SINAR KOSMIK
Sinar kosmik merupakan partikel energi tinggi di angkasa luar yang
diduga berasal dari sisa-sisa bintang mati. Namun, IceCube mendeteksi bahwa
partikel-partikel itu tiba bukan dalam kondisi "seragam" dari semua
arah. Penelitian
terbaru menunjukkan bahwa sinar kosmik galaksi dapat mengubah iklim bumi,
mempengaruhi cuaca, memicu badai dan menutupi awan. Seperti dilansir Livescience.com, edisi 30 Juli 2010, studi menunjukkan bahwa
sinar kosmik berlebih datang dari satu bagian di langit, dan sinar kosmik yang
kurang kadarnya datang dari bagian lain.
SPEKTRUM ENERGI UNTUK SINAR KOSMIK
Sinar kosmik merupakan
energi partikel subatomik bermuatan, yang berasal di luar angkasa. Mereka
mungkin menghasilkan partikel sekunder yang menembus atmosfer bumi dan
permukaan. Sinar panjang adalah sejarah sebagai sinar kosmik yang dianggap
radiasi elektromagnetik. Sinar kosmik paling utama (mereka yang memasuki
atmosfer dari ruang angkasa dalam) terdiri dari partikel subatomik akrab stabil
yang biasanya terjadi di Bumi, seperti proton, inti atom, atau elektron. Namun,
sebagian kecil adalah partikel stabil antimateri, seperti positron atau
antiproton, dan sifat yang tepat dari sebagian kecil yang tersisa adalah area
penelitian aktif. Sekitar 89% dari sinar kosmik proton sederhana atau inti
hidrogen, 10% adalah inti helium atau partikel alfa, dan 1% adalah inti elemen
berat. Inti ini merupakan 99% dari sinar kosmik. Elektron menyendiri (seperti
partikel beta, meskipun sumber utama mereka tidak diketahui) merupakan lebih
dari 1% yang tersisa.
Berbagai energi
partikel mencerminkan berbagai sumber. Kisaran asal dari proses pada Matahari
(dan mungkin bintang lain juga), untuk yang belum diketahui mekanisme fisik di
terjauh alam semesta teramati. Ada bukti bahwa sinar kosmik energi yang sangat
tinggi yang dihasilkan selama periode jauh lebih lama dari ledakan sebuah
bintang tunggal atau peristiwa galaksi tiba-tiba, menunjukkan proses percepatan
beberapa yang mencakup jarak yang sangat jauh dalam hal ukuran bintang.
Mekanisme tidak jelas produksi sinar kosmis pada jarak galaksi ini sebagian
hasil dari fakta bahwa (tidak seperti radiasi lainnya) medan magnet di galaksi
kita dan galaksi lain tikungan arah sinar kosmik parah, sehingga mereka tiba
hampir secara acak dari segala arah, menyembunyikan petunjuk apapun dari arah
sumber awal mereka. Sinar kosmik dapat memiliki energi lebih dari 1020 eV, jauh
lebih tinggi dari 1012-1013 eV bahwa akselerator partikel Terestrial dapat
menghasilkan.
Sinar kosmik yang
diperkaya dengan lithium, berilium, dan boron berkaitan dengan kelimpahan
relatif dari unsur-unsur di alam semesta dibandingkan dengan hidrogen dan
helium, dan dengan demikian dianggap memiliki peran utama dalam sintesis ketiga
unsur melalui proses " sinar kosmik nukleosintesis ". Mereka juga
menghasilkan beberapa disebut isotop stabil dan radioisotop cosmogenic di Bumi,
seperti karbon-14. Dalam sejarah fisika partikel, sinar kosmik adalah sumber
penemuan positron, muon, dan pi meson.
Sinar kosmik
menulis bagian dari radiasi latar belakang alam di Bumi, rata-rata sekitar
10-15% dari itu. Namun, orang yang hidup di ketinggian yang lebih tinggi dapat
memperoleh beberapa kali lebih banyak radiasi kosmik dari pada permukaan laut,
dan awak penerbangan jarak jauh dapat melipatgandakan radiasi pengion paparan
tahunan mereka. Karena intensitas sinar kosmik jauh lebih besar di luar
atmosfer bumi dan medan magnet, diharapkan memiliki dampak besar pada desain
pesawat ruang angkasa yang aman dapat mengangkut manusia dalam ruang
antarplanet.
KOMPOSISI SINAR KOSMIK
Sinar kosmik secara
luas dapat dibagi menjadi dua kategori: primer dan sekunder. Sinar kosmik yang
berasal dari sumber astrofisika adalah sinar kosmik primer. Sinar kosmik primer
berinteraksi dengan materi antar menciptakan sinar kosmik sekunder. Matahari
juga memancarkan sinar kosmik energi yang rendah terkait dengan jilatan api
matahari. Hampir 90% sinar kosmik proton, sekitar 9% adalah inti helium (alfa
partikel) dan hampir 1% adalah elektron. Rasio hidrogen untuk inti helium (28%)
adalah sama sebagai rasio kelimpahan primordial unsur elemen ini (24%). Fraksi
yang tersisa terdiri dari inti berat lainnya yang produk akhir nuklir sintesis,
produk dari Big Bang, terutama lithium, berilium, dan boron.Ini inti cahaya
muncul dalam sinar kosmik dalam kelimpahan yang jauh lebih besar (~ 1%)
dibandingkan di atmosfer matahari, di mana kelimpahan mereka adalah sekitar
10-9% bahwa helium.
Perbedaan
kelimpahan adalah hasil dari cara sinar kosmik sekunder terbentuk. Karbon dan
oksigen inti bertabrakan dengan materi antar bintang untuk membentuk lithium,
berilium dan boron dalam proses yang disebut spallation sinar kosmik.
Spallation juga bertanggung jawab untuk menunjukkan jumlah ion skandium,
titanium, vanadium, dan mangan dalam sinar kosmik yang dihasilkan oleh tabrakan
inti besi dan nikel dengan materi antar bintang.
Eksperimen satelit
telah menemukan bukti dari beberapa antiproton dan positron dalam sinar kosmik
primer, meskipun tidak ada bukti dari inti atom antimateri kompleks, seperti
anti-helium inti (anti-alpha) partikel. Antiproton tiba di Bumi dengan maksimal
energi karakteristik dari 2 GeV, menunjukkan produksi mereka dalam proses
fundamental berbeda dari proton sinar kosmis.
ALIRAN SINAR KOSMIK
Fluks sinar kosmik
yang masuk pada bagian atas atmosfer tergantung pada angin matahari, medan
magnet bumi, dan energi dari sinar kosmik. Angin matahari berkurang
kecepatannya partikel yang masuk dan blok beberapa partikel dengan energi bawah
sekitar 1 GeV. Jumlah angin matahari tidak konstan karena perubahan aktivitas
matahari. Dengan demikian, tingkat fluks sinar kosmik bervariasi dengan
aktivitas matahari. Medan magnet bumi mengalihkan sebagian dari sinar kosmik,
sehingga menimbulkan pengamatan bahwa fluks ini rupanya tergantung pada
lintang, bujur, dan sudut azimut. Garis-garis medan magnet membelokkan sinar
kosmik ke arah kutub, sehingga menimbulkan aurora.
Pada jarak ~ 94 AU
dari Matahari, angin matahari mengalami transisi, yang disebut shock terminasi,
dari supersonik untuk kecepatan subsonik. Daerah antara shock pemutusan dan
heliopause bertindak sebagai penghalang sinar kosmik, penurunan fluks pada
energi yang lebih rendah sekitar 90%.
Di masa lalu,
diyakini bahwa fluks sinar kosmik tetap cukup konstan sepanjang waktu. Namun,
penelitian terbaru menunjukkan 1,5 sampai 2 kali lipat milenium-skala waktu
perubahan fluks sinar kosmik dalam empat puluh ribu tahun terakhir. Besarnya
energi fluks sinar kosmik di ruang antar bintang sangat sebanding dengan energi
lain ruang dalam: rata-rata energi sinar kosmik kepadatan sekitar satu
elektron-volt per sentimeter kubik ruang antar bintang, atau ~ 1 eV/cm3, yang
sebanding untuk kepadatan energi dari cahaya bintang terlihat sebesar 0,3
eV/cm3, bidang galaksi kepadatan energi magnetik (diasumsikan 3 microgauss)
yang adalah ~ 0,25 eV/cm3, atau latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB)
radiasi energi kepadatan di ~ 0,25 eV/cm3.
Namun, sinar
kosmik, tidak seperti komponen energi lain di atas, terdiri dari partikel pengion,
dan ini jauh lebih merusak proses biologi dari energi sederhana menyarankan.
Sebagaimana dicatat di bawah, sinar kosmik membuat rata-rata 10 sampai 15% dari
radiasi latar belakang pengion pada manusia di Bumi, tetapi komponen ini dapat
beberapa kali lebih besar untuk orang yang hidup pada ketinggian yang lebih
tinggi.
DETEKSI SINAR KOSMIK
Kosmik sinar Bulan
bayangan, seperti terlihat dalam muon sekunder terdeteksi 700 m di bawah tanah,
pada detektor 2 Soudan Bulan seperti yang terlihat oleh Compton Gamma Ray
Observatory, dalam sinar gamma yang lebih besar dari 20 MeV. Ini diproduksi
oleh penembakan sinar kosmik dari permukaannya.
Sinar kosmik
berbenturan dengan inti gas atmosfer, menghasilkan hujan, antara lain, pion dan
kaons, kerusakan yang menjadi muon. Ini muon dapat mencapai permukaan bumi, dan
bahkan menembus untuk beberapa jarak ke tambang dangkal. Muon mudah terdeteksi
oleh berbagai jenis detektor partikel seperti ruang awan atau ruang gelembung
atau detektor sintilasi. Muon Beberapa diamati oleh detektor terpisah pada saat
yang sama menunjukkan bahwa mereka telah diproduksi dalam acara mandi yang
sama. Sinar kosmik berdampak tubuh planet lain di tata surya yang terdeteksi
secara tidak langsung dengan mengamati emisi sinar gamma energi tinggi dengan
sinar gamma teleskop. Ini dibedakan dari proses peluruhan radioaktif oleh
energi mereka lebih tinggi di atas sekitar 10 MeV.
DETEKSI PADA SINAR KOSMIK
Ø
Deteksi oleh partikel track-etch teknik
Sinar kosmik juga dapat dideteksi langsung
oleh detektor partikel kapal satelit atau balon ketinggian tinggi. Dalam teknik
perintis dikembangkan oleh Robert Fleischer, P. Harga Buford, dan Robert M.
Walker, lembar plastik bening, seperti 1/4 mil Lexan polikarbonat, ditumpuk
bersama-sama dan terkena langsung sinar kosmik dalam ruang atau dataran tinggi
.Muatan inti menyebabkan kimia melanggar obligasi atau ionisasi dalam
plastik.Di bagian atas tumpukan plastik, ionisasi kurang karena kecepatan
tinggi sinar kosmik. Sebagai kecepatan sinar kosmik menurun karena perlambatan
dalam stack, ionisasi meningkat sepanjang jalan. Lembaran plastik yang
dihasilkan "tergores" atau perlahan dilarutkan dalam larutan natrium
hidroksida hangat kaustik, yang menghilangkan bahan permukaan pada tingkat yang
lambat yang dikenal.Para natrium hidroksida kaustik larut di tingkat yang lebih
cepat di sepanjang jalan dari plastik terionisasi. Hasil akhirnya adalah sebuah
lubang berbentuk kerucut atau lubang etch di plastik. Lubang etch ini diukur
dalam mikroskop daya tinggi (biasanya 1600X minyak imersi), dan tingkat etch
diplot sebagai fungsi dari kedalaman dalam plastik ditumpuk. Ini menghasilkan
kurva unik untuk setiap inti atom dari Z 1-92, memungkinkan identifikasi baik
biaya dan energi dari sinar kosmik yang melintasi tumpukan plastik.Semakin luas
ionisasi sepanjang jalan, semakin tinggi biaya.
Teknik ini telah digunakan dengan sukses
besar untuk mendeteksi tidak hanya sinar kosmik, tapi fisi inti produk untuk
detektor neutron.
Ø
Deteksi dengan mandi udara
Ketika
sinar kosmik memasuki atmosfir bumi mereka bertabrakan dengan molekul, terutama
oksigen dan nitrogen, untuk menghasilkan riam miliaran partikel yang lebih
ringan, mandi udara disebut.
Semua
partikel yang dihasilkan tetap dalam waktu sekitar satu derajat jalan partikel
primer.Partikel khas yang diproduksi di tabrakan tersebut dibebankan meson
misalnya positif dan negatif pion dan kaons.Ini kemudian membusuk menjadi muon
yang mudah terdeteksi oleh berbagai jenis detektor partikel.
Sebuah piranti pendeteksi sinar kosmik – dan
bahkan mungkin sekaligus melacak kehadiran Dark Matter – telah mengorbit pada
wahana Endeavour.
Detektor tersebut bernama Alpha Magnetic Spectrometer (AMS), hasil rancangan
nobelis fisika Samuel Ting.
AMS akan segera diinstal pada stasiun ruang angkasa internasional ISS (International
Space Station). Ting merancang AMS pada tahun 90-an, tapi mengalami
sejumlah kendala sehingga tertunda, salah satunya karena musibah yang menimpa ruang angkasa
Columbia saat masuk ke atmosfer Bumi tahun 2003.
Peluncuran AMS juga menandai akhir dari era
eksplorasi ruang angkasa karena ini adalah misi terakhir program wahana
ulang-alik NASA – pertama kali adalah misi Columbia pada April 1981. Peluncuran
dilakukan dari Kennedy Space Center di Florida disaksikan oleh Presiden Amerika
Serikat Barack Obama, yang memimpin perayaan peringatan 30 tahun program wahana
ruang angkasa NASA.
Detektor AMS, yang bernilai USD 2 milyar dan
dengan berat 7 ton, menggunakan magnet silinder 0,15 Tesla, diameter 1 meter,
dan tinggi 1 meter. Magnet ini berfungsi untuk memisahkan partikel-partikel
yang datang berdasarkan momentum dan muatan. Arah pembelokan gerak partikel di
dalam medan magnet bergantung apakah partikel tersebut materi atau antimateri,
sedangkan gradien pembelokkan ditentukan oleh kecepatan partikel tersebut.
Dengan demikian, detektor dapat membedakan jenis-jenis partikel yang beraneka
ragam dalam sinar kosmik.
Pencarian Dark Matter
Para fisikawan secara khusus tertarik dengan
positron berenergi tinggi (positron adalah anti-partikel dari elektron), yang
dapat dihasilkan dari tumbukan partikel Dark Matter di dalam galaksi Bimasakti.
Namun, kemampuan AMS untuk mendeteksi Dark Matter mengundang kontroversi.
Magnet di dalam detektor seharusnya adalah piranti superkonduktor dengan
kekuatan medan magnet 0,87 Tesla, yang menghabiskan waktu hampir satu dekade
untuk rancangan dan pembuatannya. Tapi, pada tahun 2010, para ilmuwan tiba-tiba
memutuskan untuk memakai magnet permanen yang lebih lemah yang telah diuji coba
di luar angkasa pada tahun 1998.
Perubahan ini dibuat untuk merespons
keputusan ilmuwan memperpanjang masa kerja ISS sampai tahun 2020 atau lebih.
Magnet superkonduktor hanya memiliki suplai helium cair (untuk pendingin)
selama tiga tahun, sehingga dapat membuat AMS tidak berfungsi pada sebagian
besar masa kerja ISS. Sebagai tambahan, uji coba AMS di CERN pada awal 2010
menunjukkan bahwa detektor tersebut lebih panas daripada yang diharapkan –
sehingga membuat helium cepat habis.
Meskipun sejumlah kritikan mengklaim bahwa
konfigurasi baru ini hanyamengurangi kemampuan detektor untuk menemukan Dark
Matter, sebagian ilmuwan lain yakin bahwa perubahan mendadak ini justeru akan
memberikan kegagalan.
Strangelets
AMS juga dapat mendeteksi strangelets, yaitu
materi yang terdiri dari kumpulan quark up, down, dan strange dengan kerapatan
yang luar biasa besar. Jenis baru materi ini pertama kali diusulkan oleh Edward
Witten pada tahun 1984, tapi belum pernah ditemukan di dalam eksperimen.
Strangelets dapat dihasilkan oketika sinar kosmik berenergi tinggi menghantam
atmosfer Bumi. Partikel-partikel ini diperkirakan memiliki rasio massa-muatan
yang sangat tinggi, yang berarti mereka seharusnya bergerak lurus dalam
detektor AMS.
AMS menggunakan serangkaian lembaran silikon
yang diletakkan nyaris berhimpitan di sepanjang lobang magnet. Lembaran silikon
ini bertugas untuk mendapatkan posisi partikel selama mereka bergerak di dalam
magnet. Untuk mengoptimalkan pergantian magnet sebanyak mungkin, tim AMS telah
menggeser dua dari lembaran silikon ini keluar lobang magnet. Para peneliti AMS
mengklaim bahwa resolusi momentum dari konfigurasi baru ini (dengan magnet
permanen) berada di dalam 10% dari yang mungkin dihasilkan oleh magnet
superkondutor.
Tim AMS juga mengatakan bahwa perpanjangan
masa eksperimen membuat AMS dapat mengumpulkan data enam kali lebih banyak dan
meningkatkan kemungkinan untuk melihat kejadian-kejadian langka sinar kosmik,.
Sebagai tambahan, jangkauan misi ini dapat diperluas sepanjang siklus utuh
Matahari, sehingga juga dapat mempelajari efek Matahari terhadap fluks sinar
kosmik.
Penyebab
penurunan intensitas sinar kosmik dapat dianalisis dari pola penurunan
intensitasnya. Dengan menggunakan data intensitas sinar kosmik dari Calgary,
data awan magnet dari Magnetic Field Investigation (MFI), dan data Sudden
Storm Commencement (SSC) dari National Geophysical Data Center,
diperoleh bahwa penurunan dapat disebabkan oleh interplanetary shock, awan
magnet, gabungan shock dan awan magnet, serta penurunan yang bukan
karena shock atau awan magnet. Analisis dilakukan dengan membandingkan
waktu mulainya penurunan intensitas sinar kosmik dengan waktu tibanya awan
magnet dan waktu terjadinya SSC
Bumi
setiap saat dihujani oleh atom-atom yang terionisasi dan partikel subatomik
lain yang disebut sebagai sinar kosmik. Sinar kosmik terdiri dari partikel
partikel yang berenergi tinggi dan dibagi menjadi dua komponen yaitu
partikel-partikel yang berasal dari luar heliosfer (yang disebut sebagai sinar
kosmik galaksi) dan yang berasal dari Matahari (disebut sebagai partikel
energetik). Energi yang dibawa oleh sinar kosmik umumnya berkisar antara 100
MeV sampai 10 GeV (Crosby, 2007). Sinar kosmik mempunyai peran yang cukup
penting pada lingkungan Bumi. Sinar kosmik dapat mengakibatkan ionisasi pada
lapisan D di ionosfer, yaitu pada ketinggian 50 km – 90 km di atas permukaan
Bumi. Di samping itu sinar kosmik juga berpengaruh terhadap variabilitas iklim
di Bumi karena sinar kosmik ini dapat berinteraksi dengan atmosfer Bumi dan
membentuk aerosol yang membantu pembentukan awan. Jumlah awan yang terbentuk di
atmosfer akan berpengaruh pada jumlah sinar Matahari yang sampai ke permukaan
Bumi. Banyaknya sinar kosmik yang sampai di permukaan Bumi dipengaruhi oleh dua
fenomena, yaitu angin surya dan medan magnet Bumi. Angin surya merupakan plasma
yang termagnetisasi yang berasal dari Matahari, dan dapat menyapu
partikel-partikel dengan energy di bawah 1 GeV. Angin surya mempunyai variasi
yang sesuai dengan aktivitas Matahari. Oleh sebab itu jumlah sinar kosmik yang
masuk ke atmosfer Bumi berbanding terbalik dengan aktivitas Matahari. Medan
magnet Bumi juga dapat mengurangi jumlah sinar kosmik yang sampai di Bumi. Intensitas
sinar kosmik di ekuator lebih rendah dari pada di kutub, karena partikel
bermuatan bergerak mengikuti garis medan magnet. Penurunan intensitas sinar
kosmik yang terjadi secara cepat disebut sebagai Forbush Decrease.
Istilah inimenunjukkan penurunan sinar kosmik yang terjadi dalam satu hari dan
akanpulih kembali ke tingkat intensitas sebelumnya atau ke tingkat
intensitasyang baru beberapa hari kemudian (Venkatesan dan Ananth,
1991).Sanderson et al. (1990) menunjukkan Analisis Penurunan Intensitas Sinar
Kosmik (Clara Y.Yatini) 37 bahwa penurunan sinar kosmik dapat disebabkan
oleh awan magnet. Awan magnet adalah suatu struktur dalam ruang antarplanet
yang mempunyai medan magnet kuat (Burlaga et al., 1981) dan terkait
dengan lontaran massa korona (Coronal Mass Ejection/ CME) dari Matahari
(Badruddin, 2001). Awan magnet dapat mengakibatkan perubahan signifikan pada
sinar kosmik (Mishra et al., 2005) karena medan magnet yang kuat dapat
menyapu sinar kosmik yang menuju ke permukaan Bumi. Adanya gelombang kejut di
ruang antarplanet (interplanetary shock) juga berpengaruh pada penurunan
intensitas sinar kosmik (Webb dan Wright, 1990), karena adanya shock dapat
mempertinggi kecepatan angin surya yang dapat mengurangi intensitas sinar
kosmik. Pada tulisan ini akan dibahas beberapa pola yang tampak pada penurunan
intensitas sinar kosmik. Perbedaan pola ini dikaitkan dengan adanya interplanetary
shock dan awan magnet, untuk mengetahui dan membedakan penyebab utama dari
penurunan intensitas tersebut. Perbandingan dilakukan dengan melihat waktu
datangnya shock, waktu datangnya awan magnet, serta waktu mulainya
penurunan intensitas dan waktu intensitas minimum dari sinar kosmik.
3.1 Penurunan Sinar Kosmik karena;
1.
Interplanetary Shock
Gambar 3-1 menunjukkan intensitas sinar
kosmik pada tanggal 10– 14 April 2001. Pada gambar tersebut, garis vertikal
utuh menunjukkan waktu sampainya shock (yang diperoleh dari waktu
munculnya SSC), sedangkan garis vertikal putus-putus menunjukkan waktu
datangnya awan magnet. Pada plot intensitas sinar kosmik terlihat bahwa
penurunan intensitas terjadi setelah sampainya shock. Shock
terdeteksi pada tanggal 11 April 2001 jam 15 UT, sedangkan awan magnet
terdeteksi hampir 17 jam kemudian. Pada saat awan magnet tiba, penurunan intensitas
sudah selesai dan intensitas sinar kosmik mulai mengalami pemulihan. Peristiwa
penurunan sinar kosmik yang masuk dalam kategori ini menunjukkan bahwa turunnya
sinar kosmik mulai terjadi hampir bersamaan dengan datangnya muka gelombang
kejut (shock front), sedangkan waktu datangnya awan magnet terjadi
setelah intensitas sinar kosmik mencapai minimum. Bisa dikatakan bahwa yang
berperan pada penurunan intensitas sinar kosmik pada peristiwa semacam ini
adalah interplanetary shock, bukan awan magnet. Lockwood et al.
(1991)juga menyimpulkan bahwa adanya
daerah turbulensi di antara shock dan awan magnet cukup efektif untuk
menahan sinar kosmik.
3.2 Penurunan Sinar Kosmik karena
1.
Awan Magnet
Pada
Gambar 3-2 terlihat bahwa penurunan sinar kosmik terjadi setelah datangnya awan
magnet, walaupun sebelum itu terdapat shock. Intensitas sinar kosmik ini
mencapai minimum 7 jam setelah datangnya awan magnet dan kemudian pulih setelah
2 hari kemudian. Pada kategori ini terlihat bahwa penurunan sinar kosmik dipicu
oleh lewatnya awan magnet. Awan magnet mempunyai medan magnet yang cukup kuat.
Jadi dalam peristiwa ini penurunan intensitas sinar kosmik disebabkan oleh
kenaikan kuat medan magnet, seperti yang diperoleh Sanderson et al. (1990) yang
menyatakan bahwa awan magnet mempunyai pengaruh yang tinggi terkait dengan
turunnya intensitas sinar kosmik.
2.
Penurunan Sinar Kosmik karena Interplanetary Shock dan Awan Magnet
Penurunan intensitas sinar kosmik terjadi
segera setelah sampainya shock dan terus berlanjut setelah datangnya
awan magnet. Awan magnet tiba enam jam setelah datangnya shock.
Sedangkan intensitas sinar kosmik terus turun sampai mencapai minimum menjelang
jam 00 UT tanggal 23 November 1997. Tampak bahwa penurunan intensitas ini bisa
saja disebabkan karena shock dan awan magnet.
3.
Penurunan Sinar Kosmik yang Bukan Disebabkan oleh Interplanetary Shock
Maupun Awan Magnet
Untuk pola intensitas yang tidak sesuai
dengan pola yang diakibatkan oleh shock maupun awan magnet termasuk
dalam kategori ini. Penurunan intensitas sinar kosmik terjadi setelah datangnya
shock maupun awan magnet. Penurunan intensitas yang terbesar, yaitu pada
tanggal 25 Maret 2002 tampaknya tidak disebabkan oleh awan magnet yang datang
pada tanggal 24 Maret maupun shock yang datang pada tanggal 23 Maret.
Selain karena shock dan awan magnet penurunan intensitas sinar kosmik
juga dapat disebabkan oleh Corotating Interaction Region (CIR) (Klein
dan Burlaga, 1982 ; Badruddin et al., 1986). CIR disebabkan oleh angin surya
yang berkecepatan tinggi menumbuk angin surya dengan kecepatan rendah yang
berada di depannya. Medan magnet dalam CIR ini cukup tinggi (Tsurutani et al.,
2006) sehingga dapat mengurangi intensitas sinar kosmik.
Tidak ada komentar:
Posting Komentar