ANALISIS PERGERAKAN BINTIK MATAHARI
Dl DAERAH AKTIF NOAA 0375
Oara Y. Yatint, E. Sunggfrtg Mumpunl Penelltt Puat Pemanfaatan Sains Mtiriksa, LAPAN
e m i t [email protected] ABSTRACT
The observation of the flaring s u n s p o t s group (active region) h a s been conducted to obtain the characteristic of spot's motion. In active region NOAA 0375 the motion i s divided i n two periods, 3 - 8 J u n e 2 0 0 5 , when the group was growing, and 10-12 J u n e 2 0 0 3 when it was decaying. By comparing the movement plots, we see that the strong flares were m o s t produced when the active region w a s in the decaying p h a s e .
ABSTRAK
P e n g a m a t a n t e r h a d a p gerak bintik dalam s u a t u grup bintik matahari (daerah aktif) y a n g menghasilkan flare dilakukan u n t u k mengetahui karakteristik pergerakan bintik-bintik yang a d a di d a l a m n y a . Pada d aer a h aktif NOAA 0 3 7 5 pergerakan bintik-bintik dalam d a e r a h tersebut p a d a tanggal 3 - 8 J u n i d a n 1 0 - 1 2 J u n i 2 0 0 3 memperlihatkan p e r t u m b u h a n dan peluruhan d a e r a h tersebut. Dari p e r u b a h a n luas g r u p tersebut dan dari d a t a
flare terlihat b a h w a flare k u a t y a n g dihasilkan p a d a s a a t g r u p ini meluruh
lebih banyak dibandingkan dengan p a d a s a a t d a e r a h ini berkembang. Kata kunci: Daerah aktif- bintik matahari - flare
1 PENDAHULUAN
Flare m e r u p a k a n fenomena energetik di atmosfer m a t a h a r i yang
melibatkan energi magnetik y a n g s e c a r a m e n d a d a k dikonversikan dalam energi b e n t u k lain. P a d a u m u m n y a persyaratan terjadinya flare adalah daerah aktif, sehingga s t u d i mengenai m e d a n magnetik di d a er a h aktif menjadi s a n g a t penting.
S a a t ini magnetic shear (sudut a n t a r a garis netral dengan garis-garis medan magnet transversal! dianggap sebagai kunci u n t u k memahami mekanisme p e n y i m p a n a n energi flare. Banyak flare terjadi di sekitar daerah yang konfigurasi magnetiknya mempunyai s u d u t [shear) y a n g besar (Zirin dan Tanaka, 1973; Kurokawa, 1987; Schmieder et. al., 1997). Akan tetapi banyak j u g a p e n g a m a t a n yang m e n u n j u k k a n bahwa magnetic shear tidaklah penting dalam k e m u n c u l a n flare (Chen et. al-, 1994; Fontenla et. al., 1995).
Tujuan dari p e n g a m a t a n t e r h a d a p d aer ah aktif ini adalah u n t u k memperoleh karakteristik dari d a er a h aktif y a n g m e m p u n y a i aktivitas flare
yang tinggi. Salah s a t u a s p e k y a n g a k a n dilihat di sini adalah evolusi dari grup bintiknya, t e r u t a m a pergerakan bintik m a t a h a r i dalam s u a t u grup, k a r e n a p e r g e r a k a n bintik ini berkaitan langsung d e n g a n mekanisme pelepasan energi magnetik. Hasil yang d i h a r a p k a n adalah p e n g e t a h u a n t e n t a n g b a g a i m a n a s e b u a h grup bintik m a t a h a r i b e r k e m b a n g d a n menghasilkan flare.
2 DATA DAN PENGOLAHANNYA
Daerah aktif y a n g dipilih u n t u k diteliti adalah d a e r a h aktif NOAA 0 3 7 5 . Daerah ini n a m p a k di piringan matahari sejak tanggal 2 J u n i d a n menghilang tanggal 14 J u n i 2 0 0 3 . Selama di piringan m a t a h a r i , d a e r a h ini m e m u n c u l k a n b a n y a k sekali flare sinar X (Tabel 2-1)
Tabel 2 - 1 : FREKUENSI FLARE SINAR X DENGAN KELAS LEBIH BESAR DARI KELAS C YANG DIHASILKAN OLEH NOAA 0 3 7 5 SELAMA KENAMPAKANNYA DI PIRINGAN MATAHARI. (SUMBER: SPACE
ENVIRONMENT CENTER)
Data y a n g d i p e r g u n a k a n p a d a penelitian ini, adalah d a t a aktivitas matahari yang diperoleh satelit TRACE {Transition Region and Coronal Explorer,
http:// vestige.lmsal.com/TRACEj. Data yang dipilih adalah d a t a dari tanggal
3 - 1 2 J u n i 2 0 0 3 . Citra yang diambil dari d a t a TRACE adalah b e r u p a d a e r a h aktif yang diamati dalam rentang cahaya tampak {white light). Pada umumnya d a t a yang dipilih m e m p u n y a i r e n t a n g waktu 1 j a m . Akan tetapi k a r e n a a d a b e b e r a p a r e n t a n g w a k t u y a n g tidak a d a datanya, m a k a dalam r e n t a n g waktu yang dipilih t e r s e b u t d a p a t d i k u m p u l k a n 93 d a t a citra m a t a h a r i dalam rentang c a h a y a t a m p a k . Data TRACE yang diperoleh m e m p u n y a i 3 m a c a m
ukuran, yaitu 512 x 512 piksel, 768 x 768 piksel, dan 1024 x 1024 piksel,
dengan 1 piksel mewakili 0.5 arcsec atau sekitar 360 km.
Contoh dari data TRACE yang telah diperoleh diperlihatkan pada
Gambar 2-1. Rangkaian data seperti ini, yang terdiri dari 93 data akan
dianalisa. Analisa dititikberatkan pada perkembangan grup bintik itu sendiri
dan bagaimana pergerakan bintik-bintik matahari yang ada dalam grup
tersebut. Seperti pada Gambar 2-1 terlihat jelas bagaimana grup ini
ber-kembang dengan cepat. Dari penelusuran ini diharapkan dapat diketahui
perkembangan grup bintik yang sangat aktif. Akan tetapi terdapat data yang
kosong, yaitu pada tanggal 9 Juni 2003. Perubahan daerah aktif yang cepat
dari tanggal 8 ke 10 Juni menyebabkan adanya bintik yang tidak dapat
ditelusuri, sehingga untuk menghindari kesalahan identifikasi bintik, maka
penelusuran pergerakan bintik dibagi menjadi 2 bagian, yaitu yang pertama
dimulai dari tanggal 3 sampai dengan 8 Juni dan yang kedua dari tanggal 10
sampai dengan 12 Juni 2003.
Analisis pergerakan bintik dalam grup dilakukan dengan menghitung
pergerakannya relatif terhadap satu bintik yang akan dijadikan acuan.
Sebagai langkah awal adalah menentukan posisi bintik pada masing-masing
gambar untuk memperoleh besarnya pergeseran. Untuk itu yang akan
dianalisa adalah gambar daerah aktif yang diperoleh dari TRACE. Karena
TRACE tidak merekam citra seluruh permukaan matahari, maka harus
diambil satu titik acuan sebagai titik nol relatif dari seluruh bintik yang
dihitung. Dengan melihat keseluruhan perkembangan daerah aktif, maka
diambil satu bintik yang stabil dan cukup jelas terlihat sebagai titik
acuannya. Setelah titik acuannya ditentukan, maka masing-masing bintik
yang akan diketahui dilihat dahulu posisinya dalam gambar dan dihitung
pergeserannya terhadap bintik acuan ini. Dalam perhitungan ini sebagai
acuan adalah bintik nomor satu seperti pada Gambar 2-2.
Besarnya pergeseran ini kemudian akan dikoreksi terhadap posisi
daerah aktif pada saat itu. Faktor koreksi ini diperlukan untuk mengetahui
pergeseran yang sesungguhnya, karena pengamatan akan dipengaruhi oleh
foreshortening, yaitu makin ke tepi matahari, daerah aktif akan terlihat makin
kecil. Besarnya pergeseran yang telah dikoreksi dihitung dengan persamaan:
(2-2)
3
(2-1)
Gambar 2-l:Beberapa contoh dari data dalam cahaya tampak (white lightj
TRACE yang akan dianalisa.Gambar atas: citra daerah aktif
0375 pada tanggal 3 Juni (kiri) dan 6 Juni (kanan). Gambar
bawah: tanggal 8 J u n i (kiri) dan 11 J u n i 2003 (kanan).
6 JUNI2003 04:12:29 UT 8 JUNI2003 04:28:58 UT
Gambar 2-2: Contoh perkembangan grup sunspot dalam beberapa gambar
pada tanggal 3 - 8 Juni 2003
Bila latitude (lintang) dinyatakan dengan sudut a, dan longitude (bujur)
dengan sudut p, dan jarak grup bintik dari ekuator matahari adalah A, maka
skemanya menjadi seperti pada Gambar 2-3.
N
Gambar 2 - 3 : S k e m a posisi bintik di m a t a h a r i d i n y a t a k a n dalam posisi lintang d a n bujur di m a t a h a r i
Koreksi posisi harian (cos 9 pada persamaan 2-2) pada besarnya
pergeseran ditunjukkan pada Tabel 2-2. Dengan demikian besarnya pergeseran
masing-masing bintik dikoreksi dengan faktor ini.
3 HASIL
3.1 Pergerakan Blntik Matahari di NOAA 0 3 7 5 pada Tanggal 3 - 8 Juni 2 0 0 3
Daerah aktif NOAA 0 3 7 5 mulai t a m p a k hemisfer m a t a h a r i p a d a tanggal 2 J u n i 2 0 0 3 dan kembali menghilang di tepi b a r a t p a d a tanggal 13 J u n i 2 0 0 3 . Selama periode ini d a t a y a n g d i k u m p u l k a n adalah dari tanggal 3 - 12 J u n i , kecuali u n t u k tanggal 9 J u n i tidak diperoleh d a t a da er ah aktif ini. Daerah ini berkembang dengan sangat cepat, seperti terlihat pada Gambar 2-2, dan menghasilkan b a n y a k flare (Tabel 2-1).
Bintik-bintik m a t a h a r i yang a d a di dae r ah aktif ini j u g a berkembang cepat, d a n menjadi sangat banyak. Secara garis b e s a r h a n y a diambil beberapa bintik y a n g a k a n dihitung pergerakannya, yaitu bintik-bintik y a n g bernomor seperti p a d a Gambar 2-2. Gerakannya adalah seperti p a d a Gambar 3-1 dan 3-2. Salah s a t u contoh saat terjadinya flare ditunjukkan dengan tanda p a n a h . P a d a saat ini flare yang terjadi adalah kelas M1.0 y a n g terjadi pada tanggal 6 J u n i 2 0 0 3 j a m 2 3 : 3 3 UT.
Pada plot j a r a k bintik t e r h a d a p a c u a n n y a ini t e r d a p a t beberapa data yang kosong, sehingga pergerakan bintik tidak lengkap. Akan tetapi dari
trend (kecenderungan) y a n g diperoleh, bintik yang terletak di sebelah kiri
(sebelah Timur) bintik a c u a n bergerak ke a r a h kiri (timur), s e d a n g k a n bintik yang terletak di sebelah k a n a n (Barat)nya t a m p a k bergerak ke a r a h k a n a n (Barat) a t a u setiap bintik t a m p a k menjauhi bintik a c u a n n y a . Kecepatan bintik-bintik p a d a a r a h ini berkisar a n t a r a 0 - 0.201 k m / d e t i k t e r h a d a p acuannya. Akibatnya l u a s g r u p makin besar. B e r t a m b a h n y a l u a s g r u p ini bisa disebabkan k a r e n a pergerakan fluks magnetik y a n g bergerak ke a t a s (naik), sehingga j a r a k a n t a r a bintik makin besar, b i s a j u g a sebagai akibat dari rotasi diferensial m a t a h a r i yang menyebabkan bintik y a n g terletak lebih dekat ke e k u a t o r bergerak lebih cepat dari p a d a bintik y a n g lebih j a u h dari ekuator m a t a h a r i . Sedangkan u n t u k arah Y (latitudinal) tidak terlihat perubahan j a r a k y a n g berarti dari masing-masing bintik t e r h a d a p a c u a n n y a .
Kecepatan t e r h a d a p bintik a c u a n n y a a n t a r a 0 - 0.068 k m / d e t i k .
3.2 Pergerakan Bintik Matahari di NOAA 0 3 7 5 pada tanggal 10 - 12 Juni 2 0 0 3
Pergerakan bintik m a t a h a r i mulai tanggal 10 J u n i dihitung dengan acuan bintik no. 1 (Gambar 3-3), dcmikian juga dengan penomoran binuknya. Sedangkan hasil p e n g u k u r a n n y a ditunjukkan p a d a G a m b a r 3-4 d a n 3-5.
P a d a r e n t a n g waktu ini a d a beberapa flare b e s a r yang muncul, diantaranya 2 flare k e l a s X, y ai tu X1.7 p a d a tanggal 10 J u n i 2 0 0 3 j a m 21:31 UT dan X1.6 p a d a tanggal 11 J u n i 2 0 0 3 j a m 20:01 UT. Selain dua flare klas X ini a d a b a n y a k flare kelas M y a n g m u n c u l (Tabel 2-1)
Gambar 3-2: Pergerakan bintik-bintik matahari dalam daerah aktif NOAA
0375 pada tanggal 3 - 8 Juni 2003 pada arah y (arah lintang
matahari). Pergerakan dihitung relatif terhadap bintik no 1
Gambar 3-4: Pergerakan bintik-bintik matahari dalam daerah aktif NOAA
0375 pada tanggal 10 - 12 Juni 2003 pada arah x (arah bujur
matahari). Pergerakan dihitung relatif terhadap bintik no 1
Gambar 3-5: Pergerakan bintik-bintik m a t a h a r i dalam d a e r a h aktif NOAA 0 3 7 5 p a d a tanggal 1 0 - 1 2 J u n i 2 0 0 3 p a d a a r a h y (arah lintang matahari). Pergerakan dihitung relatif t e r h a d a p bintik no 1
Pada Gambar 3-4 d a n 3-5 terlihat bahwa j a r a k a n t a r bintik berkurang, yang ditunjukkan dengan gerak ke k a n a n (barat) u n t u k bintik-bintik yang terletak di sebelah kiri bintik a c u a n , d a n gerak ke kiri (timur) u n t u k yang terletak di sebelah k a n a n bintik a c u a n . Kecepatan t e r h a d a p bintik a c u a n n y a p a d a a r a h x (longitudinal) berkisar a n t a r a 0 - 0 . 0 9 k m / d e t i k , d a n p a d a a r a h y (latitudinal) antara 0 - 0.07 km/detik. Dengan demikian luas grup bintik makin mengecil. P e n g u r a n g a n l u a s bintik ini m e n u n j u k k a n b a h w a d a e r a h aktif tersebut s u d a h mulai m e l u r u h . Akan tetapi ternyata p a d a s a a t m e l u r u h ini j u s t r u m u n c u l flare b e s a r kelas X.
4 PEMBAHASAN
Dari pergerakan bintik dari tanggal 3 - 8 J u n i , k e m u d i a n dilanjutkan dengan tanggal 1 0 - 1 2 J u n i 2 0 0 3 , terlihat a d a n y a p e r b e d a a n yang jelas p a d a pergerakan bintik, t e r u t a m a u n t u k a r a h longitudinal (bujur). Pada saat d a e r a h aktif ini b e r k e m b a n g j a r a k masing-masing bintik t e r h a d a p a c u a n n y a makin besar. Selain k a r e n a akibat rotasi diferensial m a t a h a r i , bisa jadi fluks magnetik y a n g m e n g h u b u n g k a n bintik bipolar makin naik, sehingga bintik makin menjauh. P a d a r e n t a n g waktu ini banyak flare y a n g dihasilkan, a k a n tetapi u m u m n y a adalah flare kelas C dengan kelas terbesar adalah flare kelas M1.0.
Pada tanggal 1 0 - 1 2 J u n i 2 0 0 3 , grup ini mulai meluruh, yang ditandai dengan pergerakan bintik yang makin m e n d e k a t t e r h a d a p a c u a n n y a (jarak terhadap a c u a n makin kecil), yang mengakibatkan l u a s n y a makin kecil. Akan telapi pada s a a t m e l u r u h ini j u s l r u b a n y a k _/Zare bcsar yang dihasilkan, yaitu sebanyak 20 flare kelas M dan 2 flare X (Tabel 2-1).
Pada s a a t d a e r a h aktif mencapai m a k s i m u m , f l u k s b a r u y a n g m u n c u l akan menyesuaikan dengan fluks lama y a n g s u d a h ada, d a n m e m b e n t u k struktur magnetik yang b a r u . Karena garis-garis m e d a n p a d a d ae r ah ini sudah sulit u n t u k b e r u b a h , fluks baru ini a k a n t e r u s m e n d e s a k ke a t a s sampai terjadinya kondisi yang lebih stabil. Apabila terjadi p e r u b a h a n m a k a rekoneksi a k a n terjadi dan timbullah flare. Hal inilah yang menyebabkan terjadinya flare y a n g c u k u p besar p a d a saat da er ah aktif mulai meluruh.
5 KESIMPULAN
Daerah aktif NOAA 0 3 7 5 m e r u p a k a n d a e r a h y a n g s a n g a t aktif, y a n g melontarkan b a n y a k sekali flare selama k u r u n waktu p e n a m p a k a n n y a di piringan matahari. Pergerakan bintik di daerah aktif NOAA 0375 menunjukkan bahwa l u a s bintik d a p a t berkembang (makin luas) d a n p a d a saat tertentu setelah mencapai m a k s i m u m , l u a s n y a a k a n berkurang. Flare-flare y a n g dilontarkannya bervariasi dari kelas B sampai dengan X. P a d a saat perkembangannya, lebih b a n y a k flare kelas C yang dilontarkan, s e d a n g k a n pada saat p e l u r u h a n n y a j u s t r u kelas flare yang k u a t lebih banyak dihasilkan.
Dari karakteristik d a er a h ini diketahui b a h w a flare y a n g besar dilontarkan p a d a s a a t d a e r a h aktif (grup sunspotj mulai m e l u r u h , b u k a n pada saat p e r k e m b a n g a n n y a . Pada s a a t m a k s i m u m fluks y a n g baru a k a n terus m e n d e s a k garis-garis m e d a n magnetik y a n g telah terbentuk sebelumnya sehingga diperoleh keadaan y a n g lebih stabil. Proses ini a k a n mengakibatkan terjadinya rekoneksi sehingga k e a d a a n ini mungkin yang mengakibatkan m u n c u l n y a flare-flare yang besar p a d a s a a t d ae ra h aktif mulai meluruh.
DAFTAR RUJUKAN
Chen, J . , Wang, H., Zirin, H„ Ai, G., 1994. Solar Phys. 154, 2 6 1 .
Fontenla, J. M., Ambastha, A., Kalman, B., Csepura, G., 1995. Astrophys. J., 4 4 0 , 894.
Kurokawa, H-, 1 9 8 7 . Solar Phys. 113, 2 5 9 .
Schmieder, B., Aulanier, G., Demoulin, P., van-Driel Gesztelyi, L., Roudier, T., Nitta, N., Cauzzi G., 1997. Astron & Astrophys. 3 2 5 , 1213.
Transition Region a n d Coronal Explorer, http:/ / vestiae.lmsalcom/TRACE/. Zirin, H., Tanaka, K., 1973. Solar Phys. 32, 173.
