PENGEMBANGAN TELESKOP RADIO DAN INTERFEROMETER JOVE DUA ELEMEN DI OBSERVATORIUM BOSSCHA

1. PENGEMBANGAN TELESKOP RADIO DAN INTERFEROMETER JOVE DUA ELEMEN DI OBSERVATORIUM BOSSCHA TUGAS AKHIR Karya tulis sebagai salah satu syarat untuk memperoleh gelar Sarjana dari Institut Teknologi Bandung Oleh: ALFAN NASRULLOH 103 05 008 PROGRAM STUDI ASTRONOMI FAKULTAS MATEMATIKA DAN ILMU PENGETAHUAN ALAM INSTITUT TEKNOLOGI BANDUNG 2011

2. PENGEMBANGAN TELESKOP RADIO DAN INTERFEROMTER JOVE DUA ELEMEN DI OBSERVATORIUM BOSSCHA Oleh: Alfan Nasrulloh NIM: 103 05 008 Program Studi Astronomi Institut Teknologi Bandung Menyetujui, Dosen Pembimbing Tanggal .....Maret 2011 Dr. Tauﬁq Hidayat NIP.131875037 Tim Penguji: 1. Dr. Mahasena Putra 2. Dr. Dhani Herdiwijaya 3. Dr. Moedji Raharto

3. PEDOMAN PENGGUNAAN TUGAS AKHIR Tugas Akhir S1 yang tidak dipublikasikan terdaftar dan tersedia di Perpus- takaan Institut Teknologi Bandung, dan terbuka untuk umum dengan ketentuan bahwa hak cipta ada pada penulis dengan mengikuti aturan HaKI yang berlaku di Institut Teknologi Bandung. Referensi kepustakaan diperkenankan dicatat, tetapi pengutipan atau peringkasan hanya dapat dilakukan seizin pen- garang dan harus disertai dengan kebiasaan ilmiah untuk menyebutkan sum- bernya. Memperbanyak atau menerbitkan sebagian atau seluruh tugas akhir harus atas izin Program Studi Astronomi, Institut Teknologi Bandung.

4. ABSTRAK Interferometer merupakan hal yang sangat penting dalam astronomi radio. Dengan panjang gelombang yang jauh lebih panjang dari panjang gelombang optik, membuat astronomi radio dituntut untuk menggunakan teleskop dengan aperture yang jauh lebih besar pula untuk mendapat resolusi spasial yang tinggi. Membangun teleskop radio dengan aperture yang sangat besar akan sulit dilakukan secara teknis. Sebagai alternatif, maka digunakan teknik interferometry. Oleh sebab itu, teknik ini juga perlu dikembangkan di Observatorium Bosscha. Dalam Tugas Akhir ini, pekerjaan akan berfokus pada pengembangan teleskop radio dan interferometer JOVE dua elemen dan dilanjutkan dengan testing. Sistem teleskop radio ini bekerja pada frekuensi sekitar 20,1 MHz. Be- berapa hasil testing pengamatan terhadap planet Jupiter, Matahari, dan testing interferomter juga akan disampaikan. Key words: Teleskop Radio, Interferometer, JOVE.

5. ABSTRACT Interferometer is one of great importance in radio astronomy. With wavelengths much longer than optics, makes radio astronomy also require to use the telescope with a much larger aperture to get a high spatial resolution. Build radio telescope with large apperture bring some technical problem. Interfero- metry as the alternative can answer the problem. Therefore, This technique also needs to be developed at the Bosscha Observatory. In this ﬁnal project, work will focus on developing JOVE radio telescope and interferometer of two element proceed with testing. This radio telescope system is working on frequency 20,1 MHz. Some testing results of observation of the planet Jupiter, Sun, and testing interferomter also be submitted. Key words: interferometer, Radio Telescope, JOVE.

6. ’Hey, If I don’t who else will’ –David Brodrick, 2004–

7. KATA PENGANTAR Bismillahirrahmanirrahiim... Segala puji dan syukur kami panjatkan kehadirat Allah SWT, Tuhan Seluruh Alam. Yang menciptakan Matahari, Planet, Galaksi dan seluruh alam semesta ini. Dengan Izin-Mu, kami mempelajari dan merenungi alam jagat raya yang Engkau Ciptakan. Semoga semua ilmu yang dipelajari bisa memperkuat iman dan menjadi ibadah yang Engkau Ridhai serta menjadi bekal amal yang akan kami bawa pada kehidupan setelah kehidupan di dunia ini. Hamba bersyukur atas waktu, kesehatan, kesempatan, dan segala sesuatunya sehingga Tugas Akhir ini bisa selesai. Semoga Tugas Akhir ini bisa memberi ilmu pengetahuan yang bermanfaat bagi penulis dan manusia pada umumnya dalam menjalankan tugas sebagai khalifah di muka bumi ini. Sholawat serta salam kepada junjungan kita Nabi Muhammad SAW. Se- moga Allah SWT Ridha pada keluarga dan sahabatnya yang tetap ta’at mengikuti jejaknya. Aaamiiin Terima kasih penulis sampaikan kepada orang tua yang telah memberikan kebebasan kepada penulis untuk memilih studi yang diinginkan dan memberikan kesempatan kepada penulis untuk belajar bertanggungjawab terhadap pilihan dan konsekuensi dari pilihan yang diambil. Terimakasih atas segalanya. Dukungan dari kakek dan nenek juga sangat besar dirasakan oleh penulis, terutama do’a yang tidak pernal lelah diucapkan. Terima kasih Ayah dan Ibuk atas do’a-nya juga yang tidak pernah terhenti pada putra putinya yang sedang berjuang menuntut ilmu. Terima kasih, semoga Allah SWT Menyayangi mereka seperti mereka menyayangi penulis waktu kecil dengan kasih sayang yang tiada tara. Terima kasih kepada Dr. Tauﬁq Hidayat yang memberi kesempatan kepada penulis untuk menuntut ilmu dari beliau. Terima kasih atas ’mainan’ baru yang disediakan. Dukungan secara moral juga penulis rasakan sangat besar. Terima kasih telah menerima penulis sebagai murid dengan suasana kekeluar- gaan yang hangat. Terima kasih kepada Prof. Dr. Andrian B. Suksmono dan Pak Saroyo dari LTRGM atau Lab Radar yang bersedia untuk ’bermain’ bersama. ’Mainan’ yang ada sangat mengasyikkan. Semoga kedepan ada ’mainan-mainan’ baru v

8. lagi yang siap digunakan untuk kemajuan ilmu pengetahuan bangsa Indonesia. Terima kasih kepada Pak Agus Stiawan, Pak Agus Subang, Pak Iwa, Mas Irfan dan semua staf teknis Observatorium Bosscha atas smua bantuannya mendirikan antena dan penataan jalur transmisi dalam pengembangan teleskop radio ini. Terima kasih kepada Dr. Mahasena Putera, Dr. Dhani Herdiwijaya, dan Dr. Moedji Raharto yang telah bersedia menjadi penguji. Terima kasih atas segala masukan dan saran yang diberikan. Terima kasih kepada Pak Irfan Hakim yang menjadi dosen wali dan juga konsultan penulis saat awal-awal menginjakkan kaki di Bandung dan Prodi As- tronomi. Terima kasih telah bersabar bersedia mendengar keluh kesah penulis pada masa-masa kuliah. Terima kasih kepada seluruh staﬀ Dosen Astronomi yang memberikan ilmu pengetahuan tentang alam semesta. Terima kasih juga kepada seluruh Dosen ITB yang telah memberikan ilmu kepada penulis. Semoga semua ilmu yang diberikan bermanfaat baik kepada penulis ataupun masyarakat umum seluruhnya. Semoga juga menjadi amal ibadah yang Diridhai yang pahalanya terus mengalir sampai akhir zaman. Terima kasih kepada seluruh karyawan Prodi Astronomi dan Observatori- um Bosscha yang sangat membantu kelancaran belajar penulis. Kepada teman-teman seperjuangan angkatan 2005, tetap semangat. Di- manapun berada semoga tetap tabah dan sabar dalam perjuangan. 2006, 2007, 2008, dan 2009 juga tetap semangat. Penulis menyadari bahwa Tugas Akhir ini jauh dari sempurna. Kritik dan saran membangun Insyaallah akan penulis terima dengan lapang dada. Dalam beberapa waktu, penulis bisa dihubungi lewat alfan.nasrulloh@gmail.com. Semoga Tugas Akhir ini membawa manfaat bagi diri penulis maupun masyarakat pada umumnya. Semoga menjadi amal ibadah yang Diridhai oleh Allah SWT. Aaamiin Bandung, Maret 2011 Alfan Nasrulloh vi

9. DAFTAR ISI PEDOMAN PENGGUNAAN TUGAS AKHIR i ABSTRAK ii ABSTRACT iii KATA PENGANTAR v DAFTAR ISI ix DAFTAR TABEL x DAFTAR GAMBAR xiii I PENDAHULUAN 1 I.1 Latar Belakang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 I.2 Rumusan Masalah . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 I.3 Tujuan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 I.4 Metode Penelitian . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 I.5 Sistematika Penulisan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 II ASTRONOMI RADIO TATA SURYA FREKUENSI REN- DAH 5 II.1 Emisi Radio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 II.2 Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 II.2.1 Semburan Radio Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 II.2.2 Sistem Koordinat Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . 11 II.2.3 Io-Phase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 II.2.4 Io dan Non-Io Bursts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 II.3 Matahari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 II.3.1 Siklus Aktivitas Matahari . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 II.3.2 Matahari Tenang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 II.3.3 Matahari Aktif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14 II.4 Derau dari Latar Belakang Galaktik . . . . . . . . . . . . . . . . 15 vii

10. IIITELESKOP RADIO FREKUENSI RENDAH (RADIO JOVE) 17 III.1 Antena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18 III.2 Receiver . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 III.2.1 Blok Diagram Alur Kerja Receiver . . . . . . . . . . . . 21 III.3 Software . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22 III.4 Kalibrasi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26 III.5 Contoh Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 III.6 Sumber-Sumber Interferensi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 III.6.1 Interferensi Alami . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 III.6.2 Komunikasi Digital High-Frequency . . . . . . . . . . . . 30 III.6.3 Interferensi Lokal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31 III.6.4 Stasiun Radio Broadcasting . . . . . . . . . . . . . . . . 32 IV TESTING DAN PENGAMATAN JOVE 33 IV.1 Metode Pengamatan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34 IV.2 Testing Jove 1 dan Jove 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34 IV.3 Pengamatan Semburan Radio Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . 35 IV.4 Pengamatan Semburan Radio Matahari . . . . . . . . . . . . . . 37 V PENGEMBANGAN INTERFEROMETER JOVE DUA EL- EMEN 43 V.1 Interferometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43 V.2 Lokasi Antena dan Baseline . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48 V.3 Receiver . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50 V.3.1 Local Oscillator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50 V.4 Software . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 V.4.1 Scope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 V.4.2 SAC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 V.5 Kalibrasi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53 V.6 Peralatan Pendukung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 VI TESTING DAN PENGAMATAN INTERFEROMETER JOVE 61 VI.1 Metode Pengamatan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 VI.2 Testing Pengamatan dan Data Pengamatan . . . . . . . . . . . 61 VI.2.1 Pengamatan 1 (3 November 2010) . . . . . . . . . . . . . 62 VI.2.2 Pengamatan 2 (6 November 2010) . . . . . . . . . . . . . 63 VI.2.3 Pengamatan 3 (13 November 2010) . . . . . . . . . . . . 65 viii

11. VI.2.4 Pengamatan 4 (28 Februari 2011) . . . . . . . . . . . . . 67 VIIKESIMPULAN 71 VII.1Kesimpulan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71 VII.2Perspektif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71 DAFTAR PUSTAKA 73 ix

12. DAFTAR TABEL III.1 Spesifikasi Feedlines Antena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 V.1 Spesifikasi Feedlines Interferometer Awal (November 2010) . . . 49 VI.1 Spesifikasi Feedlines Interferometer Akhir (Februari 2011) . . . . 67 x

13. DAFTAR GAMBAR II.1 Spektrum radiasi elektromagnetik. . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 II.2 Emisi synchrotron. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 II.3 Plot probabilitas semburan radio Jupiter . . . . . . . . . . . . . 8 II.4 Frekuensi emisi radio Jupiter. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 II.5 Spektrum semburan radio Jupiter. . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 II.6 Kemungkinan terjadinya semburan radio Jupiter . . . . . . . . . 10 II.7 Sistem koordinat Jupiter. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11 II.8 Io-Phase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 II.9 Spektrum semburan radio Matahari . . . . . . . . . . . . . . . . 15 III.1 Diagram Sistem Teleskop Radio JOVE. . . . . . . . . . . . . . . 17 III.2 Plot frekuensi teleskop radio JOVE. . . . . . . . . . . . . . . . . 18 III.3 Antena radio JOVE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 III.4 Feedlines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 III.5 Pendirian antena dan feedlines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 III.6 Diagram block receiver JOVE. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21 III.7 Screenshot posisi jupiter dan matahari dalam satu tahun . . . . 24 III.8 Screenshot posisi Jupiter dan Matahari relatif terhadap beam antena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 III.9 Screenshot prediksi semburan Jupiter. . . . . . . . . . . . . . . 25 III.11Sumber noise buatan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27 III.12Proses kalibrasi dengan menggunakan Callibration Wizard pada Sky-Pipe II dimulai dengan melalui menu Tools kemudian pilih Callibration Wizard (kiri). Setelah itu muncul dialog yang menunjukkan pilihan sumber input yang digunakan (kanan). . . 27 III.13Setelah itu muncul dialog yang memberi petunjuk untuk mematikan receiver (kiri). Setelah receiver dimatikan, klik OK. Sky-Pipe II akan melakukan proses kalibrasi soundcard. Proses ini dilakukan untuk mengetahui dan menghilangkan derau soundcard untuk tidak dimasukkan kedalam data (kanan). . . . . . . . . . 28 xi

14. III.14Proses selanjutnya yaitu mengetahui nilai loss kabel transmisi. Untuk kabel RG-59 dan RG-6 sudah disertakan karakteristiknya, sehingga kita tinggal memasukkan panjang kabel. Sedangkan untuk kabel jenis lain, kita harus memasukkan nilai loss-nya sendiri. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28 III.15Selanjutnya perlu diatur volume masukan baik di receiver maupun di komputer sehingga didapatkan ketinggian grafik yang menunjukkan angka sekitar 200-400 pada Sky-Pipe II (kiri). Setelah tekan OK akan muncul jendela yang menyatakan sistem sedang melakukan kalibrasi (kanan). Tunggu beberapa saat hingga kalibrasi selesai. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28 III.16Chart yang sudah terkalibrasi dan siap digunakan. . . . . . . . . 29 III.17Screenshot contoh data pengamatan dari NASA Radio JOVE . 30 IV.1 Pengamatan Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 IV.2 Antena Jove 1 (AJ-TB1)disebelah teleskop transit (kiri) dan antena Jove 2 (AJ-TB2) di depan teleskop surya (kanan). . . . . 35 IV.3 Screenshot software yang digunakan saat pengamatan Jupiter . 36 IV.4 Pengamatan semburan radio Matahari saat flare kelas X2 tanggal 15 Februari 2011 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38 IV.5 Hasil pengamatan semburan radio Matahari 15 Februari 2011 . 39 IV.6 Spektrum radio dari Bruny Island Radio Spectrometer, Tasma- nia, Australia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40 IV.7 Profil audio saat terjadinya solar flare kelas X2 tanggal 15 Februari 2011 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40 IV.8 Profil fluks sinar X dari satelit GOES . . . . . . . . . . . . . . . 41 IV.9 Konfirmasi citra Matahari dari satelit SOHO saat terdeteksinya semburan radio 15 Februari 2011 . . . . . . . . . . . . . . . . . 41 IV.10Screenshot video coronagraph diambil menggunakan satelit STEREO behind tanggal 15 Februari 2011 saat terjadinya flare . . . . . . 42 V.1 Diagram interferometer dua elemen . . . . . . . . . . . . . . . . 43 V.2 Pola radiasi antena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44 V.3 Perbandingan pola beam atau power pattern antara interferometer yang memiliki baseline 20 meter (kiri) dan 150 meter (kanan) 45 V.4 Hasil korelasi dari masing masing antena . . . . . . . . . . . . . 46 V.5 Data fringe yang didapat dari interferomter JOVE . . . . . . . . 46 xii

15. V.6 Perbedaan hasil fringe dari pengamatan dengan baseline yang berbeda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47 V.7 Diagram sistem interferometer radio JOVE . . . . . . . . . . . . 48 V.8 Lokasi Antena Interferometer JOVE di Observatorium Bosscha dan baseline . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 V.9 Diagram block sistem interferomter Jove . . . . . . . . . . . . . 50 V.10 Diagram block sistem interferomter JOVE. . . . . . . . . . . . . 51 V.11 Screenshot scope. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52 V.12 Fasa sejajar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54 V.13 Fasa quadrature . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55 V.14 Berbagai perbedaan fasa dan bentuk graﬁk lissajous-nya . . . . 55 V.15 Kalibrasi menggunakan sumber radio astronomi Centaurus A . . 57 V.16 Perbedaan sinyal sefasa dan tidak sefasa receiver . . . . . . . . 58 V.17 Antena tersambung satu (kiri) dan antena tersambung semua (kanan) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58 V.18 Diagram lissajous untuk input audio yang sefasa. . . . . . . . . 59 VI.2 First light Interferometer, 6 November 2010 . . . . . . . . . . . 63 VI.3 Testing pengamatan 6 November 2010 sekaligus ﬁrst fringe In- terferometer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64 VI.4 Testing pengamatan tanggal 13 November 2010 . . . . . . . . . 65 VI.5 Testing pengamatan dini hari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66 VI.6 Testing pengamatan 14 november 2010 jam 01:00 - 03:00 WIB. . 66 VI.7 Pengukuran dan pemberian label masing-masing feedline (kiri) dan penimbunan feedline di sekitar AJ-TB1 (kanan). . . . . . . 67 VI.8 Ruang radio saat pengamatan 28 Februari 2011. Tampak kabel AJ-TB2 yang digulung di sebelah kanan meja. . . . . . . . . . . 68 VI.9 Screenshot hasil pengamatan interferometer selama sekitar 65 Jam mulai tanggal 28 Februari 2011 sampai 3 Maret 2011. . . . 69 VI.10Screenshot detail bagian data yang stabil dan membentuk garis lurus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70 xiii

16. Bab I PENDAHULUAN I.1 Latar Belakang Teleskop Radio merupakan hal yang baru di Observatorium Bosscha ataupun Indonesia secara umum yang salah satunya sedang dikembangkan yaitu Radio JOVE. Dengan adanya teleskop radio JOVE ini, sesuai dengan tujuan awal project NASA Radio JOVE, diharapkan membuat masyarakat dapat mengenal astronomi melalui panjang gelombang radio. Dengan demikian masyarakat tidak hanya mengetahui astronomi dari panjang gelombang optik saja tetapi juga radio, bahkan bisa melakukan observasi menggunakan peralatan yang sederhana dan murah. Radio JOVE sendiri sebenarnya merupakan proyek edukasi dari NASA yang bisa digunakan para pelajar, guru, serta masyarakat umum untuk mempelajari astronomi radio dengan membangun teleskop radio sendiri dengan harga yang terjangkau. Para peserta juga bisa ikut kolaborasi dengan berbagai pengamat dari seluruh dunia dengan bertukar data pengamatan dan interaksi lewat jaringan internet. Proyek ini dimulai tahun 1998, dan sejak saat itu sudah ribuan tim dari pelajar dan masyarakat umum yang ikut berpartisipasi. Observatorium Bosscha sudah mulai membangun teleskop radio JOVE sejak tahun 2008 bekerja sama dengan Laboratorium Teknik Telekomunikasi dan Gelombang Mikro, STEI - ITB, dengan membuat sendiri dua receiver dengan desain dari NASA radio JOVE. Selain dua receiver hasil pengembangan dari STEI, Observatorium Bosscha juga membeli satu kit receiver asli dari NASA JOVE Project sebagai pembanding untuk receiver yang lain. Sedangkan tempat untuk antena, Observatorium Bosscha telah menyiapkan lima titik yang rencananya akan dibangun dan digabung menjadi sebuah sistem interferometer. Dari lima titik tersebut, dua diantaranya sudah selesai dibangun antena pengkabelannya dan sebuah antena lagi siap disambung membentuk Timur-Barat. Dua antena yang akan digunakan sebagai interferomter dalam pekerjaan tugas akhir ini adalah AJ-TB1 dan AJ-TB2. Singkatan AJ adalah Antena Jove, TB adalah Timur-Barat, dan angka dibelakangnya menyatakan nomer antena. 1

17. I.2 Rumusan Masalah Pengerjaan Tugas Akhir ini merupakan bagian dari lanjutan pekerjaan yang telah dilakukan oleh Observatorium Bosscha yang bekerja sama dengan La- boratorium Telekomunikasi dan Gelombang Mikro, Sekolah Teknik Elektro dan Informatika (STEI) ITB. Sehingga, ada beberapa yang sudah selesai di- kerjakan dan beberapa yang perlu dilanjutkan. Tugas Akhir ini lebih mengarah kepada instrumentasi dan testing pengamatan, sehingga lebih bersifat praktis. Instrumen yang dibangun dan dikembangkan berupa dua set teleskop radio JOVE. Masing-masing set instrumen terdiri dari dua antena dipol yang dipasang secara sejajar membentuk array dan sebuah receiver. Pengembangan yang dilakukan tidak dimulai dari nol, tetapi sesuai dengan manual dan petunjuk dari proyek Radio JOVE NASA dan petunjuk dari pengembangan fringe simple interferometer, sebuah proyek pengembangan interferometer radio JOVE di Narrabri, Australia. Tugas Akhir ini juga tidak membahas semua hal secara detail tentang teknis elektronikanya, tetapi akan dijabarkan secara garis besar saja. I.3 Tujuan Pengerjaan tugas akhir ini dilakukan dengan tujuan sebagai berikut. • Membangun teleskop radio JOVE yang sudah dikembangkan oleh tim proyek Radio JOVE NASA di Observatorium Bosscha • Memberikan gambaran tentang Radio Astronomi dan Teleskop Radio kepada masyarakat umum. • Mengembangkan dan mempelajari teknik Interferometer khususnya In- terferometer Radio yang diimplementasikan dalam Interferometer Radio JOVE. • Mempersiapkan peralatan untuk ikut mengamati semburan radio dari Jupiter dan Matahari di mana siklus aktiﬁtas matahari ke-24 sekarang ini diprediksi mencapai puncaknya sekitar tahun 2013-215. • Mengembangkan peralatan yang bisa dibangun dan digunakan di sekolah menengah sebagai sarana belajar tentang sains. 2

18. I.4 Metode Penelitian Penelitian diawali dengan studi literatur tentang teleskop radio JOVE, teleskop radio dan astronomi radio secara umum. Informasi dihimpun dari berbagai sumber berupa buku-buku, website NASA Radio JOVE Project dan fringe Simple Interferometer Project serta dari milis Teleskop radio JOVE yang diikuti oleh peserta dari seluruh daerah titik pengamatan di negara-negara lain. Studi literatur juga dilakukan untuk mempelajari sumber-sumber radio dari benda-benda langit yang bisa ditangkap oleh instrument ini, seperti Mata- hari dan Jupiter. Studi ini digunakan untuk mengetahui mekanisme pancaran radio dari benda-benda tersebut. Matahari dan Jupiter juga digunakan sebagai obyek pengamatan dalam uji coba pengamatan dalam pengembangan instrument ini. I.5 Sistematika Penulisan Tulisan ini dibagi menjadi beberapa bagian: • Bab 1 merupakan pendahuluan dari isi tugas akhir ini yang meliputi latar belakang, batasan masalah, tujuan penelitian, metodologi, dan sistematika penulisan. • Bab 2 menjelaskan tentang semburan radio dari obyek tata surya pada frekuensi rendah. Sumber-sumber radio yang menjadi objek utama teleskop radio ini seperti Matahari dan Jupiter juga akan dijelaskan. • Bab 3 menjelaskan tentang teleskop Radio JOVE yang dikembangkan beserta software yang digunakan serta sistem interferometer yang menjadi bagian dari pengembangan lanjutan dari Teleskop Radio JOVE di Observatorium Bosscha. Beberapa contoh data dari NASA dan contoh sumber-seumber interferensi juga akan disampaikan pula disini. • Bab 4 memberikan penjelasan tentang testing dan pengamatan JOVE. Testing dari masing-masing titik yang akan digunakan sebagai interferometer, metode pengamatan, dan contoh hasil pengamatan yang telah dilakukan juga akan disampaikan disini. • Bab 5 berisi tentang pengembangan interferometer JOVE dua elemen yang dilakukan, instrumentasi, dan software yang digunakan. Beberapa 3

19. pengenalan umum tentang interferomtry akan mengawali bab ini. • Bab 6 memaparkan beberapa hasil testing pengamatan yang telah dilakukan dengan interferomter JOVE di Observatorium Bosscha. • Bab 7 berisi kesimpulan dari pekerjaan pengembangan teleskop radio dan interferomter JOVE di Observatorium Bosscha yang juga merupakan kesimpulan dari pekerjaan dari tugas akhir ini. 4

20. Bab II ASTRONOMI RADIO TATA SURYA FREKUENSI RENDAH II.1 Emisi Radio Pada bab ini akan dibahas dua obyek di Tata Surya yang merupakan sumber kuat radio pada frekuensi rendah. Obyek tersebut adalah Matahari dan Planet Jupiter. Kedua obyek ini yang akan digunakan sebagai obyek dalam testing pengamatan pada penelitian ini. Gambar II.1: Spektrum radiasi elektromagnetik. Sumber: Rohlfs (2009) Radiasi yang dipancarkan oleh obyek langit bisa berasal dari mekasisme radiasi thermal maupun radiasi non-thermal. Radiasi thermal berasal dari 5

21. getaran elektron dan proton akibat adanya energi panas yang ada di obyek tersebut. Perubahan posisi elektron yang mengalami percepatan menimbulkan gangguan yang bisa memancarkan gelombang radio. Seperti sebuah batu yang dilemparkan ke permukaan air, akan menimbulkan gelombang yang menjalar ke segala arah. Semakin panas suatu obyek, radiasi cahaya tampak juga akan terpancar- kan. Mula-mula akan berpendar dari merah kemudian menjadi biru seiring meningkatnya suhu (Gambar II.1). Pada Gambar II.1 Sumbu hirisontal menunjukkan panjang gelombang dimana nilainya makin membesar ke arah kanan. Sedangkan sumbu vertikal adalah intensitas yang makin membesar ke arah atas. Pola radiasi seperti ini termasuk radiasi thermal. Gambar II.2: Emisi synchrotron. Sumber: http://www.nrao.edu/index.php/learn/radioastronomy/radiowaves Sedangkan radiasi non-thermal, salah satunya adalah akibat gerak elektron yang dipercepat di sekitar medan magnet. Gerak elektron ini (seperti diilus- trasikan pada Gambar II.2) menyebabkan radiasi radio yang disebut radiasi cyncrotron. Radiasi dari Jupiter dan Matahari pada frekuensi rendah ini juga diprediksi berasal dari mekasnisme radiasi synchrotron. II.2 Jupiter Jupiter merupakan planet di Tata Surya yang paling mudah dikenali. Memiliki diameter paling besar diantara planet-planet di Tata Surya. Karena ukurannya yang sangat besar, Jupiter juga memiliki diameter sudut yang paling besar dibandingkan planet yang lain. 6

22. Jupiter merupakan planet gas dan memiliki rotasi diﬀerensial. Pada bagian ekuator berotasi lebih cepat dari pada di lintang tinggi. Rotasinya juga sangat cepat yaitu kurang dari 10 jam. Ada empat satelit besar yang dimiliki Jupiter yaitu Io, Europa, Ganymade, dan Callisto. Keempat satelit ini dise- but juga sebagai satelit Galilean dan bisa dilihat dengan mudah menggunakan binokuler. II.2.1 Semburan Radio Jupiter Pada tahun 1950-an, Bernard Burke dan Kneth Franklin bekerja menggunakan susunan teleskop radio yang menggunakan antena dipol membentuk suatu array. Teleskop radio yang mereka gunakan adalah Mills Cross array, sistem teleskop radio yang menggunakan susunan dipol yang disusun berja- jar lengan yang bersilangan. Pada waktu itu mereka menggunakan teleskop ini untuk mengamati Crab Nebula sebagai testing apakah teleskop ini bekerja atau tidak. Pada malam tertentu mereka mendeteksi sinyal radio yang cukup kuat secara sporadis. Pada awalnya mereka mengira kalau sinyal itu berasal dari interferensi lokal seperti dari sistem pengapian truk atau mobil yang lewat. Namun pada malam-malam berikutnya mereka masih mendeteksi sinyal tersebut. Karena sinyal ini terus terjadi, mau tidak mau mereka tidak bisa mengabaikannya. Kemudian mereka mencatat semburan dan menggam- bar posisi Jupiter pada waktu-waktu tersebut. Hasilnya semburan itu terjadi tepat dengan masuknya Jupiter pada medan deteksi teleskop, sehingga kemungkinan besar sumber tersebut berasal dari Jupiter. Sejak penemuan ini, banyak ilmwuan di seluruh dunia menghabiskan berjam- jam pengamatan setiap harinya, memonitor emisi Jupiter. Walaupun banyak teori diajukan dan telah banyak juga mekanisme detail yang telah dimengerti, tetapi mekanisme pasti dari emisi jupiter ini masih misteri. Dari pengamatan selama bertahun-tahun, akhirnya didapat suatu statistik dimana kemungkinan terjadi semburan dari Jupiter meningkat pada saat-saat tertentu. Berdasarkan koordinat Jupiter sistem II didapat kemungkinan semburan paling tinggi pada longitud sekitar 67◦ (sistem koordinat jupiter akan dibahas dalam sub-bab selanjutnya). Kemudian disadari bahwa kejadian semburan tidak sesuai dengan periode rotasi pada sistem II yang ada, yaitu 9 jam 55 menit 40 detik (Flagg, 200). Walupun memiliki kemungkinan semburan yang besar pada longitud terse- 7

23. but, tetapi kejadiannya terlalu menyebar ke longitud sekitarnya. Akhirnya diusulkan koordinat Jupiter sistem III yang memiliki periode rotasi lebih pendek yaitu 9 jam 55 menit 29 detik. Dari koordinat yang baru didapat suatu pola kejadian semburan radio Jupiter yang berhubungan dengan posisi longitud yang lebih jelas seperti ditunjukkan dalam Gambar II.3. Gambar II.3: Plot probabilitas terdeteksinya semburan radio dengan tanda sumber A, B, and C terhadap Central Meridian Longitude (CML). Sumber A memiliki probabilitas paling tinggi.(Garcia, 1996) Sedangkan dari catatan frekuensi radio yang diterima, didapat suatu dis- tribusi frekuensi yang menyatakan bahwa Jupiter tidak mengimisikan radio pada seluruh rentang frekuensi radio. Seperti yang ditunjukkan dalam Gambar II.4, Jupiter mengemisikan radio pada frekuensi dibawah 40 MHz sampai beberapa MHz saja. Selain rentang frekuensi tersebut, Jupiter juga mengemisikan sinyal radio dalam rentang yang lebih sempit dalam sekali semburan. Seperti yang ditunjukkan pada Gambar II.9, sekali terjadi emisi radio, Jupiter mengisi beberapa rentang frekuensi tertentu. Walaupun demikian, rentang frekuensi ini jauh lebih lebar daripada frekuensi yang dipancarkan pemancar radio buatan di Bumi. Posisi satelit Jupiter Io ternyata juga memiliki peran yang besar terhadap kemungkinan terjadinya semburan radio. Pada posisi tertentu (Io-Phase, posisi relatif terhadap Jupiter dan Pengamat), terjadi kemungkinan semburan yang lebih besar. Jika digambar dalam sebuah graﬁk kemungkinan semburan antara Io-Phase dan longitud Jupiter (CML) akan didapat graﬁk seperti pada Gambar II.6. 8

24. Gambar II.4: Frekuensi emisi radio Jupiter. Tanda bulat tebal menyatakan semburan yang berhubungan dengan satelit Jupiter Io dan tanda plus adalah emisi yang tidak berkaitan dengan satelit Jupiter Io. Sumber: Flagg (2000) 9

25. Gambar II.5: Spektrum semburan radio Jupiter (Io-A). Sumbu tegak menyatakan frekuensi sedangkan sumbu mendatar menyatakan waktu. Pada frekuensi tertentu nampak sinyal yang terus menerus muncul seiring bertambahnya waktu. Sinyal seperti ini biasanya berupa interferensi. UFRO Gambar II.6: Kemungkinan terjadinya semburan radio Jupiter berdasar posisi Io dan longitud Jupiter (CML) . Sumber: Garcia (1996) 10

26. II.2.2 Sistem Koordinat Jupiter Planet Jupiter memiliki koordinat yang unik. Tidak seperti Bumi, Jupiter memiliki tiga sistem koordinat. Hal ini bisa terjadi karena jupiter memiliki permukaan yang dinamis dan rotasi yang berbeda-beda. Berdasarkan Dessler (1984) , untuk daerah ekuator sampai lintang 10 derajad lintang utara dan 10 derajad lintang selatan, menggunakan system I. Untuk daerah dengan lintang lebih dari 10 derajat menggunakan system II. Selain dua system ini ada satu system III. System III tidak terpengaruh dengan kondisi permukaan Jupiter. Acuan dari System III yaitu medan magnet Jupiter sehingga tidak bisa ditentukan secara visual. Gambar II.7: Sistem bujur koordinat Jupiter dilihat dari kutub utara Jupiter. Sumber: Dessler (1984) Rotasi system tiga memiliki kecepatan lebih cepat dari system II, tetapi lebih lambat dari system I. System III pertama kali diusulkan karena dite- mukannya semburan radio yang memiliki probabilitas tinggi di lintang tertentu. Dari plot probabilitas terhadap lintang, ternyata tidak ada yang cocok dengan system I dan II. Sehingga diusulkan sistem koordinat lintang System III, yang tidak terpaut terhadap kenampakan visual permukaan Jupiter tatapi kepada fenomena magnetik dan semburan radio Jupiter. 11

27. II.2.3 Io-Phase Io Phase adalah posisi io relatif terhadap Jupiter dalam orbitnya mengelilingi Jupiter. Posisi 0 derajad adalah posisi ketika Io berada tepat di belakang Jupiter jika dilihat dari Bumi. Io Phase naik ketika Io mengorbit Jupiter sampai nilai maksimum 180 derajat ketika Io berada di depan Jupiter atau berada diantara Bumi dan Jupiter (Gambar II.8). Io Phase terus naik sampai kembali ke posisi semula, di belakang Jupiter. Io bergerak mengilingi Jupiter dalam selang waktu 1,77 hari atau sekitar 43 jam. Gambar II.8: Posisi Io pada orbitnya, bisa disebut fase Io, yang dihitung mulai dari Super Geocentric Conjunction. Nilai fase Io membesar seiring dengan pergerakan Io pengelilingi Jupiter. Sumber: Flagg (2000) II.2.4 Io dan Non-Io Bursts Io Burst adalah semburan radio dari Jupiter yang berkaitan dengan Io,sedangkan Non Io adalah yang tidak berkaitan dengan Io. Beberapa pertanyaan yang masih belum terjawab oleh para ilmuwan misalnya: 12

28. • Seberapa rapat Io Thorus di sekitar Jupiter? Bagaimana distribusinya di sekeliling planet dan bagaimana dia berubah terhadap waktu berkaitan dengan aktifitas vulkanik Io? • Bagaimana dengan Matahari? Bagaimana pengaruhnya terhadap emisi radio pada Jupiter? Jupiter juga mempunyai bulan bulan yang lain. Bagaimana pengarunya terhadap emisi Jupiter? • Jupiter mengemisikan dalam arah tertentu? Bagaimana bentuknya? Apakah selalu berbentuk seperti itu? • Di mana tepatnya emisi radio tersebut berasal? Apakah ada perbedaan tempat antara yang berkaitan dengan Io dan tidak?. II.3 Matahari Matahari merupakan obyek pemancar radio alam paling terang di langit. Gem- lombang radio yang dipancarkan Matahari bisa dari proses thermal maupun non-thermal. Posisinya juga sangat dekat dengan Bumi, sehingga peristiwanya bisa mendekati real time. Walaupun teleskop radio JOVE dirancang untuk menerima sinyal dari Jupiter, sistem ini bisa digunakan pula untuk menangkap sinyal burst dari Matahari. Semburan dari Matahari bisa jadi lebih kuat dari Jupiter tetapi tidak bisa diprediksi. II.3.1 Siklus Aktivitas Matahari Siklus aktifitas matahari memiliki periode sekitar 11 tahun. Siklus ini berak- ibat secara tidak langsung terhadap semburan radio pada frekuensi rendah. Meningkatnya aktifitas matahari biasanya ditandai dengan banyaknya jumlah sunspot. Jumlah sunspot yang tinggi bisa menyebabkan permukaan matahari lebih dinamis dan sering terjadi flare. Dari flare ini umumnya semburan radio berasal. II.3.2 Matahari Tenang Matahari yang sedang sedikit atau tidak ada aktifitas bintik hitam (sunspot), memiliki pancaran radio yang stabil dengan beberapa variasi intensitas yang 13

29. gradual. Dalam keadaan ini, Matahari sedang berada pada siklus minimum atau biasa disebut sebagai quiet sun atau tenang. II.3.3 Matahari Aktif Ketika terdapat jumlah bintik hitam yang meningkat, derau radio (noise) kuat akan semakin besar kemungkinan muncul dengan interval bervariasi antara detik, menit, atau jam. Kuat puncak radiasi bisa mencapai sepuluh kali lebih kuat dari quiet sun. Derau radio kuat ini bisa dengan mudah diterima dengan antena dan receiver JOVE. Walaupun pada siang hari, ionosfer bisa memantulkan energi matahari kembali ke luar angkasa, banyak semburan yang masih cukup kuat untuk bisa dideteksi. Noise radio burst sering dikaitkan dengan flare yang terjadi di sekitar bintik Matahari. flare bisa diamati pada gelombang tampak, ultraviolet, dan sinar-x. Emisi radio yang berkaitan dengan flare sering teramati pada rentang frekuensi antara 20 sampai 400 MHz. Terdapat lima tipe aktifitas semburan radio Matahari (Flagg, 2000), yaitu: 1. Tipe I (Noise-storm bursts) Semburan Tipe I biasanya berlangsung sangat singkat dengan waktu sekitar 0,1 sampai 10 detik, narrowband, berbentuk spike tajam, dan kadang berkaitan dengan broadband continuum. Rentang waktu kejadian bisa beberapa jam sampai beberapa hari. 2. Tipe II (Slow-drift bursts) Semburan Tipe II terjadi selama beberapa menit, berubah dari frekuensi tinggi ke frekuensi rendah dengan pergeseran 1 MHz per detik. Sembu- ran ini berasal dari gelombang kejut yang bergerak keluar melalui korona dan menstimulasi emisi radio pada frekuensi plasma lokal (local plasma frequency). Gelombang kejut ini berkaitan dengan pelontaran material selama terjadi flare. Material yang sama bisa mencapai Bumi setelah satu atau dua hari sejak terjadinya flare. Semburan Tipe II sering nampak pada dua frekuensi secara simultan yang utama dan harmonis yang kedua. 3. Tipe III (Fast-drift bursts) Semburan dengan frekuensi bergeser dengan cepat dari frekuensi tinggi ke frekunesi rendah dengan pergeseran 20 MHz per detik. Perge- 14

30. seran frekuensi yang cepat menunjukkan bahwa semburan ini berasal dari pergerakan cepat aliran elektron keluar melalui korona dengan kecepatan seperempat kecepatan cahaya, memicu emisi radio pada local plasma frequency. Semburan Tipe III dengan intensitas tinggi sering terjadi bersamaan dengan terjadinya ﬂare. 4. Tipe IV (Broadband continuum emission) Semburan ini memiliki pita yang sangat lebar dengan durasi kejadian dimulai sekitar 10 sampai 20 menit setelah ﬂare. Semburan tipe ini sering terjadi setelah semburan Tipe II. Semburan Tipe IV lebih kontinyu dibanding dengan short noise burst. 5. Tipe V (Continuum at meter wavelengths) Semburan Tipe V sering dikaitkan dengan semburan Tipe III. Semburan ini berlangsung selama beberapa menit. Berdasarkan deskripsi ini, semburan Matahari memiliki karakter berdasarkan waktu kejadian dan rentang frekuensi yang lebar. Dengan spektrograf, semburan bisa dipantau menjadi sebuah gambar yang bisa menunjukkan pergeseran frekuensi tersebut, lihat Gambar II.9 Gambar II.9: Spektrum semburan radio Matahari. Sumber: UFRO matahari yang sedang aktif, sangat sering terjadi semburan radio dari matahari. II.4 Derau dari Latar Belakang Galaktik Ketika antena dipasang, derau stabil akan terdengar dari speaker. Derau radio ini berasal dari elektron-elektron yang berputar pada medan magnetik 15

31. di galaksi kita. Gerakan ini menghasilkan derau radio yang bisa ditangkap oleh antena radio JOVE. Derau radio ini desalurkan ke receiver sebagai sinyal yang sangat lemah kemudian diperkuat atau diampliﬁkasi di dalam receiver. Walaupun suara derau galaktik dan derau rangkaian dalam receiver mirip, derau galaktik jauh lebih kuat pada frekuensi gelombang pendek. Semaikn tinggi frekuensi, semakin rendah sinyal latar belakang galaktik, tetapi pada 20 MHz masih cukup kuat, sekitar sepuluh sampai dua puluh kali lebih kuat dari derau internal receiver. 16

32. Bab III TELESKOP RADIO FREKUENSI RENDAH (RADIO JOVE) Dimulai tahun 1998, NASA yang juga tergabung dalam Tim Proyek Radio JOVE mengembangkan suatu sistem instrumen yang bisa digunakan untuk mengamati semburan radio frekuensi rendah dengan panjang gelombang meteran (dekametrik). Sistem ini memiliki konsep yang sederhana dan mudah dijangkau, baik dari sisi teknis maupun biaya. Gambar III.1: Diagram Sistem Teleskop Radio JOVE. Sumber: receiver Manual Sistem ini disebut Teleskop Radio JOVE. Teleskop radio JOVE bekerja pada frekuensi rendah yaitu 20,1 MHz. Daerah frekuensi yang diisi teleskop radio JOVE bisa dilihat pada Gambar III.2. Keunikan frekuensi ini telah dibahas pada bab sebelumnya. Sistem ini memiliki konsep yang sangat sederhana namun memiliki nilai science dan teknis yang cukup besar. Diagram sistem ini secara umum bisa dilihat pada Gambar III.1 17

33. Beberapa Observatorium, baik yang professional maupun amatir, telah mempublikasikan data pengamatan mereka secara real time lewat jaringan internet. Dengan demikian para pengguna internet atau pengamat lain bisa memantau hasil pengamatan dari lokasi lain secara real time pula. Para pengamat juga bisa berbagi data masing-masing lewat milis atau pusat data di website NASA radio JOVE. Gambar III.2: Keterangan dari sumber (http://astro.u-strasbg.fr/ koppen-10GHz- basics.html) yang menyatakan spektrum radio dari sumber astronomis (dari buku Radioastronomy oleh John Krauss). Garis hijau menandai nilai 20 MHz, frekuensi dimana Teleskop Radio JOVE bekerja. Garis kuning menandakan frekuensi pada panjang gelombang 21cm. Tanda merah menandai frekuensi 12 GHz, dimana teleskop ESA-Dresden bekerja. Sumbu tegak adalah ﬂuks sumber, nilai power tiap unit area permukaan teleskop. Sumber: http://astro.u-strasbg.fr/ koppen-10GHz- basics.html III.1 Antena Antena teleskop rdio JOVE berupa dual dipole yang digabung menjadi sebuah array. masing-masing antena memiliki panjang sekitar 7 meter dan dipasang secara horisontal sejajar dengan permukaan tanah. Antena dipole ini terbuat dari inti kabel yang dikupas isolator pembungkusnya dan dibentangkan pa- 18

34. da dua tiang dari besi yang telah dipersiapkan (Gambar III.3 dan Gambar III.5). Lokasi antena berada di sebelah timur ruang kontrol radio atau di depan gedung Surya, Observatorium Bosscha, Lembang. Gambar III.3: Diagram Antenna Radio JOVE (kiri) dan foto antena yang sudah berdiri, tampak tiang antena berwarna merah (kanan). Gambar III.4: feedlines pada salah satu antena, yaitu yang menyambung antara antena dengan kabel koaksial (kiri) dan combiner sebagai tempat bertemunya sinyal dari masing-masing antena dipol (kanan). Antana ini dibentangkan dalam arah Timur-Barat. Terdapat dua dipole yang terpasang sehingga ada dipole selatan dan dipole utara. Jarak antara dipole utara dan dipole selatan yaitu sekitar 7 meter atau 0,5 λ. Kabel koaksial atau kabel transmisi yang digunakan untuk menyambung antena ke receiver adalah Belden RG/6U. Kabel koaksial ini memiliki velocity factor 0.82. Velocity factor perlu diketahui untuk menentukan panjang kabel transmisi. Panjang kabel transmisi dari masing-masing antena ke combiner yaitu 0.5 λ atau sekitar 12,14 meter. Sedangkan panjang kabel transmisi dari combiner ke receiver yaitu 1 λ atau sekitar 12,28 meter. Daftar spesiﬁkasi kabel yang digunakan dapat dilihat pada Tabel III.1 dan bentuk combiner dan feedlines dapat dilihat pada Gambar III.4. 19

35. Gambar III.5: Persiapan pendirian antena dan pemasangan jalur transmisi untuk menyambung kabel koaksial dari masing-masing antena ke combiner. Tabel III.1: Spesiﬁkasi Feedlines Antena Bagian Jumlah Panjang (λ) Panjang (m) Kabel dari dipole ke combiner 2 1 λ 12,28 m Kabel dari combiner ke receiver 1 1 λ 12,28 m III.2 Receiver Receiver radio JOVE merupakan receiver gelombang pendek yang akan digunakan untuk menerima sinyal radio dari planet Jupiter dan juga Matahari. Receiver ini memiliki 100 komponen elektronik dan beberapa bagian hardware yang lain. Komponen-komponen kecil dipasang dan disolder pada PCB. Ra- dio ini menggunakan banyak tipe komponen yang berbeda. Masing-masing komponen memiliki tugasnya masing-masing (Gambar III.6). Sinyal radio dari jupiter sangat lemah. Sinyal ini menghasilkan tegangan kurang dari sepersejuta volt (1 mikrovolt, 1µv) pada terminal antena di receiver. Sinyal radio frekuensi (RF) ini harus di perkuat dan dikonversi ke sinyal audio untuk menjalankan headphone atau loudspeaker. receiver ini juga memiliki operasi kerja hanya pada rentang frekuensi yang sempit dan mem- blok frekuensi lain yang sebagian berasal dari sinyal kebumian. Gabungan dari receiver dan antena ini didesain untuk beroperasi pada rentang frekuensi gelombang radio pendek (short wave) yang sempit, berpusat pada frekuensi 20,1 MHz. Frekuensi ini merupakan rentang frekuensi optimum untuk mendeteksi sinyal Jupiter (lihat Gambar II.4). 20

36. III.2.1 Blok Diagram Alur Kerja Receiver Gambar III.6: Diagram block receiver JOVE. Sumber: Receiver Manual Deskripsi teori dalam alur kerja receiver akan dibahas satu per satu berikut ini: Antena Antena menerima gelelombang elektromagnetik lemah yang telah men- empuh jarak sekitar 588 juta km lebih dari jupiter. Ketika gelombang elektromagnet ini mengenai kabel antena, sebuah nilai tegangan yang kecil (voltase RF) terbentuk dalam terminal antena. Sinyal dari antena akan di transmisikan ke receiver melalui kabel transmisi koaksial. RF Bandpass Filter dan Preampliﬁer Sinyal dari antena akan ditapis (ﬁlter) untuk menghalangi interferensi kuat di luar rentang frekuensi yang dipilih. 21

37. Local Oscillator dan Mixer Local Oscillator (LO) dan mixer berperan sangat penting dalam menkon- versi sinyal frekuensi radio yang diinginkan menjadi sinyal dalam rentang frekuensi audio. Local Oscillator menghasilkan tegangan berbentuk gelombang sinus pada frekuensi sekitar 20,1 MHz. Frekuensi tepatnya, diset dari panel tuning kontrol yang ada di depan kotak receiver. Ke- dua sinyal yang berasal dari sinyal RF yang telah di amplifikasi dan sinyal LO digambung dalam mixer. Mixer akan membentuk sinyal baru yang berbeda dengan sinyal RF maupun sinyal dari LO. Anggap sinyal yang ingin kita tangkap adalah 20,101 MHz dan LO mengeluarkan sinyal 20,100 MHz. Perbedaan frekuensi ini adalah, 20,101 MHz - 20,100 MHz = 0,001 MHz, dimana frekuensi audionya akan menjadi 1 kHz. Karna sinyal RF langsung dikonversi menjadi audio, maka sistem radio seperti ini disebut direct conversion receiver. Low Pass Filter(LPF) Untuk menghilangkan interferensi pada frekuensi yang berdekatan, digunakan filter yang berperan seperti jendela dengan lebar beberapa kilohertz di mana sinyal Jupiter bisa masuk. Ketika digunakan untuk menden- garkan Jupiter atau Matahari, radio diset pada kanal frekuensi yang bersih. Karena frekuensi lebih dari beberapa kilohertz dari frekuensi tengah kemungkinan terdapat interferensi, maka frekuensi yang lebih tinggi harus dihilangkan. Inilah kegunaan low pass filter yang berada pada blok setelah mixer. LPF melewatkan frekuensi (audio) rendah hingga 3,5 KHz dan melemahkan frekunsi yang lebih tinggi. Audio Amplifier Audio amplifier berperan untuk menguatkan sinyal audio lemah yang dilewatkan LPF. Sinyal audio diamplifikasi sampai cukup kuat untuk menjalankan headphone secara langsung, atau speaker eksternal yang memiliki amplifikasi sendiri. III.3 Software Ada beberapa software yang digunakan dalam sistem teleskop radio JOVE ini. Software ini dijalankan ketika pengamatan tengah berlangsung. Dengan bantuan software ini, pengamat bisa lebih efisien. Ada software yang berasal dari 22

38. penyedia yang sama dan ada yang berbeda. Software ini ada yang merupakan software utama dan ada yang berupa software pendukung. Diantaranya akan dibahas satu-persatu di bawah ini. 1. Radio Sky-Pipe II Radio Sky-Pipe merupakan software utama dalam pengamatan radio JOVE. Software ini digunakan untuk merekam sinyal yang diterima saat pengamatan. Data yang didapat berupa grafik yang menyatakan intensitas terhadap waktu. Data ini diambil dari receiver yang diteruskan ke soundcard. Sinyal audio yang berupa sinyal analog diubah menjadi sinyal dijital di dalam soundcard. Kemudian sinyal ini akan diterjemahkan dalam sebuah grafik seperti dijelaskan di atas. Sebagai contoh bisa dilihat seperti pada Gambar III.17. Grafik ini disebut sebagai chart recording. Chart Recording Bagian ini adalah bagian utama dari sofrware ini. Chart recording merupakan tampilan dari kekuatan fluks radio yang tertangkap terhadap waktu. Log Pengamatan Software ini menyediakan log pengamatan yang sangat fungsional terhadap pengamatan semburan radio Jupiter ataupun Matahari. 2. Jupiter Pro 3 Jupiter Pro 3 adalah tools yang memudahkan dalam pengamatan semburan radio dari Jupiter ataupun Matahari. Tools ini memberikan kemudahan bagi pengamat untuk merencanakan kapan harus melakukan pengamatan. Peta Langit Jupiter dan Matahari Salah satu fasilitas pada software Jupiter Pro 3 adalah peta langit posisi Jupiter dan Matahari terhadap beam antena. Peta langit ini membertahu pengamat tentang posisi planet Jupiter dan lokasi Matahari terhadap beam secara real time(Gambar III.8). Dengan fasilitas ini, pengamat bisa lebih mudah memprediksi dan menerka sinyal yang ditangkap. Pada peta ini juga terdapat posisi bintang-bintang dan bidang galaksi Bima Sakti. 23

39. Gambar III.7: Screenshot posisi Jupiter dan matahari dalam satu tahun. Arsiran kuning menyatakan kenampakan Matahari, biru menyatakan kenampakan Jupiter, sedangkan hijau menyatakan kenampakan Matahari dan Jupiter secara bersamaan. Warna putih menyatakan tidak ada Matahari maupun Jupiter yang nampak. Prediksi Semburan Jupiter software ini juga menyediakan prediksi kapan terjadi semburan dari Jupiter terkait dengan medan magnet di Jupiter dan posisi Io (Gambar III.9). Peta Sistem III CML dan Io-Phase Untuk memudahkan pengamatan dan monitoring, software Jupiter Pro 3 juga dilengkapi dengan posisi Jupiter terhadap kemungkinan terjadinya semburan yang dinyatakan dalam Io-Phase dan CML(Gambar III.3). Ephemeris Data ephemeris, termasuk CML dan posisi Io baik altitud maupun azimut dan elevasi untuk Jupiter dan Matahari, juga tersedia dalam software ini. Data 24

40. Gambar III.8: Screenshot posisi Jupiter dan Matahari relatif terhadap beam antena. Garis kuning menunjukkan garis proyeksi lintasan Matahari di langit, sedangkan garis coklat menunjukkan garis proyeki lintasan Jupiter di langit. Pada screenshot di atas juga terdapat bidang galaksi yang membentang-melengkung dari atas ke kanan. Gambar III.9: Screenshot prediksi semburan Jupiter. 25

41. posisi Jupiter terhadap grafik prediksi Io-phase dan CML.]Screenshot posisi Jupiter terhadap grafik prediksi Io-phase dan CML. ephemeris dalam bentuk tabular untuk waktu dan tempat juga bisa dibuat. 3. Audacity Audacity merupakan software pengolahan audio yang biasa digunakan untuk studio musik. Software ini berlisensi GNU General Public License (GPL), versi 2. Dalam kasus ini, Audacity digunakan untuk perekaman audio dan olah data audio dari receiver JOVE. Data keluaran yang dihasilkan berekstensi khas Audacity dan juga bisa disimpan dalam format .wav atau .mp3. III.4 Kalibrasi Kalibrasi diperlukan untuk mendapat nilai data yang memiliki makna fisis/astronomis. Dalam hal ini adalah nilai daya yang direkam pada Radio Sky-Pipe. Untuk melakukan kalibrasi, dibutuhkan kalibrator berupa sumber derau buatan yang sudah diketahui nilainya. Secara umum, untuk melakukan kalibrasi, yang dilakukan adalah merekam noise dari sistem yang beroperasi secara normal. Kemudian lepas antena dan ganti dengan sumber noise buatan yang sudah diketahui karakteristik fisisnya. Selanjutnya, sesuaikan sumber yang ditangkap dengan sinyal yang berasal dari 26

42. sumber derau buatan. Dari sini akan didapat nilai ﬁsis sinyal radio yang tertangkap antena. Sumber derau buatan dan posisi pemasangan saat kalibrasi bisa dilihat pada Gambar III.11. Gambar III.11: Sumber noise buatan dan power subpply (kiri). Sumber noise dimasukkan ke konektor antena pada receiver (kanan). Pada Gambar III.12 ditunjukkan screenshot dalam melakukan kalibrasi yang dilakukan menggunakan Callibration Wizard yang telah tersedia dalam software Sky-Pipe II. Pastikan dulu daya yang digunakan untuk sumber derau buatan telah sesuai dengan spesiﬁkasinya, kalau perlu dites kembali menggunakan multitester. Selengkapnya ditunjukkan pada Gambar III.13 - III.16. Gambar III.12: Proses kalibrasi dengan menggunakan Callibration Wizard pada Sky-Pipe II dimulai dengan melalui menu Tools kemudian pilih Callibration Wizard (kiri). Setelah itu muncul dialog yang menunjukkan pilihan sumber input yang digunakan (kanan). 27

43. Gambar III.13: Setelah itu muncul dialog yang memberi petunjuk untuk mematikan receiver (kiri). Setelah receiver dimatikan, klik OK. Sky-Pipe II akan melakukan proses kalibrasi soundcard. Proses ini dilakukan untuk mengetahui dan menghilangkan derau soundcard untuk tidak dimasukkan kedalam data (kanan). Gambar III.14: Proses selanjutnya yaitu mengetahui nilai loss kabel transmisi. Untuk kabel RG-59 dan RG-6 sudah disertakan karakteristiknya, sehingga kita tinggal memasukkan panjang kabel. Sedangkan untuk kabel jenis lain, kita harus memasukkan nilai loss-nya sendiri. Gambar III.15: Selanjutnya perlu diatur volume masukan baik di receiver maupun di komputer sehingga didapatkan ketinggian graﬁk yang menunjukkan angka sekitar 200-400 pada Sky-Pipe II (kiri). Setelah tekan OK akan muncul jendela yang menyatakan sistem sedang melakukan kalibrasi (kanan). Tunggu beberapa saat hingga kalibrasi selesai. 28

44. Gambar III.16: Chart yang sudah terkalibrasi dan siap digunakan. III.5 Contoh Data Data yang didapat dari sistem teleskop Radio JOVE ini berupa graﬁk yang menyatakan intensitas radio yang diterima berdasarkan waktu perekaman. Da- ta ini juga bisa disimpan menjadi data txt yang menyatakan intensitas dan waktu perekaman. Beberapa contoh data yang berasal dari Proyek Radio JOVE NASA ditunjukkan pada Gambar III.17. III.6 Sumber-Sumber Interferensi Interferensi merupakan hal yang penting untuk diperhatikan karena bisa mengaburkan informasi dari benda-benda astronomis yang ingin kita amati. Ki- ta perlu mengenali pola-pola interferensi ini untuk membedakan sumber astronomis dengan interferensi. Beberapa sumber interferensi yang bisa terdeteksi oleh instrumen ini akan dibahas satu persatu di bawah ini. III.6.1 Interferensi Alami Interferensi alami adalah interfernensi yang berasal dari sumber alami. Sumber interfernsi alami yang cukup kuat adalah petir atau kilat. Petir atau Kilat. Petir atau kilat merupakan interferensi yang sering terjadi. Kilat yang terjadi beberapa kilometer masih bisa terdeteksi. Suara kilat ini agak mengaburkan informasi yang didapat dari planet jupiter 29

45. Gambar III.17: Screenshot contoh data pengamatan dari NASA Radio JOVE. Sumbu mendatar menyatakan waktu sedangkan sumbu tegak menyatakan intensitas. Kiri atas adalah contoh sinyal dari latar belakang galaktik, kanan atas adalah semburan dari matahari, kiri bawah short burst Jupiter dan kanan bawah long burst Jupiter. karena proﬁl suaranya mirip dengan sinyal short burst Jupiter tetapi hanya terjadi sesekali saja. Interferensi dari kilat lebih sering terjadi jika ada awan di sekitar tempat teleskop. Selain itu, interferensi ini juga kadang terdengar saat cuaca ce- rah tetapi ada awan di sekitar horizon. Biasanya interferensi ini terbukti ketika ada kilatan cahaya, di chart atau di audio akan terdeteksi. III.6.2 Komunikasi Digital High-Frequency Sumber-sumber interferensi buatan manusia adalah sumber interferensi yang paling sering terdeteksi. Ada beberapa sumber yang akan kita bahas berdasarkan informasi dari Proyek Radio JOVE NASA dan berdasarkan apa yang terdeteksi saat pengamatan. HF Radar. Interferensi HF Radar akan sering terdengar pada frekuensi JOVE dengan kondisi ionosfer yang sesuai. Dua tipe RADAR utama adalah Over The Horizon Radar RADAR (OTHR) dan Survace Wave RADAR (SWR). OTHR menggunakan Ionosfer untuk memantulkan sinyal yang ditransmisikan dalam arah medan pandang horizon sedangkan SWR 30

46. mengandalkan gelombang permukaan tanah. OTHR bisa terdeteksi hingga rentang ribuan kilometer sedangkan SWR memiliki rentang ratusan kilometer. Radioteletype (RTTY). Radioteletype (RTTY) menggunakan transmisi Fre- quency Shift Keying(FSK) untuk memancarkan pesan teks. Misalnya pengiriman teks pada enam puluh kata per menit. PACTOR. PACTOR adalah protokol dalam transmisi radio yang biasa digunakan oleh armada laut atau pengguna lain, termasuk amatir, untuk mengirim dan menerima informasi digital lewat radio. PACTOR adalah salah satu cara yang paling cepat, akurat, dan eﬁsien dalam mengirimkan data digital menggunakan radio. Slow-Scan television (SSTV). Slow-Scan television (SSTV) adalah metode transmisi gambar yang biasa digunakan oleh para operator radio amatir, untuk menerima atau mengirim gambar monokromatik atau warna menggunakan radio. HF Weather FAX. Radiofax atau juga dikenal sebagai Weatherfax dan HF fax dikarenakan menggunakan pita HF (Shortwave), adalah mode analog untuk mentransmisikan gambar hitam putih. Ionosonde. Ionosonde menggunakan beberapa frekuensi radio, memancar- kannya seperti radar untuk mengukur Radio Frequency (RF) berdasarkan karakteristik Ionosfer. III.6.3 Interferensi Lokal Sumber interferensi lokal berasal dari peralatan listrik atau mesin disekitar pengamatan. Peralatan-peralatan listrik dan mekanis tersebut bisa menyebabkan interferensi radio yang bisa ditangkap oleh receiver teleskop radio JOVE. Electrick Buzz. Interferensi ini berasal dari kejutan-kejutan listrik dalam jala-jala listrik di sekitar pengamatan. Sinyal yang muncul berupa spike yang membentuk garis vertikal tajam dan terjadi sangat singkat. Inter- ferensi electrick buzz ini sering muncul saat pengamatan. 31

47. III.6.4 Stasiun Radio Broadcasting Interferensi ini berasal dari siaran-siaran radio komersial dan juga bisa dari stasiun-stasiun radio amatir. 32

48. Bab IV TESTING DAN PENGAMATAN JOVE Seperti telah disebutkan dalam Bab sebelumnnya, ada dua obyek yang bisa digunakan dalam program pengamatan dengan Teleskop Radio JOVE. Obyek ini adalah Jupiter dan Matahari, sedangkan radiasi latar belakang galaktik akan selalu ikut terekam saat sistem aktif. Terkadang level latar belakang galaktik mengalami perubahan, tetapi tidak telalu signiﬁkan. Testing dan pengamatan dilakukan untuk menguji sistem teleskop setelah selesai dibangun (Gambar IV.1). Testing dilakukan dengan mengaktifkan semua peralatan. Hal ini perlu dilakukan untuk menguji peralatan apakah siap untuk digunakan atau tidak. Testing di sini termasuk menjalankan software yang diperlukan saat pengamatan. Setelah didapat hasil yang menyatakan peralatan bekerja, kemudian dilakukan testing pengamatan terhadap dua obyek diatas. Gambar IV.1: Pengamatan Jupiter 33

49. IV.1 Metode Pengamatan Karakteristik radiasi radio antara Jupiter dan Matahari berbeda, sehingga metode untuk mengamatinya juga berbeda. Seperti yang sudah dibahas pada Bab II, Jupiter mengemisikan radio pada waktu-waktu tertentu yang lebih bisa diprediksi, sedangkan Matahari tidak bisa diprediksi. Untuk hal teknis, ada beberapa langkah yang harus dilakukan untuk memastikan alat bekerja. Beberapa hal tersebut adalah: 1. Memastikan antena telah dipasang dengan benar. Kabel koaksial disambung dulu dengan antena. Setelah dipastikan kabel dan antena tersambung, antena didirikan. Sambungan antara antena dan combiner juga dipastikan tersambung. 2. Menyambung kabel koaksial ke receiver. Menyambung kabel koaksial dari combiner ke receiver. Kabel ini memiliki panjang 1 λ (12,28 m). 3. Menyambung kabel audio ke soundcard Kabel audio dari receiver dipersiapkan dan dipasang untuk menyalurkan sinyal audio dari receiver ke komputer (soundcard.) 4. Mengaktifkan semua peralatan. Setelah semua peralatan siap dan sambungan juga sudah dipastikan tersambung semua, peralatan diaktifkan. Pengaktifan bisa dimulai dari receiver dengan memberikan catu daya yang diperlukan dan menyalakan- nya dengan volume diset di posisi sekitar jam 12. Posisi ini kira-kira merupakan posisi tengah volume 5. Mengaktifkan semua software yang akan digunakan. Software yang telah dipersiapkan diaktifkan, dimulai dari Radio Jupiter Pro3, Sky-Pipe, Audacity (jika ingin merekam audio), dan membuka log pengamatan yang disediakan Radio Sky-Pipe II. IV.2 Testing Jove 1 dan Jove 2 Ada dua tempat teleskop radio JOVE yang ada di Observatorium Bosscha. Lokasi yang pertama yaitu di samping ruang radio atau di depan gedung Surya. 34

50. Sedangkan lokasi yang kedua yaitu di dekat ruang teleskop transit atau di sebelah Pos Satpam di Observatorium Bosscha. Gambar IV.2: Antena Jove 1 (AJ-TB1)disebelah teleskop transit (kiri) dan antena Jove 2 (AJ-TB2) di depan teleskop surya (kanan). Testing dilakukan pada masing-masing antena dan feedlines dengan cara melakukan pengamatan baik secara simulatan atau sendiri-sendiri. Jika didapat sinyal yang masuk, secara kualitatif diasumsikan antena telah bekerja. Pengetesan tidak hanya dilakukan ketika antena sudah terpasang, tetapi juga dilakukan sebelum antena terpasang. Pengetesan ini dilakukan dengan menggunakan multitester untuk memastikan bahwa masing-masing bagian antena telah tersambung dengan baik, terutama bagian sambungan antara dipol dan feedlines. IV.3 Pengamatan Semburan Radio Jupiter Emisi radio Jupiter dipengaruhi koordinat Jupiter dan posisi Io relatif terhadap Jupiter dan Bumi (pengamat). Selain itu, perlu dilakukan sinkronisasi dengan medan deteksi antena (beamwidth). Sehingga ketika didapat prediksi emisi radio Jupiter, perlu dipastikan pula bahwa pada saat itu posisi Jupiter berada pada beamwidth antena. Untuk melakukan perencanaan pengamatan, bisa menggunakan software Jupiter Pro 3 yang sudah dibahas pada Bab III diatas. Pada Gambar IV.3 diperlihatkan beberapa software yang digunakan saat testing mengamati Jupiter. Berbeda dengan pengamatn optik kebanyakan yang bisa dilakukan dengan memantau langit langsung dan mengecek lewat eyepiece, pengamatan radio JOVE ini hanya dilakukan dengan cara memonitor lewat komputer. Pa- da testing pengamatan Jupiter ini, belum didapat suatu data yang benar- 35

51. benar meyakinkan tentang adanya semburan radio yang terdeteksi berasal dari Jupiter. Gambar IV.3: Screenshot software yang digunakan saat pengamatan Jupiter. Ada Audacity, Radio Sky-Pipe II dan Log Pengamatan, peta prediksi semburan radio Jupiter terhadap CML dan Io-Phase serta peta posisi Jupiter dan Matahari terhadap beamwidth antena. 36

52. IV.4 Pengamatan Semburan Radio Matahari Pengamatan Matahari dilakukan dengan metode monitoring. Waktu yang digunakan juga lebih acak, artinya tidak ada waktu yang lebih istimewa daripada waktu yang lain kecuali hanya saat Matahari masuk dalam beam antena. Keberhasilan mendeteksi semburan radio juga tergantung aktifitas Matahari. Pada saat uji pengamatan, pernah terdeteksi semburan radio yang kuat. Kejadian ini bertepatan dengan terjadinya flare besar pertama dalam siklus 24 ini (http://www.spaceweather.com). Flare ini terjadi pada tanggal 15 Februari 2011. Data hasil pengamatan dari teleskop radio JOVE Observatorium Boss- cha bisa dilihat pada Gambar IV.5. Pada gambar tersebut terdapat beberapa kali peningkatan intensitas. Data spektrum radio dari Bruny Island Radio Spectrometer, Tasmania, Australia juga didapat intensitas radio yang kuat pada waktu dideteksinya semburan radio di Observatorium Bosscha (Gambar IV.6, yaitu sekitar 4:30 UT. Dari konfirmasi yang dilakukan dengan beberapa Observatorium profesion- al seperti GOES, SDO, dan STEREO (Gambar IV.8, IV.9 dan IV.10) juga didapat hubungan yang positif tentang terjadinya flare yang terdeteksi menggunakan teleskop Radio JOVE di Observatorium Bosscha. Bahkan dari data GOES, menunjukkan bahwa flare ini merupakan jenis flare kelas X di mana flare kelas ini merupakan kelas flare paling kuat. Pengamatan ini merupakan testing peralatan setelah dilakukan testing kalibrasi menggunakan sumber derau yang pertama kali. Screenshot monitor dan software yang digunakan saat pengamatan bisa dilihat pada Gambar IV.4. Pada pengamatan ini juga sempat direkam suara dari semburan radio Matahari tersebut. Profil audio semburan ini bisa dilihat pada Gambar IV.7. Gambar tersebut adalah profil audio dengan durasi sekitar 1,55 menit. Ter- jadinya semburan radio yang terjadi sekitar 4:36 UT membentuk bagian yang menebal pada gambar. Kemudian diikuti bagian menebal yang kecil-kecil untuk semburan yang lebih kecil berikutnya. 37

53. Gambar IV.4: Pengamatan semburan radio Matahari saat ﬂare kelas X2 tanggal 15 Februari 2011. Pada screenshot diatas diperlihatkan ada dua software yang digunakan saat pengamatan, yaitu Jupiter Pro3 untuk melihat posisi Matahari terhadap beam antena dan Radio Sky-Pipe II untuk merekam intensitas semburan, baik diagram power ataupun audio, sekaligus untuk menampilkan dan mencatat log pengamatan. 38

54. Gambar IV.5: Hasil pengamatan semburan radio Matahari 15 Februari 2011 39

55. Gambar IV.6: Spektrum radio dari Bruny Island Radio Spectrometer, Tasmania, Australia. Sumbu tegak adalah frekuensi mulai 6 MHz (bawah) sampai 62 MHz (atas). Sumbu mendatar adalah waktu dalam UT yang dimulai pada 04 UT (kiri) sampai 05 UT (kanan) dengan tanda garis-garis kecil menandakan selang waktu lima menit. Sumber: http://gbsrbs.nrao.edu/Html/2011/02/20110215 birs.html Gambar IV.7: Profil audio saat terjadinya solar flare kelas X2 tanggal 15 Februari 2011. Hasil rekaman ini sudah mengalami penguatan (amplifikasi) dengan menggunakan software audio Audacity. 40

56. Gambar IV.8: Profil fluks sinar X dari satelit GOES. Sumber: http://www.swpc.noaa.gov Gambar IV.9: Konfirmasi citra Matahari dari satelit SOHO saat terdeteksinya semburan radio 15 Februari 2011. Tanda lingkaran hitam menandakan lokasi sunspot 1161 tempat terjadinya flare dan tanda panah menunjukkan tampak seperti material yang terlontarkan (dilihat dalam mode video). Sumber: http://spaceweather.com 41

57. Gambar IV.10: Screenshot video coronagraph diambil menggunakan satelit STEREO behind tanggal 15 Februari 2011 saat terjadinya ﬂare. Sumber: http://spaceweather.com 42

58. Bab V PENGEMBANGAN INTERFEROMETER JOVE DUA ELEMEN V.1 Interferometry Teleskop optik maupun radio membutuhkan area pengumpul sinyal yang jauh lebih besar dari panjang sinyal elektromagnetiknya untuk mendapatkan resolusi yang tinggi. Bagi teleskop optik tidak terlalu sulit, karena panjang gelombang optik sangat kecil, yaitu dalam rentang sekitar 380-780 nanometer. Sedangkan bagi teleskop radio akan menjadi masalah besar, karena panjang gelombang radio jauh lebih besar, sehingga secara teknis akan sulit membangun teleskop radio dengan diameter hingga puluhan kilometer. Gambar V.1: Diagram interferometer dua elemen. Sumber: http://fringes.org/ Interferometer radio bisa menjadi jawaban keterbatasan resolusi pada teleskop radio. Metode yang digunakan adalah menggunakan dua atau lebih elemen antena kecil untuk mengamati obyek yang sama, yang digunakan untuk 43

59. mensimulasikan komponen-komponen sebuah antena yang besar, seperti di- ilustrasikan pada Gambar V.1. Dengan cara ini, bisa didapat resolusi yang tinggi. Gelombang radio dari sumber langit secara berurutan datang secara sefase (in phase) dan tidak sefase (out of phase) seiring rotasi bumi. Hal ini akan menyebabkan pergeseran perbedaan jarak antara kedua elemen terhadap sumber (Gambar V.1). Jika sinyal dari kedua elemen yang digabung (korelasi) akan membentuk pola-pola interferensi seperti juga pada panjang gelombang optik. Untuk interferomter dua elemen, dengan jarak antara antena tertentu, akan dibentuk pola beam seperti contoh pada Gambar V.2. Ada dua jenis pola pada gambar tersebut yaitu beam yang akan mendeteksi interferensi membangun (in phase) dan beam yang mendeteksi interferensi melemahkan (out of phase). Gambar V.2: Pola radiasi atau deteksi antena. Pola interferensi membangun digambarkan dengan warna merah dan yang melemahkan digambarkan dengan warna hijau. Sumber: http://fringes.org Dengan mengubah jarak antar antena (baseline), kita bisa mempelajari bentuk dari obyek yang kita amati. Baseline yang panjang akan meningkatkan jumlah pola beam antena sehingga akan meningkatkan resolusi dan bisa digunakan untuk mempelajari obyek dengan bentuk kecil (Gambar V.3). Sedan- 44

60. gkan baseline yang pendek bisa digunakan untuk mempelajari obyek dengan bentuk besar. Gambar V.3: Perbandingan pola beam atau power pattern antara interferometer yang memiliki baseline 20 meter (kiri) dan 150 meter (kanan). Sumber: http://fringes.org/ Interferomter yang memiliki baseline berbeda, jika masing-masing sinyal dari masing-masing antena tiap sistem interferometer dikorelasikan, akan membentuk pola fringe yang berbeda pula. Sseperti yang ditunjukkan pada Gam- bar V.4, untuk baseline yang panjang, akan didapat pola fringe yang lebih rapat. Sedangkan baseline yang pendek akan membentuk pola fringe yang besar dan lebar. Pengaruh yang lain yaitu waktu yang dibutuhkan untuk membentuk satu gelombang penuh pada fringe. Untuk fringe yang rapat, akan membutuhkan waktu yang lebih singkat untuk membentuk satu pola gelombang penuh. Sedangkan fringe yang besar akan memiliki perilaku sebaliknya. Hasil fringe yang didapat dari interferomter JOVE akan terlihat seperti pada Gambar V.5. Gambar ini merupakan hasil dari interferometer JOVE yang dikembangkan David Brodrik dari Swinburn University dan para astronom radio professional dari ATNF, Narrabri, Australia (http://fringes.org). Sedan- gkan perbedaan fringe untuk baseline yang memiliki panjang berbeda, pada pengamatan nyata, akan tampak seperti Gambar V.6. 45

61. Gambar V.4: Hasil korelasi dari masing masing antena. Sumber: http://fringes.org/ Gambar V.5: Data fringe yang didapat dari interferomter JOVE. Sumber: http://fringes.org/ 46

62. Gambar V.6: Perbedaan hasil fringe dari pengamatan dengan baseline yang berbeda. Biru untuk baseline 30 m Timur-Barat dan Oranye untuk baseline 135 m Timur- Barat. Sumber: http://fringes.org 47

63. V.2 Lokasi Antena dan Baseline Sistem interferometer JOVE dua elemen yang dibangun di Observatorium Bosscha berlokasi di lokasi yang mudah ditemukan. Antena pertama dengan nama AJ-TB1 berada di samping teleskop Transit dekat Pos Satpam di Ob- servatorium Bosscha. Sedangkan antena kedua dengan nama AJ-TB2 berada di dekat ruang kontrol radio. Diagram antena dan sistem interferomter secara keseluruhan bisa dilihat pada Gambar V.7. Sedangkan posisi antena jika dilihat dari atas menggunakan bantuan Google Earth ditunjukkan pada Gambar V.8. Gambar V.7: Diagram sistem interferometer radio JOVE Ruang kontrol radio juga digunakan sebagai ruang penyimpanan data, monitoring dan juga korelator. Maing - masing antena disalurkan melalui kabel coaxial RG 6/U ke ruang kontrol radio. Pekerjaan penyambungan kabel ini didahului dengan menyiapkan jalur yang akan dilewati kabel terutama persiapan jalur yang melewati jalan di dekat portal masuk dekat Pos Satpam Observatorium Bosscha. Jalur ini dipersiapkan dengan memperbesar jalur kabel internet yang sudah lebih dulu ada. Jalur ini juga dilengkapi kotak kontrol untuk mempermudah perawatan atau pengembangan lebih lanjut. Setelah jalur pengkabelan sudah selesai dipersiapkan, pekerjaan selanjutnya adalah mengukur panjang kabel yang diperlukan untuk menyambung ante- 48

64. Gambar V.8: Lokasi Antena Interferometer JOVE di Observatorium Bosscha dan baseline. Sumber: Google Earth Tabel V.1: Spesiﬁkasi Feedlines Interferometer Awal (November 2010) Antenna Panjang (meter) Lambda AJ-TB1 110,18 9 AJ-TB2 12,28 1 na AJ-TB1 ke ruang radio. Dari pengukuran yang dilakukan, didapat panjang sekitar 174 meter. Untuk mengakomodasi jarak tersebut, diperlukan kabel dengan panjang 9 λ atau sekitar 110,18 meter. Sedangkan feedlines untuk AJ- TB2 menggunakan kabel dengan panjang 1 λ pada saat awal-awal percobaan. Setelah datang kabel yang baru, feedlines AJ-TB2 diganti dengan panjang yang sama dengan feedlines AJ-TB1. Kabel yang digunakan merupakan kabel sisa pengembangan sebelumnya. Pengukuran panjang kabel menggunakan meteran biasa dengan ketelitian mm. Meteran ini memiliki panjang maksimum 50 meter sehingga untuk mengukur jarak yang panjang dilakukan pengukuran berulang secara estafet dengan memberikan tanda merah pada kabel setiap 50 meter. 49

65. V.3 Receiver Receiver yang digunakan adalah receiver rakitan sendiri, yaitu yang dirakit oleh Laboratorium Telekomunikasi Radio dan Gelombang Mikro (STEI-ITB). Desain tetap mengacu pada desain receiver dari NASA Radio JOVE project tetapi menggunakan komponen yang berasal dari sumber lokal. Diagram antena dan receiver sama dengan desain radio JOVE, tetapi dilakukan modiﬁkasi pada bagian LO/Mixer untuk keperluan interferomter ini (Gambar V.9). Sedangkan posisi receiver di ruang kontrol radio bisa dilihat pada Gambar VI.8. Gambar V.9: Diagram block sistem interferomter Jove V.3.1 Local Oscillator Local Oscillator merupakan bagian kunci dari gelombang yang ditangkap dalam sistem interferometer. Gelombang yang ditangkap kedua antena dikunci oleh LO ini untuk memastikan gelombang yang ditangkap kedua receiver sama. Sehingga dalam sistem ini, dibutuhkan satu LO untuk menjalankan dua receiver (Gambar V.9). 50

66. Gambar V.10: Diagram block sistem interferomter JOVE. V.4 Software Ada dua software utama yang digunakan dalam sistem atau pengamatan interferomter JOVE dua elemen ini. Yang pertama yaitu scope dan yang kedua adalah Simple Audio Correlator (SAC). V.4.1 Scope Scope merupakan jenis software yang digunakan untuk melihat bentuk gelombang. Software ini digunakan untuk melihat fasa dari sinyal audio yang masuk ke komputer. Peran Scope sebenarnya sebagai pengganti Oscilloscope yang rusak di Observatorium Bosscha. Scope mendeteksi dan menganalisa sinyal yang masuk lewat soundcard. Scope berjalan pada sistem operasi Windows dengan screenshot seperti pada Gambar V.11. V.4.2 SAC David Brodrik dari Swinburn University telah mengembangkan software correlator yang berbasis soundcard pada interferometer JOVE dua elemen. Soft- ware ini diberi nama Simple Audio Correlator (SAC). Program SAC berjalan 51

67. Gambar V.11: Screenshot scope. pada sistem operasi LINUX. Beberapa kelengkapan yang bisa dilakukan software ini adalah: • Setiap detik atau dalam rentang waktu tertentu (dapat diatur) merekam total power dari masing-masing channel dari soundcard dan juga melakukan cross correlation (untuk interferomter). • Bisa melakukan penyimpanan data sehingga bisa dilakukan analisis lebih lanjut. • Beroperasi dalam mode client atau server, sehingga datanya bisa diakses lewat internet. • Algoritma otomatis untuk menghilangkan interferensi spike yang muncul secara tiba-tiba seperti dari saklar listrik sekitar yang dinyalakan atau juga interferensi dengan durasi panjang seperti pemancar radio yang bekerja pada frekuensi yang sama. • Dapat merekam data mentah soundcard untuk periode tertentu misalnya satu hari atau satu minggu sehingga bisa dibuat ﬁle audio .wav kapan- pun. 52

68. • Dapat dilakukan perata-rataan data dari hari yang berbeda bersama berdasar waktu siderisnya untuk menaikkan signal-to-noise rasio dan juga untuk mengisi celah pada data yang disebabkan Radio Frequency In- terference (RFI). • Bisa menulis data dalam format ASCII sehingga bisa dilakukan analisis lebih lanjut dengan software yang berbeda. • Bisa dilakukan editing data secara manual misalnya untuk menghilangkan RFI yang lolos dari algoritma otomatis, atau untuk menambah oﬀset chanel agar bisa membentuk graﬁk yang bagus. • Disertakan data contoh yang bisa dipergunakan untuk melihat hasil software ini. • Software ini gratis (GPL) Sistem Operasi Linux David Brodrik mengembangkan software SAC untuk berjalan dalam Sistem Operasi Linux. Dalam webnya dia memberikan catatan tentang syarat yang diperlukan untuk menjalankan software ini, yaitu: • Linux dengan Kernel 2.4, tetapi agak bermasalah dengan multi-threading pada Kernel dibawah 2.6. • pgplot • g++ • libx11-dev, libc6-dev, libpng-dev, dan librari lain jika diperlukan. V.5 Kalibrasi Kalibrasi yang dilakukan adalah kalibrasi fasa. Kalibrasi fasa perlu dilakukan jika kita ingin fringe yang kita dapatkan bisa bermakna secara astronomis. Artinya, dengan fringe yang didapat, bisa diekstrak informasi tentang posisi benda langit yang terdeteksi. Berikut ini akan dibahas tentang metode kalibrasi interferometer radio JOVE yang sudah dilakukan di Narrabri, Austrailia. Karena keterbatasan 53

69. waktu dan instrumen, untuk interferometer radio JOVE Bosscha belum dilakukan kalibrasi. Pada intinya, proses kalibrasi ini dilakukan agar sinyal yang datang dari antena secara bersamaan, harus sefasa pada komputer/correlator. Bisa jadi sinyal yang ditangkap antena secara bersamaan tidak sefasa ketika sampai di komputer/correlator. Hal ini bisa disebabkan oleh panjang fisik jalur transmisi yang tidak sama dan atau panjang kabel yang digunakan untuk sinyal LO tidak sesuai. Sehingga, perlu dilakukan penyesuaian panjang kabel agar didapat sinyal sefasa. Dibutuhkan osscilloscope untuk melihat dan membandingkan dua bentuk gelombang dari output audio masing-masing receiver. Jika tidak ada osscilloscope, bisa digunakan PC soundcard dan software pelihat bentuk gelombang. Atur sama volume masing-masing receiver. Lepas semua speaker dari receiver, karna jika receiver mendapat beban yang berbeda, pengukuran fasa bisa terpengaruh. Jika fasa yang diterima sama, maka akan tampak seperti Gambar (V.12)dan pada grafik gelombang X Vs Y akan membentuk garis 45◦ . Gambar V.12: Fasa sejajar. Sumber: http://fringes.org Jika fasenya quadrature atau memiliki beda fasa 90◦ , maka akan membentuk lingkaran (Gambar V.13). Pola selengkapnya bida dilihat pada Gambar V.14 yang menunjukkan beberapa nilai beda fasa dan grafik XY atau biasa disebut juga sebagai pola Lissajous yang diambil dari nama fisikawan Prancis Jules Antoine Lissajous. Jika sinyal tidak sefasa, maka mereka akan memiliki puncak gelombang pada waktu yang berbeda. Jika bisa ditentukan perbedaan waktu puncak (Terr) dan juga periode satu gelombang penuh (Tcyc), maka bisa ditentukan 54

70. Gambar V.13: Fasa quadrature. Sumber: http://fringes.org Gambar V.14: Berbagai perbedaan fasa dan bentuk graﬁk lissajous-nya. Sumber: http://www.hobbyprojects.com 55

71. error fasanya menggunakan persamaan: Perr = 360(Terr/Tcyc)derajat (V.1) Kita juga bisa mengukur berapa panjang kabel delay untuk menyesuaikan fasanya (Ladj) dengan persamaan : Ladj = (Terr/Tcyc)(V f ∗ Lwav) (V.2) dimana Vf adalah Velocity factor dari kabel koaksial dan Lwav adalah panjang satu gelombang di ruang bebas. Cara lain untuk mengkalibrasi fasa adalah dengan menggunakan sumber astronomis yang sebenarnya (tentu saja instrumen harus sudah bisa mendeteksi fringe). Kalibrator yang baik adalah sumber radio yang kecil dan ’terang’ di mana saat transit, tidak ada sumber lain di langit. Periode solar continuum storming matahari merupakan kalibrator fasa yang ideal kerena merupakan sumber titik dan ’terang’. Idenya adalah untuk membandingkan waktu transit sumber kalibrator dengan waktu central lobe pada pola fringe yang terdeteksi. Jika LO receiver sefasa, dan panjang feedlines antena sama, maka kita akan mendapatkan nilai fringe maksumum saat transit. Jika fringe tidak sesuai dengan yang diharapkan, kita bisa melakukan pendekatan ukuran panjang kabel delay LO dengan persamaan berikut: Ladj ∼= (V f ∗ Lwav)(Terr/Tfringe) (V.3) Dengan; Ladj = Kabel yang dibutuhkan untuk penyesuaian LO delay (m). Lwave = Panjang gelombang frekuensi LO pada free space (m). Vf = Velocity factor dari kabel koaksial delay (rasio ¡ 1,0). Terr = Perbedaan waktu antara pusat fringe yang teramati dengan yang diprediksi. Tfringe = waktu yang dibutuhkan untuk membentuk satu fringe penuh, dihitung mulai dari pusat lobe ke fringe yang berdekatan. Gambar V.15 menunjukkan contoh kalibrasi dari sumber kalibrator Cen- taurus A yang diamati dari Narrabri, Australia (http://fringes.org) tanggal 11 Mei 2002 dengan baseline 150 meter. CenA transit pada LST 13:25.5, pada garis vertikal ungu. Ketika kita mengukur nilai maksimum lobe pusat, ditemukan terjadi pada 13:29.4, memiliki nilai error (Terr) 3,9 menit. 56

72. Gambar V.15: Kalibrasi menggunakan sumber radio astronomi Centaurus A. Sum- ber: http://fringes.org Kita mengukur durasi satu fringe penuh, Tfringe, pada 30,3 menit. Bi- asanya lebih baik Tfringe ditentukan dengan merata-ratakan dua fringe yang berdekatan. Pada prakteknya juga sering dilakukan pengukuran fringe dari titik persilangan nol daripada dari titik puncaknya. Misalnya kita melakukan pengamatan pada 20 MHz (Lwave = 15 m) dan akan menggunakan kabel koaksial RG-6/U untuk kabel delay dengan Vf 0,82. Sehingga kita perlu malakukan penyesuaian sebesar: Ladj ∼= (0, 82 ∗ 15)(3, 9/30, 3) ∼= 1, 58meter (V.4) Sedangkan untuk interferometer JOVE Observatorium Bosscha baru dilakukan pengetesan fasa secara kualitatif untuk melihat bentuk gelombangnya menggunakan software scope dengan hasil seperti pada Gambar V.16, Gambar V.17, dan Gambar V.18. 57

73. Gambar V.16: Perbedaan sinyal sefasa dan tidak sefasa receiver. Sinyal ini merupakan sinyal dasar dari masing-masing receiver (antena tidak tersambung). Dari percobaan, sinyal bisa berubah fasa 180 derajat dengan membalik sambungan listrik yang tersambung dengan terminal. Gambar V.17: Antena tersambung satu (kiri) dan antena tersambung semua (kanan) 58

74. Gambar V.18: Diagram lissajous untuk input audio yang sefasa. 59

75. V.6 Peralatan Pendukung Ada beberapa peralatan yang dapat digunakan untuk membantu atau mempermudah saat pengamatan interferomter berlangsung. Dua hal yang dirasa paling membantu adalah speaker dan oscilloscope/waveform viewer. • Sound System atau speaker sound system atau speaker yang diperlukan adalah yang stereo karena untuk memantau secara langsung sinyal dari masing-masing receiver. Pemantauan ini diperlukan untuk memastikan bahwa sinyal dari masing- masing receiver telah diterima komputer. Oleh sebab itu, input dari speaker ini merupakan output audio dari komputer. • Oscilloscope atau waveform viewer Peran oscilloscope atau waveform viewer disini mirip dengan speaker, tetapi pada mode visual. 60

76. Bab VI TESTING DAN PENGAMATAN INTERFEROMETER JOVE VI.1 Metode Pengamatan Pengamatan dilakukan dengan cara merekam data dari dua receiver dan dua antena secara simultan. Konﬁgurasi yang digunakan adalah AJ-TB1 disambung dengan receiver 2 dan AJ-TB2 dengan receiver 1. Tidak ada alasan khusus mengenai pemilihan konﬁgurasi ini selain hanya untuk memudahkan dalam praktik pengamatan saja. Receiver 1 disambung dengan AJ-TB2 yang berada lebih dekat dengan ruang radio, sedangkan receiver 2 disambung dengan AJ-TB1 yang posisinya lebih jauh dari AJ-TB2 terhadap ruang radio. Proses pengambilan data dilakukan terus menerus selama pengamatan dengan syarat cuaca mendukung. Cuaca buruk seperti petir bisa merusak sistem. Sehingga secara berkala harus dipantau untuk berjaga-jaga jika terjadi perubahan cuaca yang memburuk. Tidak ada ketentuan tentang lama pengamatan, yang paling berpengaruh adalah cuaca. Jika cuaca baik, artinya tidak hujan yang berpotensi petir, maka pengamatan masih bisa dilakukan. Namun, jika cuaca memburuk, ter- pakasa peralatan dimatikan dan sambungan ke antena semua dilepas. Hal ini dilakukan untuk menghindari induksi petir yang bisa merusak peralatan. VI.2 Testing Pengamatan dan Data Pengamatan Testing pengamatan dilakukan beberapa kali. Testing pengamatan dilakukan dengan metode monitoring, yaitu peralatan diaktifkan semua dan dibiarkan terus merekam data dan melakukan korelasi dari masing-masing antena dan receiver. 61

77. VI.2.1 Pengamatan 1 (3 November 2010) Pengamatan pertama dilakukan pada tanggal 3 November 2010. Pengamatan ini sebenarnya hanya testing software SAC yang akan digunakan dalam pengamatan interferometer. Testing ini dilakukan untuk persiapan sebelum pemasangan feedlines dari masing-masing antena untuk memastikan kesiapan dari sisi software. Sehingga ketika feedlines selesai dipasang, pengamatan interferomter langsung bisa dilakukan tanpa ada masalah dengan software. Gambar VI.2.1 merupakan hasil dari testing pengamatan ini dan juga merupakan first light dari software ini (bukan first light interferomter). Tidak ada konfigurasi feedlines yang digunakan karena pada testing ini hanya digunakan satu buah receiver saja. software, 3 November 2010]First Ligth software, 3 November 2010. Hasil pengamatan ditunjukkan pada jendela dengan latar belakang berwarna hitam yang disebut sebagai jendela data. Ada dua bagian pada jendela terse- but, yaitu bagian atas dan bawah. Bagian atas menunjukkan nilai power dari masing-masing kanal soundcarad. Sedangkan bagian bawah adalah hasil cross correlation dari power kanal kiri (left channel) dengan power kanal kanan (right channel). 62

78. VI.2.2 Pengamatan 2 (6 November 2010) Berikut adalah hasil testing pengamatan pada tanggal 6 November 2010 selama 24 jam. Pengamatan dimulai sekitar jam 11:00 WIB sampai jam yang sama hari berikutnya. Pengamatan ini merupakan pengamatan pertama dalam sistem interferomter. First light interferometer bisa dilihat pada Gambar VI.2. Feedlines yang digunakan yaitu kabel koaksial RG-6/U dengan panjang untuk AJ-TB1 yaitu 9 λ (110,18 m) dan untuk AJ-TB2 yaitu 0,5 λ (6,19 m). Peng- gunaan panjang feedlines ini hanya berdasar pada ketersediaan kabel feedlines yang ada. Gambar VI.2: First light Interferometer, 6 November 2010. Pada bagian power, kanal kiri ditunjukkan dengan warna hijau sedangkan kanal kanan ditunjukkan dengan warna merah muda. Sedangkan hasil pengamatan seluruhnya (selama 24 jam) untuk testing ini bisa dilihat pada Gambar VI.3. Pada gambar tersebut terdapat proﬁl gelombang naik turun yang disebut fringe. Tapi sampai tahap ini, belum diketahui sumber dibalik fringe yang didapat. Pada jendela data (latar belakang hitam) bagian power akan terdeteksi power dari masing-masing kanal soundcard. Kanal kiri ditunjukkan dengan warna hijau dengan nilai rata-rata berupa garis biru. Sedangkan kanal kanan ditunjukkan dengan warna merah muda dengan garis merah sebagai nilai rata- ratanya. Untuk data bagian cross correlation hanya berupa warna merah dengan garis putih sebagai nilai rata-ratanya. 63

79. Gambar VI.3: Testing pengamatan 6 November 2010 sekaligus ﬁrst fringe Inter- ferometer 64

80. VI.2.3 Pengamatan 3 (13 November 2010) Pengamatan yang ke-3 dilakukan tanggal 13 November 2010. Pengamatan ini juga dilakukan selama 24 jam dimulai dari sekitar jam 10:00 WIB sampai waktu yang sama pada hari berikutnya. Tidak ada alasan khusus dalam pemilihan waktu mulai pada testing pengamatan ini dan juga testing pengamatan yang lain. Hasil pengamatan ini bisa dilihat pada Gambar VI.4. Pada gambar terse- but tercatat dimana nilai power tampak rendah dan stabil membentuk garis lurus. Kejadian ini bertepatan dengan waktu dini hari, mulai sekitar jam 00:00 WIB sampai sekitar jam 05:00 WIB. Jika dikonﬁrmasi dari suaranya memang pada waktu ini sama sekali tidak ada interferensi pemancar radio lokal seperti yang terjadi waktu siang hari atau malam. Tetapi kejadian ini tidak terjadi pada pengamatan ke-2 dan sayang sekali tidak sempat tercatat kondisi suara pada saat pengamatan ke-2 sehingga tidak bisa membandingkan kondisi interferensi pemancar radio lokalnya. Pada saat bagian ini dilihat lebih detail, tampak membentuk pola fringe dari hasil korelasi silangnya (Gambar VI.5 dan VI.6). Gambar VI.4: Testing pengamatan tanggal 13 November 2010 65

81. Gambar VI.5: Testing pengamatan dini hari Gambar VI.6: Testing pengamatan 14 november 2010 jam 01:00 - 03:00 WIB. 66

82. VI.2.4 Pengamatan 4 (28 Februari 2011) Pengamatan interferometry yang ke-4 dilakukan setelah feedline AJ-TB2 diganti menjadi 9 λ. Kabel yang semula, yaitu yang memiliki panjang 0,5 λ dan 1 λ masih ada, sehingga masih bisa dipakai jika ingin melakukan pengamatan elemen tunggal. Penggantian dilakukan dengan mengukur dulu panjang kabel agar sama antara feedline AJ-TB1 dan AJ-TB2. Feedlline AJ-TB2 yang semula terpasang setengah permanen saat dilakukan pengamatan 1-3 dibongkar kembali untuk diukur ulang dan sebagai patokan untuk feedline AJ-TB2. Setelah diukur kembali, feedline AJ-TB1 memiliki panjang tepat 9 λ atau sekitar 110,18 meter. Kemudian kabel yang beru dipotong dengan panjang sama dengan feedline AJ-TB1. Spesiﬁkasi feedlines interferomter ini bisa dilihat pada Tabel VI.1. Gambar VI.7: Pengukuran dan pemberian label masing-masing feedline (kiri) dan penimbunan feedline di sekitar AJ-TB1 (kanan). Tabel VI.1: Spesiﬁkasi Feedlines Interferometer Akhir (Februari 2011) Antenna Panjang (meter) Lambda AJ-TB1 110,18 9 AJ-TB2 110,18 9 Pengukuran panjang kabel juga disertai pemberian label dari masing-masing kabel. Label diberikan pada rentang 20 meter. Pemilihan angka 20 bersifat kualitatif yaitu tidak telalu besar dan tidak terlalu pendek. Selain jarak, label juga diberikan untuk menandai kabel antena masing-masing. Penandaan ini dimaksudkan untuk memudahkan dalam perawatan nanti atau saat operasion- al pengamatan. Kondisi ruang radio saat dilakukan testing pengamatan ini bisa dilahat 67

83. pada Gambar VI.8. Gambar tersebut menunjukkan kondisi ruang radio setelah ditata ulang dan digunakan untuk testing pengamatan. Pengamatan seluruhnya pada testing ini dilakukan selama sekitar 65 jam atau hampir tiga hari berturut-turut. Dimulai pada tanggal 28 Februari 2011 sekitar jam 15:30 WIB sampai tanggal 3 Maret 2011 sekitar jam 08:30 WIB. Hasil pengamatan ini bisa dilihat pada Gambar VI.9. Pada testing pengamatan ini juga didapat nilai power yang stabil setiap dini hari seperti pengamatan ke-3. Gambar detail pada saat itu bisa dilihat pada Gambar ﬁg:kosongdinihr. Belum diketahui pula penyebab pasti dari perilaku ini. Mungkin kasusnya sama dengan pengamatan ke-3. Gambar VI.8: Ruang radio saat pengamatan 28 Februari 2011. Tampak kabel AJ-TB2 yang digulung di sebelah kanan meja. 68

84. Gambar VI.9: Screenshot hasil pengamatan interferometer selama sekitar 65 Jam mulai tanggal 28 Februari 2011 sampai 3 Maret 2011. 69

85. Gambar VI.10: Screenshot detail bagian data yang stabil dan membentuk garis lurus. Gambar atas menunjukkan hari pertama, kiri bawah hari kedua, dan kanan bawah hari ketiga. Proﬁlnya hampir sama hanya tampak perbedaan yang tidak terlalu besar. 70

86. Bab VII KESIMPULAN VII.1 Kesimpulan Berdasarkan hasil pengujian dan testing pengamatan, ada beberapa hal yang bisa disimpulkan. Pengembangan antena telah dilakukan dengan baik dan bisa bekerja dengan baik pula. Testing masing-masing antena, secara kualitatif juga menunjukkan hal positif. Testing pengamatan menggunakan receiver original, secara beruntung, juga sempat mendapat semburan radio matahari saat ﬂare tanggal 15 Februari 2011. Dengan data ini membuat kita semakin yakin dengan performa kerja antena dan receiver original. Namun selain keberhasilan sistem di atas, ada beberapa yang masih mendapat catatan. Pengamatan secara interferometry menggunakan receiver rakitan sendiri masih menunjukkan performa yang kurang. Masih terlalu banyak interferensi radio broadcasting terestrial yang masuk dibandingkan receiver orisinil (dari NASA Radio Jove Project). Masalah ini sudah diidentiﬁkasi sejak awal- awal pengembangan, tetapi setelah dilakukan perbaikan di LTRGM, masih tidak telalu terlihat perubahannya. Sehingga perlu dilakukan berbagai langkah perbaikan lagi terhadap receiver lokal. Tidak teraturnya fringe atau data interferomter yang didapat, diduga disebabkan oleh receiver-nya. Jika receiver sudah lebih baik dan bisa mendeteksi fringe, kita bisa melakukan pekerjaan selanjutnya seperti kalibrasi fasa dan pendalaman software-nya. VII.2 Perspektif Pekerjaan pengembangan teleskop radio dan interferomter JOVE ini memang belum selesai penuh. Dari pengembangan dan percobaan yang telah dilakukan membuat kita semakin mengerti tentang astronomi radio frekuensi rendah, mulai dari teori, instrumentasi, teleskop radio elemen tunggal sampai interfer- omtery dua elemen. Dengan begitu kita juga bisa merencanakan pengembangan lebih lanjut dari pengetahuan yang telah didapat. 71

87. Kemampuan receiver bisa ditingkatkan dalam pengembangan lanjutan, sehingga didapat data yang lebih bersih dan ’mudah’ diidentiﬁkasi makna ﬁ- sisnya. Beberapa antena bisa ditambahkan untuk membangun sistem interferomter yang lebih kompleks. Dari pengembangan lanjutan ini diharapkan didapat citra radio pada frekuensi rendah. 72

88. DAFTAR PUSTAKA [1] Flagg, R.S. 2000. Listening ti Jupiter. Radio-Sky Publishing, Kentucky. [2] Hidayat, T., Irfan, M., Dermawan, B., Suksmono, A.B., Mahasena, P., Herdiwijaya, D. 2010. Development of Radio Astronomy at the Boss- cha Observatory. Dalam Proceedings of the Conference of the Indonesia Astronomy and Astrophysics. Premadi et.al., ed., pp. 143-148. [3] NASA Radio Jove Project, (http://radiojove.gsfc.nasa.gov/) [4] Garcia, L. The Jovian Decametric Radio Emission. NASA Radio JOVE. (http://radiojove.gsfc.nasa.gov/library/sci briefs/decametric.htm) [5] Garcia, L., The Discovery of Jupiter’s Radio Emissions. NASA Radio JOVE. (http://radiojove.gsfc.nasa.gov/library/sci briefs/discovery.htm) [6] UFRO. (http://ufro1.astro.uﬂ.edu) [7] Brodrik, D. 2004. Fringe Dwellers, Narrabri. (http://fringes.org/) [8] Hey, J.S. 1971. The Radio Universe. Pergamon, Oxford. [9] National Radio Astronomy Observatory (NRAO). (http://www.nrao.edu/index.php/learn/radioastronomy/radiowaves) [10] Spaceweather.com. (http://spaceweather.com/) [11] Bradt, H. 2004. Astronomy Method. Cambridge, New York. [12] Green Bank Solar Radio Bursts Spectrometer (GBSRBS). (http://gbsrbs.nrao.edu/) 73