IDENT1FIKASI FLUKS MAGNETIK
DARI GERAK PASANGAN BINTIK BIPOLAR £,
Clara Y. YatiniPeneliti Pusat Pemanfaatan Sains Antariksa LAPAN ABSTRACT
Proper motion of a pair of bipolar spots is analyzed using TRACE white light d a t a to find their relation with the emerging flux. These spots were located u n d e r flaring region of NOAA 0424, which ejected an M 1 . 7 / S N flare on August 5, 2 0 0 3 . As t h e result, it is found t h a t t h e preceding moved westward of the following. We interpret this as the indicator of emerging magnetic flux triggering flare.
AB8TRAK
Gerak diri d u a b u a h bintik yang berpasangan dengan polaritas berbeda y a n g terletak tepat di b a w a h kaki pita dianalisis dengan m e n g g u n a k a n d a t a c a h a y a p u t i h TRACE u n t u k mengetahui p e r t u m b u h a n fluks magnetik yang m e n g h u b u n g k a n k e d u a n y a . Analisis dilakukan u n t u k flare kelas M1.7/SN yang terjadi tanggal 5 A g u s t u s 2 0 0 3 di NOAA 0424. Dari p e n g u k u r a n pergerakannya terlihat b a h w a bintik yang m e n d a h u l u i bergerak menjauh ke arah barat dari bintik y a n g mengjkuti. Gerakan ini d a p a t diinterpretasikan sebagi petunjuk a d a n y a fluks magnetik yang naik ke a t a s , dan memicu terjadinya flare.
Kata kunci: bintik bipolar, proper motion, flare, emerging, magnetic flux 1 PEND AHULU AN
Flare m e r u p a k a n fenomena energetik dari m a t a h a r i yang didahului oleh konversi energi d a r i energi m e d a n magnetik menjadi energi dalam b e n t u k lain. Proses konversi energi ini berlangsung dengan cepat, t e r u t a m a p a d a s a a t awal terjadinya flare. P a d a s a a t ini j u g a terjadi percepatan partikel menjadi energi tinggi. Kondisi ini m e m b u a t p a r a peneliti menyimpulkan b a h w a terjadinya flare dipicu oleh energi magnetik d a n ketidakstabilan plasma, Kondisi u t a m a y a n g diperlukan u n t u k terjadinya flare adalah a d a n y a d ae r ah aktif, sehingga p e n g e t a h u a n mengenai karakteristik m e d a n magnet dalam d a er ah aktif u n t u k m e m a h a m i pemicu terjadinya flare (Sundara Raman et al., 1998). Beberapa faktor d a p a t m e m p e n g a r u h i pembangkitan energi dalam d ae r ah aktif, misalnya kompleksitas magnetik, konfigurasi 8, m u n c u l n y a fluks, dan pergerakan di fotosfer.
Penelitian mengenai kaitan a n t a r a flare dan bintik m a t a h a r i telah l a m a dilakukan (misalnya Antalova, 1965; Gesztelyi, 1984). Pergerakan bintik
matahari y a n g cepat seringkali m e r u p a k a n pemicu terjadinya flare. Dezso et al. (1980) m e n e m u k a n adanya spot yang b e r u b a h arah bergerak dengan sangat cepat p a d a saat terjadinya fasa m a k s i m u m p a d a flare. P e r u b a h a n posisi dan
bentuk s u n s p o t selama fasa impulsif j u g a dikemukakan oleh Anwar et. al. (1993).
Gerak diri (proper motion) bintik m a t a h a r i p a d a u m u m n y a dianggap sebagai akibat dari a d a n y a interaksi yang kompleks p a d a rotasi matahari, m e d a n magnet, d a n proses konveksi. Gerak diri yang sistematis dalam bujur (longitude) m a t a h a r i telah diketahui dengan baik. Komponen yang lebih dahulu (disebut sebagai preceeding) bergerak searah dengan rotasi m a t a h a r i (ke a r a h tepi b a r a t matahari) selama beberapa hari b e r t u r u t - t u r u t dengan kecepatan yang m a k i n lambat, s e m e n t a r a bintik p a s a n g a n n y a (disebut sebagai folloming) bergerak sebaliknya, yaitu ke tepi timur a t a u diam (Kiepenheuer, 1953). Pergerakan relatif a n t a r a bintik preceding d a n folloming dengan polaritas berbeda diinterpretasikan sebagai akibat dari naiknya fluks magnetik di fotosfer (Gesztelyi, 1984; Mazzucconi, et al., 1990, van Driel-Gesztelyi & Petrovay, 1990). Munculnya fluks ini j u g a d a p a t memicu terjadinya flare bila terjadi rekoneksi dengan m e d a n magnetik yang s u d a h ada di a t a s n y a (Gambar 1-1). Bila gerak diri dari k e d u a bintik bipolar diinterpretasikan sebagai hasil dari t a b u n g fluks magnetik di bawah fotosfer yang sedang naik akibat gaya a p u n g magnetik, m a k a informasi dari sifat-sifat t a b u n g ini dapat diketahui.
U n t u k keperluan penelitian mengenai kaitan bintik m a t a h a r i dengan flare ini, m a k a diambil s a t u contoh daerah aktif yang m e m u n c u l k a n flare. Dalam hal ini sebagai daerah aktif yang diamati adalah NOAA 0424 yang melontarkan b a n y a k flare, salah s a t u n y a adalah flare p a d a tanggal 5 Agustus 2003. Yang diamati dari daerah aktif ini adalah pergerakan bintik yang terletak di bawah pita flare j a u h sebelum flare tersebut terjadi. Dari pergerakan pasangan bintik ini d i h a r a p k a n d a p a t diketahui j u g a sifat-sifat t a b u n g fluks magnetik yang menyebabkan rekoneksi dan kemudian memicu terjadinya flare.
G a m b a r l - 1 : Kiri: Naiknya fluks yang berkaitan dengan gerak p a s a n g a n bintik bipolar; p m e n y a t a k a n bintik preceeding, f adalah bintik following. W m e n u n j u k k a n barat, dan E m e n u n j u k k a n timur (van-Driel Gesztelyi & Leka, 1994). Kanan: Fluks yang naik terus p a d a s u a t u s a a t a k a n bertemu dengan medan magnetik yang s u d a h a d a di atasnya, d a n kemudian bisa mengakibatkan rekoneksi yang memicu terjadinya flare (Priest, 1982).
2 DATA DAN METODE ANALISIS
Daerah aktif NOAA 0 4 2 4 mulai t a m p a k di p e r m u k a a n m a t a h a r i p a d a saat d a e r a h ini m u n c u l di tepi timur p a d a tanggal 2 Agustus 2 0 0 3 . P a d a saat k e m u n c u l a n n y a d a e r a h ini s u d a h aktif d a n melontarkan b e b e r a p a f l a r e y a n g tidak terlalu k u a t (kelas B dan C dalam klasifikasi sinar X nya, yaitu dengan energi sinar X m a k s i m u m b e r t u r u t - t u r u t 10-7 d a n 10-6 Watt/m2). P a d a tanggal 5
A g u s t u s 2 0 0 3 j a m 12:46 UT d a e r a h aktif ini kembali melontarkan flare y a n g m e r u p a k a n flare yang kompak dengan kelas M1.7/SN. Artinya, energi sinar X m a k s i m u m n y a a d a l a h 1.7 x 1 05 W a t t / m2 (Gambar 2-1) d a n tergolong flare yang
kecil [subflare). P a d a s a a t ini daerah aktif terletak p a d a koordinat S16 E 3 3 a t a u terletak di b e l a h a n selatan matahari p a d a 16 derajat d a n timur p a d a 33 derajat. D a t a citra y a n g diperoleh adalah dalam panjang gelombang 171A d a n white light, seperti p a d a Gambar 2-2. Kedua gambar ini mempunyai u k u r a n 1024 x 1024 piksel. Dengan m e l a k u k a n superposisi k e d u a gambar yang diambil p a d a waktu yang s a m a (Gambar 2-2 kiri) dapat diketahui bintik yang berkaitan l a n g s u n g d e n g a n flare. P a d a gambar sebelah k a n a n diperlihatkan bintik yang terkait l a n g s u n g dengan flare, yaitu bintik A d a n B, dengan A adalah bintik negatif d a n B adalah bintik dengan polaritas positif. Sehingga dalam hal ini k e d u a bintik ini m e r u p a k a n p a s a n g a n bintik bipolar.
GOES 10 X-Rays:
00:00
03:00 06:00 09:00
Start Time (05-Aug-03 00:00:00)
12:00
G a m b a r 2 - 1 : Plot sinar X p a d a tanggal 5 Agustus 2 0 0 3 . Flare yang berasal dari NOAA 0424 adalah flare yang terjadi p a d a j a m 12.46 UT (tanda p a n a h ) . Kurva atas adalah p a d a panjang gelombang 1 - 8 A, b a w a h p a d a 0.5 - 4 A. Flare sinar X p a d a sekitar j a m 09 UT tidak berasal dari daerah ini, tetapi dari NOAA 0 4 2 1 . (sumber: Yohkoh Solar Observatory, http://www.lmsal.com/SXT/)
Gambar 2-2: Flare X1.7/SN y a n g terjadi di d a e r a h aktif 0424 p a d a j a m 12:46 UT. T a n d a p a n a h p a d a panel sebelah k a n a n m e n u n j u k k a n bintik m a t a h a r i (A dan B) yang terkait langsung dengan flare. Dalam gambar ini Utara ke arah atas, dan Barat ke a r a h k a n a n . U k u r a n gambar adalah 1024 x 1024 piksel dengan 1 piksel mewakili 0.5 detik b u s u r (arcsec) a t a u 3 6 0 km (sumber: Transition Region a n d Coronal Explorer)
Data yang digunakan m e r u p a k a n d a t a TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) yang diperoleh dari http://vestige.lmsal.com/TRACE/. TRACE merupakan misi yang diluncurkan NASA u n t u k mengamati korona m a t a h a r i dan daerah transisi dengan resolusi r u a n g dan waktu yang tinggi. D a t a yang dianalisis m e r u p a k a n d a t a dalam panjang gelombang 171 A u n t u k melihat posisi flare, d a n d a t a white light, u n t u k melihat bintik m a t a h a r i p a d a d a e r a h aktif tersebut. Citra bintik m a t a h a r i yang diperoleh sangat b a g u s k a r e n a tidak terpengaruh oleh seeing effect.
U k u r a n gambar daerah aktif NOAA 0424 yang dianalisis adalah citra white light yang mempunyai u k u r a n 768 x 768 piksel, dengan 1 piksel mewakili 0.5 detik b u s u r a t a u sekitar 360 km. Rentang waktu yang dianalisa adalah dari jam 01.00 UT s a m p a i 13.30 UT. Dengan selang waktu tiap gambar sekitar 1
menit, diperoleh d a t a white light sebanyak 622 gambar. Analisa dilakukan dengan m e n g u k u r posisi bintik m a t a h a r i yang terletak di bawah flare u n t u k setiap gambar.
P e n g u k u r a n gerak diri bintik matahari ini dilakukan dengan metoda cross correlation y a n g p a d a awalnya dilakukan oleh von der Luhe (1983), November (1986), d a n November & Simon (1988) u n t u k m e n g u k u r pergerakan granulasi di m a t a h a r i . Metode ini kemudian digunakan u n t u k m e n g u k u r pergerakan bintik dengan beberapa modifikasi. Dengan metode ini m a k a kesalahan p e n g u k u r a n akibat gerakan teleskop yang tidak tepat mengikuti gerak m a t a h a r i a t a u gerak acak teleskop itu sendiri (telescope jitter) d a p a t dihilangkan.
Ada beberapa langkah yang h a r u s dilakukan dalam m e n e r a p k a n m e t o d a ini, dalam p e n g u k u r a n besarnya pergeseran bintik (gerak dirinya) di p e r m u k a a n matahari. Yang p e r t a m a adalah dengan menggeser setiap gambar t e r h a d a p a c u a n tertentu sehingga diperoleh koefisien korelasi yang m a k s i m u m (Gambar 2-3). Kemudian, seperti p a d a Gambar 2-4, m e n g u k u r pergeseran setiap bintik u n t u k mengetahui posisinya dalam gambar p a d a setiap saat (Yatini et. al., 2003). Karen a gambar daerah aktif hanya mencakup sebagian daerah di piringan m a t a h a r i , m a k a besarnya pergeseran yang diukur adalah pergerakannya relatif terhadap s u a t u a c u a n , yang dalam hal ini yang digunakan sebagai a c u a n adalah kelompok bintik di m a n a k e d u a bintik yang berpasangan tersebut b e r a d a di dalamnya.
G a m b a r 2 - 3 : Sketsa superposisi gambar A dan gambar B u n t u k m e n e n t u k a n b e s a r n y a pergeseran gambar (x offset dan y offset) t e r h a d a p gambar a c u a n (gambar A). Sebagai bintik a c u a n adalah bintik nomor 1
Gambar 2-4: G a m b a r daerah aktif di m a n a bintik yang a k a n dihitung per-gerakannya adalah bintik 2 d a n 3 (dalam G a m b a r 2-2 disebut sebagai bintik B d a n A), di m a n a sebagai a c u a n a d a l a h konfigurasi bintik dalam kotak no 1
3 HASIL DAN PEMBAHASAN
Dengan m e n g g u n a k a n metode seperti di atas, m a k a diperoleh gerak bintik 2 d a n 3 t e r h a d a p konfigurasi bintik no 1. P a d a Gambar 3-1 diperlihatkan gerak bintik no 2 di dalam konfigurasi bintik di sekitarnya (gambar kiri). S u m b u horisontal m e n u n j u k k a n waktu dalam Universal Time (UT), sedangkan s u m b u horisontal menunjukkan besarnya pergerakan dalam piksel. Gambar a t a s adalah pergerakan dalam s u m b u x (arah bujur/longitudinal), gambar a r a h adalah pergerakan dalam s u m b u y (arah lintang/latitudinal). Pergerakan dengan garis yang t u r u n (x a t a u y m a k i n kecil) m e n u n j u k k a n b a h w a gerakannya adalah ke kiri atau ke b a w a h (ke a r a h timur atau selatan) t e r h a d a p referensinya, sedangkan garis yang n a i k berarti sebaliknya. Garis p u t u s - p u t u s p a d a gambar sebelah kiri m e r u p a k a n fitting polinomial m e n g g u n a k a n orde (derajat) 5. Pemilihan polinom orde lima ini berdasarkan k e s e s u a i a n n y a dengan data. Dari fitting ini k e m u d i a n dihitung kecepatan pergerakannya t e r h a d a p waktu, yang merupakan kecepatan bintik tersebut bergerak di dalam g r u p n y a (gambar kanan). P a d a gambar ini terlihat b a h w a p a d a awalnya (sebelum j a m 2 UT) bintik no 2 bergerak ke a r a h timur-selatan dari a c u a n n y a dengan kecepatan yang makin lambat. Kemudian bintik ini bergerak ke a r a h barat dengan
kecepatan yang hampir sama dengan acuannya. Kira-kira 2 jam sebelum
munculnya flare (±10 UT) bintik berubah arah menuju ke barat-utara dengan
kecepatan yang sedikit lebih besar. Setelah flare dilontarkan, bintik bergerak
dengan cepat ke arah timur selatan dengan kecepatan lebih dari 500 m per
detik pada akhir pengukuran.
Berbeda dengan bintik 2, bintik 3 tampak bergerak dengan kecepatan
yang hampir konstan ke arah barat (kira-kira 200 m per detik), dan pada arah
utara-selatan bintik ini tampak diam terhadap acuannya Gambar 3-2. Akan
tetapi kira-kira 2 jam sebelum flare terjadi bintik ini bergerak ke arah selatan
dengan kecepatan yang bertambah besar (kira-kira mencapai lebih dari 50 m
per detik saat terjadi flare), sedangkan dalam arah x (arah bujur) kecepatannya
melambat.
Relotive Motion: spot 2 - s p o t 1 Relotive Velocity: spot 2 - s p o t 1
4 6 8 time (hour] 10 12 14 6 8 lime (hour) 10 12 14 6 8 time (Hour) 10 12 14
Gambar 3-1: Pergerakan bintik no 2 (bintik positif) terhadap konfigurasi bintik
di sekitarnya (gambar kiri). Gambar kanan adalah kecepatannya
yang diturunkan dari fitting pada pergerakannya (garis
putus-putus pada gambar kiri).
Gambar 3-2: Pergerakan bintik no 3 (bintik negatif) t e r h a d a p konfigurasi bintik di sekitarnya (gambar kiri). Gambar k a n a n adalah kecepatannya y a n g d i t u r u n k a n dari fitting p a d a pergerakannya (garis p u t u s -p u t u s -p a d a gambar kiri).
U n t u k melihat pergerakan dari bintik bipolar, m a k a dibandingkan pergerakan k e d u a bintik ini. Dalam Gambar 3-3 diperlihatkan pergerakan bintik 3 dilihat d a r i bintik 2. Dilihat dari bintik 2, d a l a m a r a h longitudinal, bintik 3 tampak bergerak ke a r a h b a r a t dengan kecepatan yang b e r u b a h - u b a h . Hal ini terjadi sejak awal p e n g a m a t a n . Akan tetapi p a d a sekitar 2 j a m sebelum flare terjadi, geraknya b e r u b a h ka a r a h timur, w a l a u p u n k e m u d i a n setelah flare terjadi geraknya kembali ke a r a h barat dengan percepatan yang c u k u p besar. Pada akhir p e n g a m a t a n kecepatannya mencapai 700 m per detik. P a d a a r a h latitudinal (arah y) tidak a d a pergeseran yang berarti p a d a k e d u a bintik ini, tetapi seperti h a l n y a p a d a a r a h x, p a d a a r a h y ini sekitar 2 j a m sebelum flare bintik 3 t a m p a k bergerak ke a r a h selatan, d a n k e m u d i a n kembali lagi ke u t a r a , dengan kecepatan yang m a k i n besar dibandingkan dengan sebelum flare terjadi. Dari gerak k e d u a bintik bipolar ini terlihat b a h w a k e d u a bintik bergerak menjauh t e r u t a m a pada arah longitudinalnya dengan kecepatan yang bervariasi. Dari sini d a p a t dinterpretasikan b a h w a fluks magnetik yang m e n g h u b u n g k a n kedua bintik ini j u g a t e r u s naik. Gangguan atau ketidakstabilan fluks t a m p a k beberapa s a a t sebelum flare yang ditandai dengan p e r u b a h a n a r a h gerak bintik. Mungkin saja gangguan inilah yang memicu terjadinya flare. Setelah flare terjadi kedua bintik bergerak dengan kecepatan yang makin besar dalam a r a h longitudinal. M e n u r u t Anwar et. al. (1993) naiknya kecepatan bintik setelah terjadi flare berkaitan dengan distorsi medan magnet fotosfer yang berkaitan dengan flare itu sendiri.
G a m b a r a n u m u m mengenai p e m b e n t u k a n d a e r a h aktif yang telah diterima s a m p a i s a a t ini adalah b a h w a t a b u n g fluks yang b e r b e n t u k Q, bergerak n a i k dari d a s a r d a e r a h konveksi sampai akhirnya berpotongan dengan fotosfer m a t a h a r i u n t u k m e m b e n t u k daerah bipolar (Fan, 2001). Kemudian fluks ini a k a n t e r u s n a i k k e a t a s , m e m b e n t u k garis-garis m e d a n magnetik y a n g m e n g h u b u n g k a n k e d u a bintik bipolar tersebut. Munculnya fluks magnetik yang naik ke a t a s k a r e n a gaya a p u n g magnetiknya berkaitan erat dengan m u n c u l n y a flare. Ishii et al. (2000) m e n d a p a t k a n b a h w a terjadinya aktivitas flare yang tinggi terjadi di lokasi d a n p a d a s a a t fluks magnetik yang terpuntir m u n c u l ke fotosfer.
Relative Motion Spot 3 - Spot 2 Relative Velocity Spot 3 - Spot 2
4 6 8 lime (hour)
Gambar 3-3: Pergerakan bintik negatif no 3 t e r h a d a p bintik no 2 yang positif (gambar kiri). Kurva n a i k berarti b a h w a bintik bergerak ke k a n a n (barat) u n t u k a r a h longitudinal atau ke atas (utara) u n t u k a r a h latitudinal. Gambar k a n a n adalah kecepatannya yang d i t u r u n k a n dari fitting polinomial derajat 5 p a d a pergerakannya (garis p u t u s -p u t u s -p a d a gambar kiri).
4 KESIMPULAN
Gerak bintik d a n interaksi fluks magnetik m e r u p a k a n indikator yang baik u n t u k mengetahui proses penyimpanan energi (Priest d a n Raadu, 1975). Dalam penelitian ini telah ditunjukkan b a h w a a d a korelasi a n t a r a gerak bintik d a n terjadinya flare. Di sini terlihat b a h w a p a d a flare ini terlihat a d a n y a g er a ka n bintik bipolar yang saling menjauh. Bila gerak diri dari k e d u a bintik bipolar diinterpretasikan sebagai hasil dari t a b u n g fluks magnetik di bawah fotosfer
yang sedang naik akibat gaya a p u n g magnetik, m a k a d a p a t disimpulkan b a h w a tabung fluks magnetik yang m e n g h u b u n g k a n k e d u a polaritas ini j u g a naik. Naiknya fluks magnetik ini a k a n mengakibatkan terjadinya rekoneksi dengan garis m e d a n magnetik yang s u d a h a d a di atasnya, d a n rekoneksi ini menyebabkan terjadinya flare (Svestka, 1976; Priest 1982). Akan tetapi interpretasi ini m u n g k i n b u k a n s a t u - s a t u n y a kondisi yang m e n i m b u l k a n flare, karena m u n g k i n m a s i h a d a beberapa faktor lain yang d a p a t mengakibatkan ketidakstabilan yang mengakibatkan rekoneksi medan magnetik d a n lepasnya medan magnetik dalam b e n t u k energi flare.
DAFTAR RUJUKAN
Antalova, A., 1965. Bull. Astron. Inst, of Czech. 16, 3 2 .
Anwar, B., Acton, L.W., Hudson, H.S., Makita, M., McClymont, A.N., Tsuneta, S., 1993. Solar Phys. 147, 287.
Dezso, L., Gesztelyi, L., Kondas, L., Kovacs, A., Rostas, S, 1980. Solar Phys. 67, 317.
Fan, Y., 2 0 0 1 . Astrophys. J. 554, LI 11
Gesztelyi, L., 1984. Adv. Space Res. 4, No.7, 19.
Ishii, T.T., Kurokawa, H., Takeuchi, T., 2000. Publ. Astron. Soc. Japan 52, 3 3 7 . Kiepenheuer, K.O., 1 9 5 3 . in The Sun, ed. G.P. Kuiper (University of Chicago
Press, Chicago), p.322.
Mazzucconi, F., Coveri, C, Godoli, G., 1990. Solar Phys. 125, 2 6 9 . November L.J., 1986. Applied Optics 2 5 , 392.
November.L.J., Simon, G.W., 1988. Astrophys. J. 3 3 3 , 4 2 7 . Priest, E.R., R a a d u , M.A., 1975. Solar Phys. 4 3 , 177.
Priest, E.R., 1982. in Solar Magnetohydrodynamics, D. Reidel Publ. Co., Dordrecht, Holland.
Sundara R a m a n , K., Selvendran, R., Thiagarajan, R., 1998. Solar Phys.180, 3 3 1 . Svestka, Z., 1976. in Solar Flares, D. Reidel Publ. Co., Dordrecht, Holland.
Transition Region and Coronal Explorer NASA, http://vestige.lmsal.com/ TRACE/.
Van-Driel Gesztelyi, L., Petrovay, K., 1990. Solar Phys. 126, 2 8 5 .
Van-Driel Gesztelyi, L., Leka, K.D., 1994. in K.S. Balasubramaniam a n d George W. Simon (eds), Solar Active Region Evolution: Comparing Models with
Observations, ASP Conference Series, Vol 6 8 , 138. Von der Liihe, O., 1983. Astron & Astrophys. 119, 8 5 .
Yatini, C.Y., S u e m a t s u , Y., Mumpuni, E.S., 2 0 0 3 . Jurnal Matematika dan Sains, Vol 8 No. 3 , 97
