat mengakibat -kan terjadinya corotaing interacion
region (CIR) di ruang antarplanet. CIR bisa mempercepat parikel dan
bisa menimbulkan badai geomag-net.
Awal siklus Tidak tampak
adanya lare
Wahana antariksa pengamat Matahari yang terbaru bernama Solar
Dynamic Observatory (SDO) merupakan wahana antariksa yang dilun-curkan oleh NASA pada tahun 2010. Wahana ini mempunyai misi
se-bagai sarana untuk memahami dinamika Matahari yang berpengaruh
terhadap manusia dan sistem teknologi. Pada wahana SDO
ditempat-kan beberapa instrumen, seperi AIA (Atmospheric Imaging Assembly), HMI (Helioseismic and Magneic Imager), dan EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment).
SDO (Solar Dynamic Observatory)
Siklus Matahari
Siklus Matahari
Selain berputar mengelilingi pusat galaksi, Matahari juga berputar
pada porosnya sendiri. Perputaran Matahari pada porosnya sendiri
ini disebut rotasi. Periode rotasi Matahari dapat diketahui
berdasarkan pengamatan
sunspot
. Dengan melihat
pergeseran letak
sunspot
seiap harinya, maka
periode rotasi Matahari dapat diperkirakan.
Puncak siklus
Ada banyak daerah
akif menunjukkan
ingginya akivitas
Kemunculan sunspot idak hanya berguna dalam menentukan periode rotasi Matahari, tapi juga untuk menentukan ingkat akivitas Matahari. Jika jumlah sunspot di permukaan
Matahari banyak berari akivitas Matahari inggi, dan begitu pula sebaliknya. Berdasar -kan pengamatan kemunculan sunspot selama
beratus-ratus tahun, para ilmuwan menemu -kan bahwa kemunculan sunspot memiliki
periode tertentu. Arinya, jumlah kemunculan sunspot idaklah bervariasi sembarang terha
-dap waktu, tetapi teratur seperi sebuah sik
-lus. Inilah yang menjadi indikator bagi siklus akivitas Matahari.
Siklus Matahari dan cuaca antariksa
Periode satu siklus Matahari berkisar antara 9
hingga 13 tahun dengan rata-rata siklus sekitar
11 tahun. Siklus Matahari menunjukkan ada-nya masa awal, puncak, dan akhir siklus. Aki
-vitas Matahari saat awal dan akhir siklus cen -derung tenang sedang saat di puncak siklus
akivitas Matahari sangat inggi. Biasanya, saat puncak akivitas Matahari banyak terjadi leda
-kan besar di Matahari berupa lare dan CME
sehingga keduanya sangat mempengaruhi cu-aca antariksa. Namun di masa menurunnya
ak-ivitas Matahari bahkan minimum sekalipun,
cuaca antariksa tetap perlu diwaspadai terkait
dengan CIR dan sinar kosmik yang menjadi lebih berpengaruh. Saat ini Matahari sedang
mengalami siklus ke-24. Diperkirakan puncak siklus terjadi pada tahun 2013.
Lanjutkan membaca
“Dampak Aktivitas Matahari” di halaman 9
7
8
Rotasi diferensial
Jika periode rotasi Bumi sama, baik pada daerah ekuator maupun kutubnya, idak demikian dengan Matahari. Ini karena wujud Matahari berupa gas. Untuk daerah ekuator satu kali rotasi membutuhkan waktu 25 hari,
sedangkan untuk daerah kutub satu kali rotasi membutuhkan waktu 36 hari. Perbedaan ke-cepatan rotasi untuk daerah dengan lintang
yang berbeda di Matahari ini dinamakan sebagai rotasi diferensial. Adanya rotasi diferensial diyakini menyebabkan terpunirnya medan magnet Matahari sehingga menjadi idak stabil. Keidakstabilan medan magnet di permukaan Matahari ini lah yang menimbulkan fenomena di Matahari seperi sunspot, lare, dan CME.
ju
Jumlah sunspot pada siklus ke-23 dan prediksi siklus ke-24
Siklus Matahari
ke-23
Awal fase menurun menandakan awal meningkatnya
jumlah CIR terkait
Dampak Aktivitas Matahari
Dampak Aktivitas Matahari
Selain memancarkan gelombang elektromagneik, Matahari juga
melepaskan parikel berenergi inggi. Aliran parikel berenergi inggi dari
Matahari tersebar ke seluruh penjuru tata surya seperi hembusan angin
di Bumi. Aliran parikel ini disebut angin surya. Angin surya mengandung
parikel-parikel bermuatan listrik yang dapat mempengaruhi dinamika
cuaca antariksa. Angin surya dapat berhembus dengan kecepatan
yang lebih inggi dari biasanya setelah terjadi CME atau saat ter
-dapat lubang korona di Matahari.
Badai Matahari dan CIR
CME dan lare akan menyebabkan pe-ningkatan intensitas dan kecepatan angin surya serta radiasi gelombang
elektromagneik. CME dan lare lazim
disebut badai Matahari. Badai Matahari
bisa langsung berdampak pada wahana antariksa termasuk yang berada di
ru-ang antarplanet (di luar magnetosfer) melalui badai parikel (SPE) atau ber
-dampak secara idak langsung melalui
badai geomagnet jika CME berinteraksi
dengan magnetosfer pada kondisi yang tepat. CIR juga bisa langsung berdampak pada wahana antariksa melalui parikel energeik yang diimbulkannya dan me -micu badai geomagnet. Bukan hanya
teknologi di ruang angkasa, badai geo -magnet juga dapat mengganggu bahkan merusak teknologi di permukaan Bumi. Astronot dan penumpang pesawat yang melintasi daerah kutub bisa terganggu
secara langsung akibat radiasi EM dan parikel. Badai geomagnet dapat diikui dengan badai ionosfer.
Gangguan sistem dan orbit wahana antariksa
Akivitas Matahari bisa mengakibatkan anomali satelit. Sebuah proton relaivisik yang diimbulkan oleh badai Matahari dapat langsung merusak komponen
elektro-nik satelit melalui mekanisme single event upset (SEU).
Elektron energeik (baik yang relaivisik maupun yang
energinya lebih rendah) dapat menimbulkan pemua-tan (charging) pada satelit yang jika diikui dengan pelepasan muatan (discharging) dapat mengakibatkan
kerusakan fatal. Gangguan cuaca antariksa juga dapat menyebabkan penurunan keinggian orbit satelit dan
berkurangnya akurasi prediksi orbit sehingga mening-katkan resiko tubrukan antar benda buatan.
Semburan radio Matahari
Perubahan jumlah dan laju parikel yang terlontar dari Matahari menye -babkan berubahnya kondisi plasma
di atmosfer Matahari. Gangguan ini
menyebabkan dipancarkannya
gelom-bang elektromagneik pada rentang
panjang gelombang radio yang
dise-but semburan radio Matahari (solar radio burst). Karakterisik sinyal sem
-buran radio Matahari dapat digunakan untuk menentukan kecepatan parikel berenergi inggi yang akan sampai ke Bumi. Di LAPAN, penelii mengguna-kan radiospektrograf untuk menen
-tukan waktu kedatangan parikel ber-energi inggi ke Bumi.
Waspada badai Matahari
Dengan menggunakan teleskop, penelii LAPAN mengamai jumlah dan posisi sunspot. Hal ini bermanfaat untuk men
-getahui kondisi Matahari. Data jumlah
dan posisi sunspot juga diperlukan un-tuk memprediksi kapan terjadinya badai
Matahari.
Tumbukan antara parikel bermuatan
dalam angin surya dengan komponen satelit misalnya panel surya dapat meng-gagalkan misi satelit tersebut
Radiospektrograf yang dioperasikan di Tanjungsari, Sumedang.
10
Radiasi sinar-X dan EUV serta
lontaran parikel bermuatan dari Matahari dapat menin
-gkatkan kerapatan atmosfer
di orbit satelit yang dapat menyebabkan penurunan
keinggiannya
9
baca di hlm 15
Medan Magnet Bumi
Medan Magnet Bumi
Bumi merupakan magnet raksasa yang medan magnetnya menjangkau
sampai ke luar angkasa. Magnet Bumi disebut geomagnet. Layaknya
magnet batang, geomagnet mempunyai kutub Utara-Selatan dan
garis-garis gaya magnet. Sifat geomagnet seperi perisai raksasa
bagi Bumi. Ia menahan dan membelokkan parikel-parikel
bermuatan dan angin surya yang dapat membahayakan
manusia dan teknologi yang dikembangkannya.
Pembentukan geomagnet
Para ahli memperkirakan bahwa geomagnet berasal dari proses
yang terjadi di dalam ini Bumi
yang tersusun atas besi dan nikel.
Ini Bumi tersusun atas ini dalam yang bersifat padat dan ini luar
yang bersifat cair. Ini luar bergerak berputar mengelilingi ini dalam,
mengikui gerakan rotasi Bumi. Di ini luar juga terjadi perpindahan
panas secara konveksi. Kedua gerakan
inilah yang membangkitkan arus listrik sehingga menghasilkan medan magnet
seperi efek dinamo. Proses ini berlang -sung terus-menerus dalam kurun waktu
sangat lama sehingga menghasilkan
geomag-net seperi yang teramai sekarang.
Pembalikan Kutub Magnet Bumi
Arah orientasi geomagnet dapat menga-lami pembalikan. Prosesnya berlangsung selama ribuan tahun dengan ditandai ter-jadinya pelemahan kuat medan magnet. Saat posisi kutub magnet utara-selatan
baru tercapai, fase pemulihan kuat me -dan magnet terjadi secara cepat.
Peris-iwa pembalikan kutub magnet sering
dihubungkan dengan isu ”kiamat” 2012.
Berdasarkan rekaman magneik pada ba-tuan di Bumi, telah terjadi beberapa kali
pembalikan kutub magnet dengan
peri-Vektor geomagnet
Medan magnet di suatu tempat di
permukaan Bumi dapat digambarkan sebagai vektor dengan komponen-komponennya. Ada tujuh komponen geomagnet yang merepresentasikan arah dan besarnya.
Pengukuran geomagnet
Untuk mengukur nilai mutlak dan variasi
geomagnet, kita dapat menggunakan magnetometer landas-Bumi. Terdapat dua macam pengukuran geomagnet, yaitu pengukuran bergerak dan stais.
Pengukuran bergerak yang mengguna-kan dua magnetometer dilakumengguna-kan untuk
survei-survei geoisika. Pengukuran sta
-is dilakukan untuk menentukan variasi
medan magnet diurnal (harian) dan
non-diurnal, serta menentukan nilai absolut geomagnet. Di LAPAN, para penelii geo -magnet mengukur variasi medan -magnet diurnal dan nondiurnal. LAPAN memiliki beberapa stasiun pengamat dirgantara yang mengoperasikan magnetometer untuk pengamatan variasi harian
geo-magnet di beberapa wilayah Indonesia.
Keterangan:
F : intensitas total medan magnet H : komponen horizontal medan
magnet Bumi
Z : komponen verikal medan magnet Bumi. Z bernilai posiif
jika mengarah ke bawah
X : komponen arah utara-selatan
Bumi
Y : komponen arah imur-barat Bumi D : sudut deklinasi komponen H dari
utara Bumi
I : sudut inklinasi vektor F terhadap bidang horizontal. I bernilai posiif jika mengarah ke bawah
Kutub-kutub magnet Bumi tidak tepat berimpitan dengan kutub-kutub geografi Bumi. Kutub-kutub magnet Bumi berselisih sekitar 11,5° dari kutub geografis dan setiap tahunnya mengalami pergeseran.
Garis-garis gaya magnet Bumi dapat menjangkau puluhan ribu kilometer.
Kutub Selatan Magnet Bumi
Kuat medan magnet di sekitar ekuator geomagnet = 30 mikrotesla
Kuat medan magnet di sekitar kutub-kutub geomagnet = 60 mikrotesla
Kutub Utara Bumi
Kutub Utara Magnet Bumi Kutub Selatan Bumi
Inti luar (cair)
11
12
X
ode sekitar jutaan tahun. Keika perisiwa ini terjadi, kemungkinan sistem navigasi
(penentuan posisi dan arah mengguna-kan kompas) amengguna-kan terganggu. Pelemahan kuat medan magnet diperkirakan hanya sepersepuluh dari kuat medan saat ini.
Oleh karena itu, perisiwa pembalikan ku
-tub magnet Bumi idak akan terlalu mem -berikan dampak pada kehidupan di Bumi.
Magnetosfer
Magnetosfer
Medan magnet Bumi menjangkau ribuan
kilometer ke antariksa. Medan magnet
ini membentuk daerah magneik yang
menyelubungi Bumi. Daerah ini
di-sebut magnetosfer. Bagi Bumi, magne
-tosfer seperi perisai yang
melin-dunginya dari serangan parikel ber
-muatan akibat akivitas Matahari.
IGRF
(International Geomagnetic Reference Field)
--Saat terjadi badai Matahari, magnetosfer berperan sebagai perisai
Bumi--Bow shock
Perisai bow shock
Keika aliran angin surya yang memi -liki kecepatan supersonik memasuki
daerah magnetosfer yang memiliki kece -patan subsonik akan terjadi gelombang
kejut berbentuk seperi perisai yang
dinamakan bow shock. Ketebalan bow
shock sekitar 100 km sampai 2 kali jari-jari Bumi dan berjarak antara 12 hingga 20 kali jari-jari Bumi dari Bumi. Daerah di be-lakang bow shock yang berisi angin surya
yang sudah diperlambat, dipanaskan, dan
turbulent dinamakan magnetosheath.
Sabuk radiasi Van Allen
Sabuk Van Allen terdiri atas dua buah sabuk
ra-diasi berbentuk donat yang berisi parikel ber
-muatan. Proton menempai sabuk dalam sedang elektron menempai sabuk dalam dan luar. Par
-ikel dalam sabuk radiasi ini terperangkap mengi
-tari garis-garis magnet Bumi di keinggian sekitar
1000-60.000 km di atas permukaan Bumi. Seba-gian sabuk dalam terletak lebih dekat dengan per-mukaan Bumi yang daerahnya disebut South At
-lanic Anomaly (SAA). Satelit di orbit rendah yang melintasi SAA (saat ini pusatnya di atas Samudera
Atlanik di sebelah imur Brasil), dapat mengalami
gangguan.
Arus cincin (ring current)
Arus cincin yang mengelilingi Bumi pada daerah ekuator terjadi akibat aliran
par-ikel bermuatan dengan arah imur-barat.
Jika terjadi rekoneksi pada bagian siang
Bumi dalam waktu yang singkat, maka
arus cincin hanya akan terbentuk pada daerah yang mengalami rekoneksi
terse-but. Jika perisiwa itu berlangsung lama
maka arus cincin akan terbentuk
sempur-na. Akibatnya, rekoneksi arus cincin me-ngalami pertambahan parikel bermua -tan sehingga menyebabkan penambahan arus listrik yang akan mempengaruhi
komponen H medan magnet. Karena Dst
(disturbance storm ime) dihitung ber-dasarkan variasi komponen H sehingga jika terjadi perubahan komponen H yang besar akan terlihat dari nilai Dst-nya. Pe-nurunan nilai Dst ini mengindikasikan
ter-jadinya badai geomagneik.
Bagaimana bentuk magnetosfer?
Karena adanya tekanan angin surya, magnetosfer berbentuk menyerupai komet. Di
ba-gian yang menghadap Matahari (sisi siang), magnetosfer terkompresi. Garis-garis gaya magnetnya sekitar 10 kali jari-jari Bumi. Pada sisi malam Bumi, magnetosfer memben
-tang hingga 100 kali jari-jari Bumi sehingga bentuknya seperi ekor komet (dinamakan magnetotail). Magnetosfer laksana perisai Bumi yang mampu meredam terjangan
ra-diasi berbahaya dari parikel-parikel yang dipancarkan Matahari seperi parikel alfa, beta, dan elektron serta ion berenergi inggi.
merupakan model magnetosfer
yang digunakan untuk menghi-tung vektor medan magnet di
permukaan Bumi hingga keing
-gian tertentu. Model IGRF direvi
-si seiap 5 tahun sekali oleh IAGA
(Internaional Associaion of
Geomagneism and Aeronomy).
Arus cincin
elektron terperangkap dalam sabuk radiasi bagian luar.
elektron dan proton ter-perangkap dalam sabuk
radiasi bagian dalam.
Terjadi CME. Milyaran ton plasma (gas superpanas) berisi partikel bermuatan dilontarkan ke antariksa
Sebaran partikel-partikel ini dapat menyebabkan gangguan pada magnet Bumi
Dampaknya di Bumi: 1. Gangguan pada satelit 2. Gangguan pada kelistrikan 3. Gangguan pada gelombang radio
2
3
1
CME
Badai Geomagnetik
Badai Geomagnetik
Tidak semua plasma dalam angin surya mampu ditahan oleh magnetos
-fer. IMF yang mengarah ke selatan dapat menyatu dengan medan magnet
Bumi yang mengarah ke utara (mengalami rekoneksi) dan membuka jalan
bagi masuknya plasma dalam angin surya ke magnetosfer. Jika terjadi
dengan cukup kuat, perisiwa ini mampu melemahkan magnet Bumi
sehingga disebut badai geomagneik. Badai geomagneik menguatkan
terjadinya aurora dan dapat menyebabkan gangguan pada teknologi di
luar angkasa maupun di permukaan Bumi. Badai geomagnet bisa dipicu
oleh CME dan CIR namun idak oleh lare.
Substorm
merupakan fenomena yang mencakup
pe-ngumpulan energi (hasil interaksi
magnetos-fer dengan angin surya) di magnetotail dan
pelepasannya di zona aurora ionosfer (yang
tampak sebagai aurora). Substorm terdiri
atas 3 fase, yaitu fase pertumbuhan, ekspan
-si, dan pemulihan. Pada fase pertumbuhan, IMF yang mengarah ke selatan mengakibat
-kan rekoneksi dengan magnetosfer sisi siang. Perisiwa ini menimbulkan penimbunan
energi di magnetotail sehingga akhirnya terjadi rekoneksi di sisi malam akibat berte-munya garis-garis medan magnet yang
ber-lawanan arah. Dari lokasi rekoneksi parikel energeik disemburkan ke arah Bumi dan ke
arah yang berlawanan. Semburan ini adalah
tanda berlangsungnya fase ekspansi. Sete -lah energi substorm dilepaskan, fase pe
-mulihan terjadi, yaitu magnetosfer kembali
ke kondisi semula secara perlahan.
Geomagneically Induced Current (GIC)
Substorm fase ekspansi
Fenomena GIC merupakan salah satu efek dari badai geomagneik. Keika terjadi badai geomagneik besar, akan imbul medan listrik di Bumi yang ke -mudian menghasilkan medan magnet sekunder yang cukup besar sehingga menghasilkan arus listrik induksi di permukaan Bumi. Arus listrik induksi inilah yang kemudian dikenal sebagai
fenomena GIC. Adanya GIC dapat ber
-dampak negaif pada jaringan listrik, telekomunikasi, dan jaringan pipa bawah tanah. Trafo tegangan inggi
pada jaringan listrik menerima beban
berlebih dari GIC yang mengakibat -kan kerusa-kan dan gangguan pada keseluruhan jaringan listrik. Selain
mengganggu jaringan listrik, GIC juga
menyebabkan korosi jaringan pipa
bawah tanah secara elektrokimia,
serta mempengaruhi jaringan
teleko-munikasi. Kejadian ini banyak diamai di daerah-daerah lintang inggi. Ke
-jadian GIC pernah terjadi saat badai geomagneik sangat kuat pada tahun 1989, yaitu rusaknya pembangkit tenaga listrik Quebec, Kanada.
Mungkinkah GIC terjadi di Indonesia?
Selama ini fenomena GIC baru dia
-mai di daerah-daerah lintang inggi
dan lintang menengah. Hal itu terjadi
karena efek dari badai magneik lebih
mempengaruhi lintang-lintang
terse-but. Akan tetapi, fenomena badai
merupakan kejadian global yang
efeknya dirasakan pada semua lintang
meskipun dengan intensitas yang
ber-beda. Karena itu, untuk menganisipa
-si kemungkinan terjadinya fenomena GIC di Indonesia maka LAPAN melaku
-kan peneliian tentang fenomena GIC di Indonesia dengan monitoring in -deks Dst.
15
Rekoneksi antara IMF (mengarah ke selatan) dan medan magnet Bumi (mengarah ke utara) di sisi siang memicu terjadinya badai geomagnet
Rekoneksi antara sesama medan magnet Bumi di sisi malam memicu
terjadinya ekspansi substorm.
Indeks AE
Indeks AE digunakan untuk mengukur variasi arus di ionosfer yang diimbulkan oleh substorm
(dinamakan elektrojet aurora) dan sebagai salah
satu cara untuk melacak ingkat akivitas geo
-magneik pada skala global. Indeks AE meru -pakan jumlah absolut indeks AU dan AL.
Indeks AU mengindikasikan arus elek
-trojet maksimum pada arah imur, se -dangkan indeks AL mengindikasikan arus elektrojet maksimum pada arah barat.
Aurora Borealis yang terjadi di Alaska, 9 Oktober 2007
Indeks Dst
Indeks Dst (disturbance storm ime) merupakan suatu indeks
geo-magneik yang menggambarkan kuat vektor geomagnet komponen H (arah utara-selatan geomagnet). Saat terjadi badai geomagneik,
indikasinya adalah penurunan atau pelemahan kuat medan magnet
yang mengarah ke utara. Oleh karena itu, indeks Dst mengalami pe
-nurunan saat badai geomagneik. Badai geomagnet kuat (Dst < -100) dan sangat kuat (Dst < -300 nT) biasanya disebabkan oleh CME. CIR biasanya hanya menghasilkan badai geomagneik sedang dan lemah (Dst > -100 nT) . Kadang didapai pula badai geomagneik yang dipicu oleh CME yang disertai CIR. Beda dengan CME yang waktu badai geo
-magnetnya iregular, badai yang dipicu CIR sifatnya periodik dengan
periode sekitar 27 hari.
Indeks Kp dan K
Keadaan geomagnet dapat diindikasikan oleh indeks Kp dan K. Indeks K mengindikasikan akiitas magnetosfer dalam lingkup lokal, sedangkan indeks Kp mengindikasikan akiitas magnetosfer global. Indeks Kp merupakan nilai rata-rata dari indeks K pada seluruh observatorium di lintang
mene-ngah. Data indeks Kp dihitung dalam interval waktu seiap 3 jam. Kedua indeks ini dinyatakan dalam skala 0-9. Skala 0 untuk kondisi tenang, sedangkan skala 9 untuk kondisi magnetosfer sangat terganggu. Data indeks K untuk lokal Indonesia dapat diakses melalui situs LAPAN di
www.dirgantara-lapan.or.id.
Pulsa geomagneik
Kemunculan pulsa geomagneik berkore
-lasi dengan IMF, angin surya, substorm, serta akiitas geomagnet lainnya. Menu
-rut IAGA, pulsa geomagneik diklasiikasi
-kan menjadi dua, yaitu coninuous pul
-saions (Pc) dan irregular pulsaions (Pi).
Pulsa geomagneik Pc dan Pi ini dibagi kembali menjadi tujuh sub ipe berdasar
-kan rentang periodenya. Klasiikasi pulsa geomagneik ini dapat dilihat pada tabel
di samping.
Klasiikasi Perioda (detik)
Pc Pc1 0.2 – 5
Pc2 5 – 10
Pc3 10 – 45
Pc4 45 – 150
Pc5 150 – 600
Pi Pi1 1 – 40
Pi2 40 – 150
Aurora dilihat dari luar angkasa
18
Aurora: pertunjukan cahaya di langit
Aurora terjadi karena interaksi
par-ikel bermuatan dari magnetosfer
dengan atom dan molekul di dae-rah kutub menghasilkan pendaran ca-haya dalam beberapa warna di langit. Umumnya aurora hanya terlihat di seki-tar kutub. Aurora yang terjadi di sekiseki-tar kutub utara disebut Aurora Borealis se-dangkan di kutub selatan disebut Aurora
Australis. Dari Bumi, aurora hanya terli -hat di malam hari dan biasanya di sekitar
bulan September-Oktober dan Maret-April seiap tahun. Dari luar angkasa, au
-rora bisa terlihat seiap saat. Saat badai
geomagneik, transfer energi dari angin surya ke magnetosfer bertambah besar. Akibatnya, efek substorm juga meningkat sehingga aurora bisa terlihat lebih me-nawan.
Indeks Dst ini menunjuk-kan bahwa selama bulan Nopember 2012 terjadi badai sedang pada gal 1 dan kuat pada tang-gal 14.
Ionosfer
Ionosfer
Selain cahaya tampak, Matahari juga memancarkan sinar
ultraviolet (UV) yang semakin banyak dengan kejadian
lare
.
Radiasi UV inilah yang memunculkan proses fotoionisasi
(ionisasi oleh cahaya) di bagian atas atmosfer. Sinar UV akan
mengionisasi molekul-molekul di sana sehingga
terbentuk-lah bagian atmosfer yang berisi ion-ion posiif dan elektron.
Bagian atmosfer inilah yang disebut ionosfer.
Variasi harian dan lapisan
ion-osfer
Dalam kondisi harian, ionosfer
terpengaruh oleh rotasi Bumi.
Pada siang hari, saat pancaran radiasi Matahari maksimum,
terbentuk empat bagian lapisan
ionosfer, yaitu lapisan F2, F1, E, dan D yang masing-masing berurutan dalam keinggian. Pada malam hari, rekombinasi, kebalikan proses ionisasi, lebih
terjadi di lapisan bawah
ion-osfer (lapisan E dan D) serta
lapisan F1 bergabung dengan F2 sehingga hanya ada satu
la-pisan ionosfer, yaitu lala-pisan F.
19
Variasi musiman dan variasi
ter-hadap siklus Matahari
Tidak hanya rotasi Bumi, ionosfer
juga dipengaruhi oleh pola
musi-man dan siklus Matahari. Untuk pola musiman, lapisan D, E, dan
F1 mencapai kerapatan elektron
teringgi pada musim panas, se -dangkan lapisan F2 mencapai
kerapatan elektron teringgi
pada musim dingin. Saat puncak
akivitas Matahari, kerapatan elektron semua lapisan ionosfer meningkat. Sebaliknya, saat ak
-ivitas Matahari menurun, kera -patan elektron semua lapisan
ionosfer menurun.
Pendaran cahaya hijau
airglow menunjukkan hasil rekombinasi atom oksigen
di lapisan D ionosfer
20
Termosfer
Troposfer Statosfer Mesosfer Lapisan D ionosfer
(50-90 km) Lapisan E ionosfer
(90-120 atau 140 km) Lapisan F ionosfer
(>120 atau 140 km),
Pada malam hari, dengan idak adanya cahaya Matahari, ion-ion di lapisan ion
-osfer bagian bawah cenderung kembali
membentuk molekul netral. Elektron- elektron akan menumbuk ion-ion
posiif yang kemudian membentuk
molekul atau atom netral tak stabil. Proses ini disebut rekombinasi. Seba-gian energi hasil reaksi rekombinasi dalam bentuk cahaya tampak yang lemah (merah atau hijau). Cahaya ini disebut airglow yang warnanya me-nunjukkan molekul penyusun suatu
la-pisan ionosfer dan keinggiannya. D
E F
1
Mengamati Ionosfer
Pengamatan lapisan ionosfer selalu
berkembang. Dahulu pengamatan di-lakukan dengan roket namun kini yang umum adalah pemancaran gelombang
radio. Misalnya, penggunaan radar ionosfer atau ionosonda. Ionosonda memancarkan frekuensi 3 – 30 MHz ke ionosfer. Oleh ionosfer, frekuensi
tertentu akan dipantulkan kembali ke
ionosonda. Oleh ionosonda, frekuensi
balik akan direkam.
Sejarah Penelitian
Ionosfer
Sejarah Penelitian
Ionosfer
Kendai ionosfer memang dihasilkan dari atmosfer
atas yang berinteraksi dengan sinar UV, namun pe
-neliian adanya ionosfer bukan berawal dari peneli
-ian tentang ionisasi molekul atmosfer oleh sinar
UV. Peneliian ionosfer diawali dengan ditemu
-kannya teori dan perilaku gelombang
elektro-magneik, serta komunikasi nirkabel dengan
gelombang radio.
Penemuan gelombang radio
Pada tahun 1820, Hans Chrisian Oersted, seorang ilmuwan Denmark,
memperlihatkan jika seutas kawat dialiri arus listrik akan dapat menimbulkan medan
magnet. Eksperimen Oersted membuki -kan medan listrik menyebab-kan medan
mag-net. Tahun 1864, James Clerk Maxwell secara matemais mengemukakan teori radiasi elektro
-magneik dan adanya gelombang radio. 23 tahun kemudian, isikawan Jerman, Heinrich Hertz, mem
-bukikan teori Maxwell. Hertz dapat mengaplikasikan teori Maxwell bagaimana menghasilkan dan menerima
gelombang radio serta perilakunya.
Komunikasi jarak jauh
Temuan Hertz tentang gelombang radio kemudian di
-manfaatkan oleh Guglielmo Marconi, seorang Italia yang lahir 25 April 1874, untuk komunikasi tanpa kabel/
nirkabel (wireless). 12 Desember 1901, Marconi berhasil memancarkan sinyal gelombang radio melintasi lautan
Atlanik dari Cornwall (Inggris) ke St. John’s, Newfound
-land (Kanada) yang berjarak 3380 km. Dari keberhasilan
-nya itu, Marconi membukikan bahwa si-nyal gelombang radio mengalami pemantulan melalui atmosfer terlebih
dahulu sebelum diterima oleh penerima gelombang.
Atas jasanya, Marconi dianugerahi Nobel pada tahun 1909
Hans Chrisian Oersted
Model 3-D ionosfer
secara global
21
Penemuan lapisan pemantul
Tertarik dengan apa yang dilakukan Marconi, Oliver Heaveside dan Arthur Kennelly melakukan peneliian lebih
lanjut tentang adanya lapisan
peman-tul gelombang radio di atmosfer. Tahun 1902, mereka membukikannya. Atas jasa mereka, lapisan ini dinamakan lapisan Kennely-Heaviside yang dike -mudian hari dikenal sebagai lapisan E
ionosfer.
Ionosfer terdiri atas beberapa lapisan
Adanya lapisan pemantul gelombang radio
di atmosfer membuat para ilmuwan semakin
penasaran ingin mengetahui lebih jauh la-pisan tersebut. Di antaranya adalah Edward Appleton yang pertama kali
mengembang-kan ionosonda pada tahun 1924. Dari saat itulah, diketahui adanya ionosfer. Setahun setelah pengembangan ionosonda, Appleton
menemukan adanya lapisan pemantul yang
lain, yaitu lapisan F ionosfer.
Atas jasanya, Appleton
dianugerahi Nobel pada
tahun 1947
Ionosfer hari ini
Peneliian tentang ionosfer saat ini sangat
pening karena lapisan ini merupakan media
perambatan bagi sinyal-sinyal komunikasi
satelit dan radio. Tidak hanya ionosonda, ra
-dar, roket, dan satelit sekarang digunakan untuk mendukung peneliian ionosfer. Ini ka -rena kondisinya selalu berubah atau dinamis.
Radar ionosfer seperi riometer dan incoher
-ent scater radar berguna mengamai absorp
-si, kerapatan, suhu, dan komposisi ionosfer.
Satelit digunakan untuk mengetahui struktur
dan dinamika ionosfer. Saat ini, ionosfer pun
sudah dimodelkan dalam 3-D.
Gelombang frekuensi sangat inggi keluar dari atmosfer Sebelum dipantulkan kembali, gelombang
Penelitian Ionosfer di Indonesia
Penelitian Ionosfer di Indonesia
Peneliian ionosfer dimulai LAPAN sejak tahun 1975 yang pada saat
itu masih berupa kajian. Selanjutnya, peneliian berkembang dengan
pengadaan alat pemantau ionosfer yang disebut ionosonda. Stasiun
pertama didirikan di Pameungpeuk yang mengoperasikan ionosonda
verikal dan ionosonda
drit
. Selain di Pameungpeuk, saat ini ionosonda
verikal juga telah dioperasikan di Biak, Ponianak, Menado, dan
Kototabang.
Ionosonda
Terdapat iga jenis ionosonda yang dimi
-liki oleh LAPAN, yaitu IPS-51, IPS-71, dan CADI. IPS-51 dan IPS-71 adalah ionosonda buatan Australia, sedangkan CADI (Cana
-dian Advanced Digital Ionosonde) buatan
Kanada. Keiga ionosonda beroperasi se -lama 24 jam dengan memancarkan
gelom-bang HF (1–22,6 MHz) seiap 15 menit.
Jangkauan pancaran gelombang kedua
ionosonda ini hingga keinggian 90-600
km.
Radar MF (Medium Frequency)
Peralatan MF-Radar bekerja pada frekuen
-si 1,98 MHz ini digunakan untuk peneliian
pola aliran udara atau angin netral pada
lapisan mesosfer dan termosfer di keing
-gian 60–100 Km (lapisan D dan E ionosfer)
di atas ekuator. Radar ini digunakan untuk
studi dinamika atmosfer atas.
Radar VHF
Radar VHF LAPAN termasuk jenis
radar MST (mesosfer-stratosfer-termosfer). Radar ini dapat dipakai untuk peneliian iregularitas atau keidakteraturan ionosfer pada la
-pisan E dan F seperi fenomena Es (E
Sporadis) dan ESF (Equatorial Spread
F), serta peneliian VHF-TEP (Very High Frequency-Trans Equatorial Pro-pagaion) di daerah ekuator.
Sistem komunikasi radio HF
Sistem komunikasi radio HF digunakan untuk menguji keberhasilan
perambat-an gelombperambat-ang radio melalui ionosfer. Ada dua hal pening yang ingin dicapai
dengan sistem komunikasi radio HF
ini, yaitu untuk menguji hasil prediksi frekuensi dan digunakan sebagai sara -na pengiriman data hasil pengamatan peralatan yang terdapat di
stasiun-sta-siun LAPAN ke Pussainsa, Bandung.
TEC Meter
Total Electron Content (TEC) meter
dioperasikan untuk mengetahui
ka-rekterisik ionosfer memanfaatkan teknologi GPS yang relaif lebih handal
daripada radiosonda atau balon.
Pe-neliian TEC terkini sudah diaplikasikan ke dunia penerbangan, geodesi, dan navigasi khususnya informasi koreksi
posisi pengguna GPS.
Ionospheric Scinillaion Monitor (ISM)
ISM adalah peralatan pengamatan un
-tuk peneliian sinilasi ionosfer. Peng-amatan dan peneliian efek sinilasi ionosfer menggunakan ISM sangat ber
-manfaat dalam studi geodinamik, sur
-vei, pemetaan dan lain-lain.
Airglow Imager
Peralatan airglow imager yang kini
di-operasikan di Kototabang merupakan
hasil kerjasama LAPAN dengan
Uni-versity of Kyoto, Jepang untuk menga
-mai perilaku atmosfer atas. Alat ini termasuk alat pengamat atmosfer atas secara opik. Hasil dari alat ini adalah
data gelombang gravitasi yang
menun-jukkan adanya transfer energi di dae
-rah atmosfer atas. Selain itu, alat ini mengamai komposisi molekul-molekul di ionosfer bawah dengan menangkap
cahaya-cahaya dari lapisan tersebut.
24
23
24
Saat ini, peralatan pengamatan ionosfer dioperasikan di berbagai stasiun pengamatan milik LAPAN
CADI dioperasikan di Biak (-1.0°,136.0°)
Airglow imager
dioperasikan di Kotota -bang (-0.3°, 100.35°)
IPS-71 dioperasikan di Sumedang (-6.91°, 107.83°)
CADI dioperasikan di Ponianak (-0.03°, 109.33°)
ekuator
IPS-51 dioperasikan
di Pameungpeuk (-7.65°, 107.96°)
Mengamati Ionosfer
Mengamati Ionosfer
Elektron-elektron di masing-masing lapisan ionosfer memilki frekuensi
osilasi tertentu yang bergantung pada kerapatan elektronnya. Gelombang
radio yang frekuensinya sama dengan frekuensi osilasi elektron di suatu
lapisan ionosfer akan dipantulkan oleh elektron-elektron di lapisan
tersebut, sedangkan gelombang radio yang frekuensinya lebih rendah
akan diserap dan gelombang radio yang frekuensinya lebih inggi akan
diteruskan. Sifat lapisan ionosfer inilah yang kemudian digunakan oleh
penelii ionosfer untuk memahami karakterisiknya.
Sinyal GPS
Satelit GPS yang berguna untuk
navigasi oleh penelii ionosfer
dapat dijadikan perangkat
un-tuk memahami ionosfer. Sinyal
gelombang radio satelit GPS akan me-ngalami pembiasan dan
pe-rubahan intensitas keika mele
-wai ionosfer sebelum akhirnya
diterima oleh penerima sinyal GPS di Bumi. Perubahan yang terjadi pada sinyal GPS inilah yang
digu-nakan oleh penelii ionosfer untuk mempelajari kondisi ionosfer.
Total Electron Content (TEC)
Perubahan yang terjadi pada sinyal GPS
ke-ika melewai ionosfer mengandung informasi kondisi ionosfer. Informasi tersebut adalah jum -lah atau kandungan elektron yang ada di
ion-osfer. Kandungan elektron di ionosfer disebut
total electron content (TEC). Sinyal GPS akan
mengalami delay ime dan perubahan fase saat
melalui ionosfer. Kedua hal ini dapat diketahui dengan menggunakan TEC. Secara kuanitaif, TEC berari jumlah elektron dalam kolom veri -kal berbentuk silinder dengan penampang selu-as 1 m2 sepanjang lintasan sinyal dalam lapisan
ionosfer pada keinggian sekitar 350 km. 1 TEC Unit (TECU) sama dengan 1016 elektron/m2. Pada
umumnya TEC berkisar antara 1 sampai 200 TECU.
26
Ionogram
Ionosonda merupakan radar ionosfer yang menggunakan gelombang radio HF, yaitu 2–20 MHZ. Ionosonda meman -carkan gelombang dengan
frekuensi pada range tersebut
secara verikal ke atas menuju ionosfer. Gelombang yang frek
-uensinya sama dengan
freku-ensi osilasi di suatu lapisan
ionosfer akan dipantulkan balik ke Bumi. Oleh ionosonda, frek -uensi yang terpantul dari
ionos-fer akan direkam menjadi jejak frekuensi osilasi dan keinggian ionosfer. Jejak frekuensi osi
-lasi dan keinggian ionosfer ini
disebut ionogram. Dari
iono-gram, penelii akan memper -oleh gambaran kondisi lapisan
ionosfer.
Memodelkan ionosfer
Berdasarkan data frekuensi ter-inggi yang masih dapat dipan
-tulkan di lapisan F2 (foF2) dan TEC di Indonesia dan seluruh stasiun ionosonda di dunia, penelii ionosfer LAPAN memo-delkan ionosfer di atas Indone
-sia dan sekitarnya. Model ion
-osfer yang dikembangkan ini
berupa model nilai foF2 near-real ime
un-tuk seiap jam. Selain itu, penelii ionosfer
LAPAN juga mengembangkan model
predik-si frekuenpredik-si radio HF antara Jakarta dan ibu
-kota seluruh provinsi di Indonesia. Model nilai TEC Indonesia juga dikembangkan di LAPAN. Sama dengan model foF2, model TEC merupakan model near-real ime iap
jam. Semua model ini dapat dilihat di situs
htp://www.dirgantara-lapan.or.id.
Lanjutkan membaca “Efek Ionosfer” di halaman 27
Ionogram pada siang hari
Ionogram pada malam hari
Jejak frekuensi lapisan ionosfer di keinggian 100 km. Lapisan ini berari lapisan E ionosfer.
Jejak frekuensi lapisan ionosfer di atas keinggian 400 km. Lapisan ini berari lapisan F2 ionosfer.
Frekuensi teringgi yang masih dapat dipantulkan lapisan F2. Frekuensi ini disebut frekuensi kriis lapisan F2 (foF2). Frekuensi gelombang radio di atas foF2 akan diteruskan.
Jejak frekuensi lapisan ionosfer di atas keinggian 200 km. Lapisan ini berari
lapisan F.
Pengukuran elektron menggunakan TEC
Jejak frekuensi lapisan ionosfer di keinggian 200-350 km. Lapisan ini
berari lapisan F1 ionosfer.
Dampak Ketidakteraturan
Lapisan Ionosfer
Dampak Ketidakteraturan
Lapisan Ionosfer
28
Flare
dan CME dengan intensitas besar jika mengarah ke Bumi
akan berdampak pada kondisi magnetosfer dan ionosfer.
Dampaknya di magnetosfer adalah badai magneik yang dian
-taranya dapat merusak jaringan listrik. Di ionosfer, dampaknya
adalah perubahan atau dinamika kelistrikan dan kerapatan
elektron di sana. Akibat dari dinamika ionosfer ini adalah
gangguan sistem teknologi komunikasi dan navigasi.
Feno-mena inilah yang disebut efek ionosfer pada aplikasi gelom
-bang radio.
Komunikasi radio HF
Komunikasi radio high frequency/HF
(3–30MHZ) memanfaatkan ionosfer se -bagai media pemantul dalam propagasi
(perambatan) gelombangnya. Meskipun komunikasi ini terlihat sederhana, komu -nikasi radio HF harus selalu ada dalam
sistem komunikasi suatu negara. Ini ka -rena komunikasi radio HF dapat
berper-an dalam keadaberper-an darurat. Komunikasi ini idak membutuhkan infrastruktur
yang mahal. Hanya perangkat radio HF, antena, dan catu daya yang dibutuhkan
dalam komunikasi ini.
Komunikasi blackout
Saat lare super besar mengarah ke
Bumi, Matahari akan memancarkan si
-nar-X berintensitas sangat inggi. Dalam waktu sekitar 8 menit, sinar-X ini sudah mencapai ke lapisan D ionosfer. Di la -pisan ini sinar-X akan mengionisasi mole-kul-molekul di sana sehingga kerapatan
elektronnya meningkat dengan drasis. Ini akan menyebabkan penyerapan (ab
-sorpsi) energi gelombang radio HF, ter-utama frekuensi rendah, sehingga ter -jadi pelemahan sinyal (fading). Bahkan, peningkatan kerapatan elektron yang
sangat besar di lapisan D ionosfer dapat
menyerap semua rentang gelombang
radio HF. Kondisi ini akan menyebab -kan terputusnya komunikasi radio HF.
magnetosfer. Saat parikel dan energi itu masuk ke ionosfer, akan terjadi peru-bahan dalam skala yang luas pada
dis-tribusi kerapatan elektron, kelistrikan, dan TEC di lapisan F ionosfer. Fenom
-ena ini disebut badai ionosfer. Dampak badai ionosfer ada dua, yaitu penurunan (badai ionosfer negaif) dan peningkatan (badai ionosfer posiif) kerapatan elek -tron di lapisan F2. Saat terjadi badai
ion-osfer negaif, terjadi kerapatan elektron lapisan F2 turun drasis sehingga nilai frekuensi kriis F2 (foF2) juga turun dras
-is. Efeknya adalah komunikasi radio HF jarak jauh idak dapat berjalan karena komunikasi tersebut menggunakan fre-kuensi inggi. Sebaliknya, badai ionosfer posiif bermanfaat bagi komunikasi ra
-dio frekuensi inggi karena meningkat
-kan kerapatan elektron di ionosfer. Sinilasi
Cahaya tampak hingga ke permukaan Bumi
Fenomena ini disebut blackout com
-municaion atau shortwave fadeout (SWF).
Kemunculan lapisan E sporadis (Es)
Kemunculan lapisan E dapat ter
-jadi pada malam hari, yaitu saat ter -jadinya hujan meteor dan perubahan transportasi elektron. Fenomena ini disebut E sporadis (Es). ES mempu-nyai kerapatan elektron yang sangat
inggi sehingga dapat memantulkan
gelombang VHF. Oleh karena itu, ke -munculan Es dapat menyebabkan
interferensi gelombang VHF untuk si -aran televisi.
Badai ionosfer
Saat terjadi badai geomagneik, par
-ikel dan energi elektromagneik dari CME dan lare akan masuk ke lapisan
Error atau kesalahan GPS
Error atau kesalahan GPS Satelit GPS di-gunakan untuk menentukan posisi
(navi-gasi) dan keinggian suatu objek di Bumi
(penerima sinyal GPS). Penentuan posisi didasari pengukuran waktu penjalaran sinyal gelombang radio dari satelit GPS hingga ke penerima sinyal GPS. Untuk
mengukur waktu penjalaran tersebut,
diperlukan penentu waktu yang akurat
pada penerima sinyal GPS. Selain itu, po
-sisi dan keinggian orbit satelit juga harus diketahui. Kemudian, hal yang idak
Sinilasi
Cahaya bintang tampak berkelap-kelip disebabkan karena adanya pergera-kan dan perubahan kerapatan
mole-kul-molekul di atmosfer Bumi. Sama halnya dengan cahaya bintang, gelom -bang radio satelit akan mengalami pe-rubahan kuat sinyal dengan cepat
ke-ika melewai ionosfer. Perubahan kuat
sinyal ini ditandai dengan perubahan
am-plitudo dan fase gelombang radio yang dinamakan sinilasi. Sinilasi disebab
-kan oleh keidakhomogenan kerapatan
elektron di lapisan F atau yang disebut
spread F. Untuk daerah kutub, penyebab
kalah pening adalah menentukan waktu tunda sinyal keika menjalar melalui at
-mosfer, yaitu melewai lapisan ionosfer (mengandung parikel bermuatan) dan lapisan troposfer (mengandung uap air).
Pemantulan beberapa kali gelombang
ra-dio saat dipermukaan Bumi (mulipath) juga menjadi faktor kesalahan saat me -nentukan posisi menggunakan GPS. Dari
semua faktor yang menyebabkan kesala
-han navigasi GPS, ionosfer adalah yang
terbesar.
Posisi dan keinggian orbit
satelit GPS
Graik yang menunjuk -kan adanya penurunan kerapatan elektron karena plasma bubble
Sinilasi pada sinyal salah satu satelit telekomunikasi Indonesia di orbit geostasioner yang tampak pada spectrum analyzer. Frekuensi sinyal sekitar 4 GHz.
Ionosfer menyebabkan sinilasi dan delay propagaion
Troposfer membiaskan
gelombang radio GPS
Gelombang radio GPS mengalami beberapa kali pemantulan,
sebelum akhirnya diterima oleh penerima sinyal
--Faktor-faktor kesalahan navigasi
GPS--Pengamatan plasma bubble
di atas Kototabang dengan
kamera CCD airglow
Saat melewai ionosfer, gelombang radio mengalami sinilasi yang disebabkan oleh plasma bubble
30
29
utama sinilasi adalah auroral paricle precipitaion yang terkait dengan sub
-storm. Sedang untuk daerah ekuator, sinilasi dapat disebabkan oleh plas
-mabubble yaitu daerah berkerapatan
elektron rendah di lapisan F. Seperi
halnya substorm, plasma bubble juga dipengaruhi oleh cuaca antariksa sehingga ditemukan lebih banyak
plasma bubble saat puncak akivitas Matahari. Sinilasi yang dapat diala -mi oleh satelit GPS maupun satelit telekomunikasi juga dapat
Cuaca Antariksa Ekstrem
Cuaca Antariksa Ekstrem
Isu mengenai kiamat di tahun 2012 menjadi hangat dibicarakan saat ini.
Sebagian orang menghubungkannya dengan ramalan suku Maya
dan kehancuran dunia di tahun tersebut. Jika diinjau dari siklus
Matahari, tahun 2012 memang merupakan tahun mening
-katnya akivitas matahari. Seperi pada siklus sebelumnya,
pada saat tersebut akan banyak terjadi akivitas
matahari yang dapat mengganggu magnetosfer dan
ionosfer di Bumi. Namun, benarkah itu semua
dapat menyebabkan terjadinya kiamat?
Puncak Siklus Matahari
Berdasarkan penomoran siklus matahari yang
berlaku saat ini, sekarang Matahari sedang berada pada awal siklus ke-24. Menurut perhitungan, puncak
siklus matahari ke-24 akan terjadi pada sekitar tahun
2012-2013. Pada saat puncak siklus matahari seperi itu, kemungkinan terjadinya CME atau lare sangat besar. Hanya
saja, ilmu pengetahuan dan teknologi yang ada saat ini belum bisa memprakirakan persisnya kapan terjadi CME atau lare. Hal
yang dapat dilakukan hanyalah menganisipasi kemungkinan ban
-yaknya akivitas matahari dalam rentang waktu yang panjang, sep
-eri antara tahun 2012 dan 2013.
Akivitas Matahari Ekstrem
Catatan kejadian mengenai akivitas Ma -tahari menunjukkan bahwa pada
bebera-pa tahun yang lalu telah terjadi akivitas Matahari yang sangat ekstrem. Salah sa -tunya adalah kejadian lare pada bulan Oktober hingga November 2003 yang menghasilkan lare terbesar dalam
seja-rah pengamatan Matahari modern. Peri
-siwa ini diketahui berpengaruh langsung terhadap kondisi ionosfer, magnetosfer,
dan beberapa teknologi landas bumi dan
luar angkasa. Namun, perisiwa lare be-sar ini belum diketahui menyebabkan
ke-hancuran planet seperi yang dinyatakan
oleh ramalan mengenai tahun 2012.
Flare yang terjadi pada bulan Oktober 2003
Mungkinkah badai matahari banyak terjadi pada tahun 2012?
31
32
31
Cuaca Antariksa Ekstrem
Cuaca Antariksa Ekstrem
Telah kita ketahui bahwa cuaca antariksa berpotensi merusak teknologi
dan kesehatan bahkan keselamatan manusia. Masalahnya adalah se
-makin hari kita se-makin bergantung pada teknologi yang kita ciptakan
sendiri sehingga gangguan sekecil apapun pada teknologi tersebut bisa
menimbulkan kecemasan. Tapi, perlukah kita cemas secara berlebihan?
Belajar dari sejarah
Dinamika cuaca antariksa mengakibatkan efeknya senaniasa bervariasi. Umumnya kita yang inggal di lintang rendah idak merasakan efek yang diimbulkan oleh cua
-ca antariksa tersebut bahkan sejak kita lahir. Mereka yang inggal di lintang inggi seperi di Amerika Utara dan Eropa lebih sering merasakan efek itu dalam wujud indahnya Aurora Borealis. Memang terkadang dampaknya fenomenal seperi yang terjadi pada Maret 1989 keika arus induksi yang berasal dari badai geomagnet merusak pembangkit tenaga listrik di Kanada, Amerika, dan Inggris.
Tabel 25 badai geomagnet terbesar ber
-dasarkan indeks Dst sejak 1932 hingga
2002. Jika dilihat dari indeks Dst-nya, badai Maret
1989 adalah yang terbesar sejak 1932 dengan nilai Dst mencapai -548 nT. Namun,
ternyata badai tersebut bukanlah yang
terbesar dalam sejarah, badai yang terjadi pada September 1859 diyakini jauh lebih
besar (ada yang memperkirakan Dst-nya
mencapai -1760 nT). Untungnya keika itu
manusia belum bergantung pada teknologi
seperi sekarang sehingga dampaknya ha-nya merusak jaringan telegraf yang sedang
berkembang saat itu.
Badai super seperi badai Sept 1859 yang
terkenal dengan nama Carrington event sangat jarang terjadi. Sayangnya catatan sejarah mengenai badai geomagnet yang kita miliki sangat terbatas sehingga sulit memperkirakan periode kejadiannya. Oleh
karena itu, idak ada alasan untuk kece -masan yang berlebihan. Yang diperlukan adalah pemahaman yang lebih baik ten-tang cuaca antariksa sehingga kita mampu
menganisipasi dampak negaifnya dengan
lebih baik.
Untuk menganisipasi dampak negaif cuaca antariksa,
LAPAN, khususnya Pussainsa, membangun sistem peringatan
dini bahaya cuaca antariksa ekstrem. Upaya pertama adalah
pem-bangunan sistem pengiriman data dari seiap stasiun pengamatan
dirgantara ke penelii-penelii di Pussainsa secara
online
. Upaya
berikutnya pembangunan ruang monitoring cuaca antariksa untuk
menampilkan kondisi Matahari, ruang antarplanet, magne
-tosfer, dan ionosfer secara
real-ime
. Selanjutnya, LAPAN
menyebarkan informasi kondisi cuaca antariksa ke pihak-pihak
yang membutuhkan informasi ini.
Waspada badai Matahari Melalui pengoperasian instru
-men opik seperi teleskop,
LAPAN memantau secara
kon-inu akivitas Matahari. LAPAN
juga mengoperasikan penga-matan antariksa secara radio
seperi spektrograf ipe SN4000
untuk memantau perubahan spektrum yang dihasilkan oleh
akivitas Matahari. Perubahan spektrum ini bermanfaat untuk
mengetahui ledakan-ledakan
yang terjadi di Matahari mela -lui gelombang radio yang di-pancarkan mengarah ke Bumi.
Dengan demikian, semua pe-risiwa di Matahari yang ber -potensi memberikan dampak
negaif pada akivitas manusia
dapat segera diketahui.
Waspada badai geomagneik
Secara real-ime, data geomag
-net dari seiap stasiun penga -mataan dikirim ke Pussainsa
di Bandung. Selanjutnya, data
tersebut diolah menjadi data
va-riasi harian geomagnet, indeks K, pulsa geomagneik (Pc3, Pc4, dan Pc5), dan polarisasi. Hasil pe-ngolahan indeks K, Pc3, dan Pc5 dijadikan informasi untuk mengetahui akivitas geomag -net lokal dan global akibat cuaca antariksa. Pemantauan indeks Dst secara real-ime juga dilakukan
oleh LAPAN. Selain itu, penelii
geomagnet LAPAN
mengembang-kan sistem Deteksi Otomais SC Badai Geomagneik untuk men
-deteksi badai geomagneik.
Monitor
kondisi awan
33
Pemantauan satelit
Saat ini, Indonesia memiliki satelit or -bit rendah yang digunakan untuk pe-mantauan wilayah dan satelit orbit
inggi untuk komunikasi. Semua satelit
ini memiliki potensi mengalami keru-sakan pada saat terjadi cuaca antariksa
ekstrem. Menganisipasi hal itu, LAPAN
mengembangkan alat pemantau lin-tasan satelit dan perangkat lunak untuk menganalisis cuaca antariksa yang berdampak mengganggu sistem teknologi satelit.
Pengamatan ionosfer secara real-ime
Ionosfer yang sangat berpengaruh pada penjalaran gelombang radio juga idak
luput dari pengamatan secara online
oleh LAPAN. Ionogram merekam ke-adaan ionosfer seiap 15 menit dan
hasilnya dikirim secara real-ime dari
seiap stasiun pengamatan ke Pussain -sa Bandung untuk mengetahui kondisi
ionosfer seiap saat. Penelii ionosfer
LAPAN juga mengembangkan model
ionosfer berupa peta TEC dan foF2 se -cara near real-ime.
Monitor kondisi Matahari
dan orbit satelit
Monitor
kondisi geomagnet
Monitor kondisi ionosfer
Ruang monitoring cuaca antariksa Pussainsa LAPAN
34
36
Layanan evaluasi kanal real-ime
Bidang Ionosfer dan Telekomunikasi
Pussainsa telah menyiapkan paket pro-gram pelayanan yang dapat digunakan untuk melakukan evaluasi kanal real
ime (EKRT) untuk komunikasi radio.
Perangkat ini akan terus
dikembang-kan, sejalan dengan perkembangan hasil peneliian di bidang.
EKRT dapat digunakan sebagai pan -duan dalam berkomunikasi radio
ber-basiskan informasi dari data terinte
-grasi melipui kondisi matahari, model prediksi, model regional, dan sistem
Jaringan Pengamatan Dirgantara
Pussainsa LAPAN
Jaringan Pengamatan Dirgantara
Pussainsa LAPAN
Pusat Sains Antariksa LAPAN, mempunyai lebih dari 30 instrumentasi
peneliian di 8 lokasi pengamatan di Indonesia. Melipui instrumentasi
untuk Bidang Matahari dan Antariksa seperi
radio spectrograph
dan
teleskop opik di Tanjungsari dan Watukosek, instrumentasi untuk
Pusat Sains Antariksa LAPAN, mempunyai lebih dari 30 instrumentasi
peneliian di 8 lokasi pengamatan di Indonesia. Melipui instrumentasi
untuk Bidang Matahari dan Antariksa seperi
radio spectrograph
dan
teleskop opik di Tanjungsari dan Watukosek, instrumentasi untuk
37
38
Bidang Ionosfer dan Telekomunikasi seperi GPS – GISTM di semua
lokasi pengamatan dan Ionosonda di 7 lokasi, dan instrumentasi un
-tuk Bidang Geomagnet Antariksa seperi magnetometer yang ter
-pasang di 6 lokasi pengamatan.
Jaringan Pengamatan Dirgantara
Pusat Sains Antariksa
Seiap lokasi pengamatan dilengkapi dengan jaringan VPN (Virtual Private Net
-work) berbasis komunikasi via satelit yang bekerjasama dengan PT. Lintasarta.
Ja-ringan transfer data ini menghubungkan iap instrument yang tersebar di daerah
ke pusat data di Bandung. Secara berkala VPN Client mengirimkan data pengama-tan dari instrumentasi ke Server di Bandung. Data hasil pengamapengama-tan kemudian ditampung dan dikelola dalam Database Server (dapat diakses melalui alamat web
htp://foss.dirgantara-lapan.or.id). WEB Server kemudian menyebarkan informasi
39
40
Jaringan Transfer Data Pengamatan
Pusat Sains Antariksa
Jaringan Transfer Data Pengamatan
Pusat Sains Antariksa
hasil litbang Pusat Sains Antariksa ke internet melalui dua layanan portal yang
dapat diakses pada htp://www.dirgantara-lapan.or.id dan htp://swm.dirgan
-tara-lapan.or.id. Alamat yang terakhir merupakan layanan monitoring cuaca
antariksa yang dibangun dan dikelola untuk memberikan informasi terkini cuaca
antariksa yang berguna bagi masyarakat dalam menganisipasi dampak gang
Layanan Portal
Pusat Sains Antariksa
Layanan Portal
Pusat Sains Antariksa
Pussainsa memiliki iga buah portal untuk layanan peneliian. htp://www.dirgan
-tara-lapan.or.id merupakan portal layanan informasi yang memuat layanan infor
-masi akiitas Matahari dan kemagnetan Bumi serta prediksi frekuensi komuni
-kasi. htp://swm.dirgantara-lapan.or.id merupakan layanan portal yang memuat
informasi monitoring cuaca antariksa yang selalu menampilkan info terkini ten
-htp://www.dirgantara-lapan.or.id
htp://swm.dirgantara-lapan.or.id
41
tang keadaan cuaca antariksa dan prediksi gangguan yang mungkin akan imbul. htp://foss.dirgantara-lapan.or.id merupakan portal yang berisi akses kepada
data hasil pengamatan yang sifatnya terbatas dan ditujukan sebagai layanan ke
-pada para penelii untuk mendapatkan dan bertukar data peneliian.