MODEL SPEKTRUM ENERGI FLUENS PROTON
PADA SIKLUS MATAHARI KE-23
Wilson Sinambela, S. L Manurung, Nana Suryana Peneliti Pusat Pamanfaatan Sains Antariksa, LAPAN
e-mail:[email protected] e-mail:[email protected]
ABSTRACT
We derived the energy spectra of solar proton flux with energy from more than 1 MeV until more t h a n 100 MeV which based on data monitored by GOES-10 from 1999-2004. The density of solar proton flux is negative exponensial energy function. Either monthly or yearly energy spectra is dominated by energy s p e c t r a of solar proton event as well as spectra energy of J u l y 2000 and October 2 0 0 3 . The amplitudo of energy spectra d e p e n d s on solar activity.
ABSTRAK
Berdasarkan d a t a fluks proton berenergi lebih dari 1 MeV hingga lebih dari 100 MeV yang diamati oleh GOES 10 dari 1999 s.d 2004 d i b a n g u n model s p e k t r u m energi
fluens proton. H u b u n g a n fluens proton dengan energi dinyatakan oleh fungsi
eksponensial negatif dari energi. Spektrum energi fluens proton t a h u n a n didominasi oleh spektrum energi dari peristiwa proton surya yang dibuktikan oleh terjadinya peristiwa proton surya p a d a J u l i 2000 dan Oktober 2 0 0 3 . S p e k t r u m energi fluens proton bergantung j u g a p a d a aktivitas matahari.
Kata kunci: Spektrum energi, Fluks proton, Fluens proton, Peristiwa lontaran proton surya
1 PENDAHULUAN
Kendaraan antariksa, seperti satelit komunikasi, yang b e r a d a p a d a orbit terutama GEO, {Geostasionary Earth
Orbit) diterpa oleh radiasi matahari setiap
saat. Radiasi itu adalah gelombang elektromagnetik d a n partikel energetik. Intensitas gelombang elektromagnetik dan fluks partikel energetik serta energi-nya sangat b e r g a n t u n g pada aktivitas matahari. Pada m a s a aktivitas matahari maksimum, t e r u t a m a ketika t e r d a p a t daerah aktif di m a t a h a r i , intensitas,
fluks dan energi radiasi elektromagnetik
dan partikel energetik j a u h lebih b e s a r dibandingkan p a d a m a s a aktivitas matahari m i n i m u m .
Radiasi elektromagnetik dan partikel t e r u t a m a proton energetik mempunyai daya ionisasi tinggi dan daya penetrasi kuat. J i k a emisi itu mengenai materi atau b e n d a di antariksa, ada
k e m u n g k i n a n m e n e m b u s k e dalam dan m e n i m b u l k a n ionisasi yang dapat m en gak ib at k an p e r u b a h a n sifat fisis dan kimia atom-atom a t a u molekul dari materi yang d i m a k s u d . Demikian j u g a ketika partikel t e r u t a m a proton energetik m e n e r p a k e n d a r a a n antariksa, proton energetik a d a yang h a n y a mengenai badan pesawat, sebagian m e n e m b u s sampai ke dalam pesawat dan mengenai komponen elektronik dan instrumen elektronik.
Barangkali interaksi dalam waktu singkat tidak menimbulkan penumpukan m u a t a n yang kecil dan peluang ionisasi rendah, tetapi k a r e n a interaksi ber-langsung dalam waktu lama dan fluks partikel d a n energinya meningkat seiring dengan peningkatan aktivitas matahari, m u a t a n t e r t u m p u k semakin besar (akumulasi muatan) dan peluang ionisasi semakin tinggi, atau semakin banyak atom-atom komponen elektronika
ionisasi. Penumpukan m u a t a n menimbul-kan aliran a r u s p e n d e k dan ionisasi menimbulkan p e r u b a h a n sifat fisis atom. Peristiwa ini d a p a t m e n ga ki ba tk a n keru-sakan pada kinerja sistem i n s t r u m e n bahkan yang p a d a a k h i r n y a terjadi anomali kinerja satelit.
Untuk mencegah terjadinya anomali kinerja satelit akibat dari interaksi proton energetik dengan pesawat anta-riksa dan i n s t r u m e n yang t e r p a s a n g
(on-board), diperlukan pelindung (shielding)
yang tidak rentan t e r h a d a p proton energetik. Untuk m e r a n c a n g pelindung perlu diketahui sifat-sifat fisis proton energetik dari m a t a h a r i . Sifat-sifat fisis itu adalah s p e k t r u m energi fluks proton pada waktu peristiwa lontaran proton, dan spektrum energi akumulatif tahunan dan setengah siklus aktivitas matahari.
Peristiwa proton m a t a h a r i (Solar
Proton Event/SPE), p a d a u m u m n y a terjadi
bersamaan dengan lontaran massa korona
(Coronal Mass Ejection/CME) d a n flare
matahari, Namun flare m a t a h a r i tidak selalu diikuti oleh lontaran m a s s a korona dan lontaran proton. J u m l a h emisi proton dari m a t a h a r i yang dimonitor oleh instrumen satelit di GEO, misalnya satelit GOES-10 dinyatakan oleh s a t u a n j u m l a h proton per s a t u a n luas per s a t u a n waktu per satuan s u d u t ruang disingkat dengan proton fluence [fluens proton) matahari, atau sfp dengan 1 sfp = satu proton str im^s-1.
Suatu peristiwa disebut peristiwa emisi proton (proton event) terjadi apabila
fluens proton pada tiga kali pengamatan
berturut-turut dalam selang waktu 5 menitan lebih b e s a r atau s a m a dengan
10 sfp p a d a energi lebih besar dari 1-5 MeV. Sebaliknya peristiwa proton ber-henti jika fluens k u r a n g dari 10 sfp dalam tiga kali p e n g a m a t a n b e r u r u t a n . Oleh karena itu peristiwa proton di matahari ditentukan dari nilai fluens-nya. Proton yang diamati oleh GOES-10 di GSO pada energi dalam interval dari lebih
atau fluens proton sebagai fungsi dari energi. Dari pengamatan GOES-10 dalam selang t a h u n 1999- 2 0 0 3 , fluens proton terbesar adalah fluens proton Oktober 2 0 0 3 , dan k e d u a adalah fluens proton p a d a J u l i 2 0 0 0 . Pola fluens proton t a h u n a n mengikuti aktivitas matahari dengan p e r k a t a a n lain fluens proton m a k s i m u m terjadi p a d a m a s a matahari aktif dan sebaliknya.
Berdasarkan d a t a fluens proton bulanan, t a h u n a n d a n kumulatif selama setengah siklus m a t a h a r i , serta periode matahari aktif dibentuk s u a t u model s p e k t r u m energi fluens proton. Model yang dimaksud adalah berupa persamaan matematis dengan beberapa konstanta. Dari model yang dibangun, m a k a fluens proton b u l a n a n , t a h u n a n , dan kumulatif yang a k a n d a t a n g d a p a t diprediksi.
2 PENGOLAHAN DATA DAN HASILNYA
GOES-10 memonitor fluens proton energi lebih b e s a r d a r i 1 MeV, 5 MeV, 10 MeV, 30 MeV, 50 MeV, 60 MeV dan 100 MeV, dinyatakan dengan F l , f5, flO, f30, f50, f60 dan flOO. S a t u a n peng-a m peng-a t peng-a n dpeng-alpeng-am j u m l peng-a h proton s t r - ' m - V yang diamati dalam rata-rata waktu p e n g a m a t a n lima menitan. Data peng-a m peng-a t peng-a n ypeng-ang diolpeng-ah peng-adpeng-alpeng-ah fluens proton dari 1999 s.d 2003, atau hampir setengah siklus m a t a h a r i , dalam m a s a matahari aktif. Interval waktu d a t a yang diolah ditetapkan demikian k a r e n a peristiwa proton atau solar proton event sangat jarang terjadi pada waktu matahari tenang
dan masa operasional satelit pada umum-nya adalah dari 5 sampai dengan 7 tahun. Data ini tersedia di www.sec.noaa.gov/ D a t a / .
Untuk m e m b a n g u n spektrum energi fluens proton atau pola fluens proton kumulatif satu bulan ditentukan apabila fluens proton lebih besar dari 10 sfp dalam tiga kali pengamatan berurutan dan berhenti jika fluens proton k u r a n g dari 10 sfp dalam tiga kali pengamatan
proton kumulatif t a h u n a n d a n kumulatif selama masa m a t a h a r i aktif masing-masing adalah jumlah kumulatif bulanan dan kumulatif dari setiap t a h u n .
Spektrum energi fluens proton 15-21 Juli 2000 d a n 5-8 Oktober 2 0 0 3 diperlihatkan p a d a G a m b a r 2-1 d a n 2-2. Spektrum energi fluens proton kumulatif tahunan dan kumulatif dalam m a s a lima tahun diperlihatkan oleh Gambar 2-3 dan 2-4. Berdasarkan d a t a dan gambar tersebut diperoleh p e r s a m a a n matematis pada bulan ekstrim dan kumulatif selama masa matahari aktif sebagai berikut:
Spektrum energi fluens proton Juli 2000 m e m e n u h i p e r s a m a a n ,
dengan Jp adalah fluens proton dan B energi proton dari 1 s a m p a i dengan 100 MeV.
Dalam satu siklus matahari hanya beberapa fenomena aktivitas matahari yang m e m a n c a r k a n proton, demikian j u g a dengan flare m a t a h a r i tidak selalu
diikuti lontaran proton a t a u peristiwa yang diikuti oleh lontaran proton (Solar
Proton Event/SPE). Fenomena aktivitas
matahari sering terjadi dalam m a s a aktivitas m a t a h a r i m a k s i m u m dan di sekitar m a s a t u r u n aktivitas matahari. Oleh k a r e n a itu fluens proton kumulatif t a h u n a n dan setengah siklus aktivitas matahari, 1999-2003, diperlihatkan oleh
Gambar 2 - 1 : S p e k t r u m fluks proton energetik, 1, 2 , 5 10, 3 0 , 60 dan 100 MeV. Data dari monitoring GOES 10 , hari ke 197 s a m p a i dengan 203 t a h u n 2 0 0 0 , (15-21 Juli 2000)
Spektrum Energi Fluens Proton, Jul/00 dan Okl/03
3 PEMBAHASAN
Proton berenergi lebih besar dari 1 MeV sampai dengan lebih b e s a r dari 100 MeV yang terlontar dari matahari yang sampai ke orbit geostasioner diamati oleh instrumen yang ditempatkan p a d a satelit seri GOES. Berdasarkan peng-amatan yang dilakukan selama satu siklus matahari yakni siklus ke 2 3 , tidak setiap t a h u n terjadi lontaran proton yang signifikan yaitu bila fluens proton rata-rata dalam tiga kali pengamatan ber-urutan dalam interval 5 menit lebih besar dari 10 sfp. Pada waktu terjadi lontaran proton yang signifikan spektrum energi proton yaitu fluks proton sebagai fungsi dari energi dalam interval energi seperti dinyatakan di a t a s mengikuti fungsi ekponensial negatif dari energi.
Proton energi tinggi adalah partikel yang mempunyai daya penetrasi tinggi bagi materi yang dilaluinya atau ditum-buknya, (Marvin, 2000). Dalam m a s a fenomena aktivitas matahari yang melon-tarkan proton, proton secara kontinu berinteraksi dengan k e n d a r a a n antariksa atau satelit t e r u t a m a satelit yang berada di GEO, seperti satelit komunikasi. Interaksi itu dapat menimbulkan pemuatan di b a d a n k e n d a r a a n dan menimbulkan loncatan b u n g a api yang menimbulkan kerusakan bagi sistem di luar pesawat seperti sel surya. Penetrasi proton energi tinggi demikian k u a t hingga ke dalam pesawat dan berinteraksi dengan sistem elektronik, m e m b u a t sistem tidak berfungsi. Interaksi itu ber-langsung dalam waktu lama dalam m a s a fenomena lontaran proton. Interaksi yang berlangsung lama dapat mengakibatkan kerusakan bagi sistem elektronik di kendaraan antariksa, sehingga diperlukan model fluens proton kumulatif sesuai dengan m a s a operasional k e n d a r a a n antariksa yang biasanya a n t a r a 5 sampai dengan 10 t a h u n atau lebih k u r a n g setengah siklus matahari.
Dari pengolahan d a t a diperoleh bahwa spektrum energi kumulatif dari
fluens proton dalam satu siklus matahari
berbentuk fungsi eksponensial negatif energi. Spektrum energi fluens proton diperlukan u n t u k m e r a n c a n g pelindung sistem elektronika t e r h a d a p gangguan dari proton energi tinggi dari matahari.
Spektrum energi proton bergan-t u n g p a d a siklus mabergan-tahari. Hal ini terlihat dari s p e k t r u m energi yang diper-oleh King (1974, 1975), Feyman et al. (1993). Oleh karena itu, u n t u k mengetahui s p e k t r u m energi p a d a siklus yang akan datang diperlukan prediksi siklus aktivitas matahari dan amplitudo m ak si m u m ny a .
4 KESIMPULAN
Fluks proton atau fluens proton
sangat b e r g a n t u n g p a d a energi. Fluks proton energi r e n d a h selalu lebih tinggi dari fluks proton energi tinggi. Spektrum energi proton setiap siklus adalah fungsi eksponensial dari energi. Amplitudo spektrum energi fluens proton diper-kirakan b e r g a n t u n g p a d a amplitudo dari siklus matahari.
DAFTAR RUJUKAN
Feynman, J.; G. Spitale; J. Wang; and S. Gabriel, 1993. Interplanetary Proton
Fluence Model: JPL 1991, J.
Geophys. Res., 9 8 , 13, 281-13, 294. King, J. H., 1974. Solar Proton Fluences
for 1977-1983. Space Missions, J.
Spacecraft Rockets, 1 1 , 4 0 1 .
King J. H.; and E. G. 1975. Stassinopoulos, Energetic Solar Protons vs. Terrestrially Trapped Proton Fluxes for the Active Years 1977-1983, J. Spacecraft Rockets 12, 122, (B20337).
Marvin, D. C, 2000. Assessment of
Multijunction Solar Cell Performance in Radiation Environments, Aerospace
Report No. TOR-2000(1210)-1.
