Selasa, 22 Mei 2012

SINAR KOSMIK


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:

Poskan Komentar