Destruction localisée de l'ozone mésosphérique correspondant à des aurores boréales isolées provenant de la ceinture de rayonnement terrestre

May 04, 2023

Rapports scientifiques volume 12, Numéro d'article : 16300 (2022) Citer cet article

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Les précipitations relativistes d'électrons (REP) de la ceinture de rayonnement terrestre jouent un rôle important dans la perte d'ozone mésosphérique en tant que lien entre la météo spatiale et le système climatique. Cependant, la destruction rapide (en quelques dizaines de minutes) de l'ozone mésosphérique directement causée par le REP est restée mal comprise en raison de la difficulté à reconnaître sa localisation et sa durée. Ici, nous montrons une correspondance rapide et convaincante entre le REP localisé et la destruction de l'ozone lors d'un phénomène auroral spécifique, appelé aurore à protons isolés (IPA). L'IPA de la ceinture de radiation terrestre devient un proxy spatial et temporel important du REP, distinct des autres phénomènes auroraux, et permettant de visualiser les micro-trous d'ozone. Nous avons constaté une destruction de l'ozone allant jusqu'à 10 à 60 % dans les 1,5 h suivant le début de l'IPA. Les ondes cyclotroniques ioniques électromagnétiques dans la bande des ions oxygène observées en tant que moteur du REP affectent probablement par résonance avec des électrons d'énergie principalement ultra-relativistes (> 2 méga-électron-volts). L'impact rapide du REP démontre son rôle crucial et son effet direct sur la régulation de l'équilibre chimique atmosphérique.

Les effets atmosphériques dus aux précipitations de particules énergétiques (EPP) à des centaines de kilo-électron-volts (keV) à méga-électron-volts (MeV) ont des impacts chimiques atmosphériques importants dans la mésosphère (50 à 80 km) et la haute stratosphère (~ 50 km) sous la thermosphère (100 à 200 km)1,2,3,4. L'EPP est l'une des principales sources de destruction catalytique de l'ozone dans la région polaire (latitudes magnétiques > 55°) en raison de la production d'azote impair (NOx) et d'hydrogène impair (HOx) induit par l'EPP5,6,7,8 . L'énergie des particules de plasma est importante pour déterminer l'altitude d'ionisation dans l'atmosphère9. Les interactions EPP-NOx affectent le transport vertical des NOx entraînés par l'EPP dans la thermosphère inférieure (son altitude de génération d'environ 80 km) jusqu'à l'altitude stratosphérique en tant qu'effets dits indirects10. De ce fait, le vortex polaire transporte effectivement les NOx dans la région polaire, puis le transport des NOx joue un rôle important dans la perte d'ozone mésosphérique de 10 à 20 % sur une échelle de temps de plusieurs mois à plusieurs décennies11. En revanche, la production locale de NOx et de HOx induits par l'EPP contribue directement à la destruction de l'ozone à leurs altitudes de production9,12. Les interactions EPP-HOx, en particulier, peuvent se produire rapidement avec une période de temps plus courte en heures, en raison de la durée de vie de quelques heures de la famille HOx4. La densité d'ozone dans la mésosphère est beaucoup plus faible que celle dans la stratosphère, mais l'ozone mésosphérique et les ionisations atmosphériques peuvent jouer un rôle important pour le système climatique mondial via les processus chimiques et de transport13,14. Les événements de protons solaires, qui apportent une forte augmentation du flux de protons énergétiques (> 10 MeV) provoqués par une éruption solaire active, sont une source majeure d'EPP, et ces précipitations de protons solaires jouent un rôle important dans la destruction de l'ozone5,6,7 et anormales. amélioration de la densité électronique dans toute la région de la calotte polaire15. Etant donné que les effets des événements solaires à protons sont globaux, nous sommes amenés à poser une nouvelle question : peut-on observer des impacts directs d'EPP sur la chimie atmosphérique dans une zone localisée de courte durée ? En principe, EPP peut montrer une localisation claire comme une aurore à des latitudes, des longitudes et des périodes d'apparition spécifiques. Ainsi, si l'EPP agit directement et rapidement comme un moteur majeur de la destruction de l'ozone mésosphérique comme pour les événements de protons solaires, la destruction localisée de l'ozone associée à l'EPP localisée devrait être observable. Des études de simulation de l'effet direct dans des événements EPP spécifiques (aurores pulsées (> électrons de 200 keV)16 et microrafales d'électrons relativistes (> électrons de 1 MeV)17) ont prédit jusqu'à ~ 20 % de destruction de l'ozone dans la mésosphère, ce qui peut être équivalent aux effets créés par les événements de protons solaires18. De telles études de simulation prédisent la perte d'ozone associée à des événements EPP localisés dans l'espace et dans le temps. Cependant, à ce jour, aucune preuve d'observation n'a vérifié une telle perte d'ozone localisée, car il est difficile d'identifier tout événement EPP localisé et de courte durée dans les observations.

Dans cette étude, nous surmontons cette difficulté en utilisant un phénomène auroral spécifique, appelé aurore à protons isolés (IPA) associée aux pulsations géomagnétiques Pc119. La plupart des aurores observées à des latitudes magnétiques généralement comprises entre 65° et 70° (c'est-à-dire dans "l'ovale auroral") sont causées par la précipitation de particules d'électrons de basse énergie (gamme du keV à la dizaine de keV), qui ne peuvent pas pénétrer dans la mésosphère, mais l'IPA aux latitudes subaurorales (latitudes magnétiques de 55° à 60°), bien que principalement alimentée par des protons, s'accompagne d'une précipitation relativiste d'électrons (REP) de la ceinture de rayonnement terrestre extérieure20,21, qui est une zone en forme de tore de électrons énergétiques autour de la magnétosphère terrestre22. L'IPA est causée par des interactions de résonance cyclotronique entre les protons du courant annulaire (dizaines à quelques centaines de keV)23,24 et les électrons de la ceinture de rayonnement (1 à 10 MeV)25,26 avec les ondes électromagnétiques cyclotroniques ioniques (EMIC)27,28,29, qui sont des émissions d'ondes électromagnétiques cohérentes dans la magnétosphère terrestre et sont observées sous forme de pulsations géomagnétiques Pc1 de fréquence quelques Hz au sol. Les protons qui précipitent provoquent l'émission par l'IPA d'émissions optiques d'hydrogène caractéristiques aux latitudes subaurorales, ce qui en fait un indicateur de la distribution spatiale de REP21. La corrélation temporelle claire entre les ondes IPA et EMIC/Pc1 est en outre utile comme proxy pour la localisation temporelle de REP30,31. Nos résultats démontrent que l'IPA pilotée par EMIC visualise la localisation de la perte d'ozone mésosphérique, comme un "trou d'aiguille" dans la couche d'ozone, due à la précipitation des électrons de la ceinture de rayonnement terrestre. Quantifier les effets directs du REP piloté par EMIC sur la chimie atmosphérique et confirmer qu'il tient compte de l'accumulation d'ozone dans un tel trou d'aiguille contribue à une meilleure compréhension de la connexion Soleil-magnétosphère-climat.

La figure 1 montre une illustration schématique de la perte d'ozone mésosphérique localisée associée à un IPA. L'émission optique IPA sert d'indicateur ionosphérique de l'averse concentrée de REP. Les électrons MeV et les protons de courant annulaire de plus faible énergie sont diffusés par les interactions onde-particule EMIC à l'équateur magnétique32 de sorte que certains d'entre eux précipitent en suivant leurs lignes de champ géomagnétique ; alors l'IPA des protons et la perte d'ozone qui l'accompagne en raison de la précipitation des électrons MeV (c'est-à-dire REP) peuvent être observées au même endroit à différentes altitudes. Nous utilisons la télédétection par satellite innovante pour identifier les profils d'IPA et d'ozone (voir "Méthodes"). La télédétection par satellite de l'IPA et de l'ozone peut permettre une large couverture spatiale quelles que soient les conditions météorologiques de surface. L'API aux latitudes subaurorales est séparée de la limite équatoriale de l'ovale auroral. Dans les observations de limbe de l'ozone par satellite, cette séparation est suffisante pour distinguer les effets IPA de ceux d'autres phénomènes auroraux à proximité d'un point tangent d'observation de l'ozone, qui est un point où la ligne de visée d'un rayon de sondage est la plus proche de la surface de la Terre. Les ondes EMIC associées dans la magnétosphère se propagent vers le sol le long de la ligne de champ magnétique. Les ondes EMIC/Pc1 sont observées dans les stations terrestres magnétiques conjuguées des hémisphères nord et sud33. L'information temporelle d'IPA est complétée par une observation au sol des ondes EMIC/Pc1 associées à une station fixe au sol. Ici, nous montrons deux principaux exemples de perte d'ozone localisée liée à l'IPA.

Effets des interactions ondes-particules EMIC à différentes altitudes. Les protons pilotés par EMIC (environ des dizaines de kilo-électron-volts) et les électrons relativistes se précipitent dans la haute atmosphère le long des mêmes lignes de champ géomagnétique depuis la magnétosphère. L'émission optique localisée d'IPA due aux protons et à la destruction de l'ozone mésosphérique par la précipitation relativiste d'électrons (REP) peut être observée sur la même ligne de champ à différentes altitudes. L'image de la Terre est obtenue de la NASA, https://earthobservatory.nasa.gov/features/BlueMarble/BlueMarble_2002.php. Cette illustration créée avec Adobe Illustrator version 26.2.1 (https://www.adobe.com/).

Les figures 2a et b montrent une observation coordonnée de l'IPA [émissions d'hydrogène Lyman alpha (121,6 nm)] par le Special Sensor Ultraviolet Spectrographic Imager (SSUSI)34 à bord des satellites DMSP (Defense Meteorological Satellite Program) et la mésosphérique (altitude de 52 km ) profils d'ozone (étoiles) par le sondage de l'atmosphère par radiométrie d'émission à large bande (SABRE)35 à bord du satellite Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics Dynamics (TIMED) de 21h30 à 25h20 TU (13 à 17 heure locale magnétique (MLT ) dans le secteur crépusculaire), le 22 juin 2015, au début de la phase principale d'un gros orage géomagnétique (indice Dst minimum = − 121 nT). Un REP localisé est observé, par opposition aux effets de la précipitation de protons solaires, qui seraient observés dans toute la région de la calotte polaire15. Le REP (triangles) associé est mesuré par la composante verticale du Radiation Belt Monitor (RBM-Z) du Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI)36 à bord de la Station spatiale internationale (ISS). L'image globale est tracée en coordonnées dipolaires à l'aide des coefficients du 13e modèle de champ géomagnétique international de référence37. L'observation coordonnée de l'IPA et de l'ozone montre une correspondance spatiale entre l'IPA localisé et le trou de l'aiguille d'ozone. L'API est vue à une latitude magnétique d'environ 57°, loin de la limite de l'ovale auroral à environ 62° de latitude nord. L'échelle spatiale de l'IPA est de 390 km dans le sens latitudinal et de 1340 km dans le sens longitudinal. La taille transversale à travers la ligne de champ géomagnétique de la région d'interaction onde-particule EMIC est de 0,3 à 0,5 rayons terrestres (Re) dans la direction radiale, tel que déterminé par cartographie à l'équateur magnétique à l'aide d'un modèle de champ géomagnétique empirique38. Les distributions IPA et REP à l'équateur magnétique ont été projetées à partir de la région L = 4,3 à 4,8, MLT = 16 à 17. RBM-Z montre également un accord spatial parfait entre le REP et l'IPA dans la direction longitudinale, reflétant l'augmentation du taux de comptage provenant de la mesure des électrons de cône de perte en tant que REP. La figure 2c montre le profil d'altitude de l'ozone mesuré par le SABRE le long des points tangents de l'orbite 73 365 du satellite TIMED traversant juste l'emplacement IPA. La figure 2d montre la différence de concentration d'ozone entre les profils d'ozone traversant l'IPA et la valeur moyenne mensuelle, avec l'écart type. La moyenne mensuelle près de l'emplacement de l'IPA est calculée à partir des observations SABRE aux latitudes magnétiques de 55°N à 60°N et aux longitudes de 15°W à 60°W pendant 22 à 25 TU entre le 23 mai et le 21 juin 2015. la perte d'ozone pendant l'orbite 73 365 traversant l'emplacement IPA pendant les événements numéros 34 et 35 est identifiée à l'altitude de 47 à 66 km dans la haute stratosphère. Une bosse positive d'ozone autour d'une altitude de 58 km lors de l'événement numéro 35 (courbe bleue) serait causée par les effets du cisaillement vertical du vent dû au REP39 localisé. La perte moyenne d'ozone à l'altitude de 47 à 66 km lors des événements numéros 34 et 35 montre une diminution de 11 % par rapport à la valeur moyenne mensuelle et de 17 % par rapport aux mesures d'ozone à proximité de l'IPA, mais en dehors de l'IPA dans TIMED orbites 73 364 et 73 366 (voir Fig. S1 supplémentaire). Les ondes EMIC/Pc1 associées dans la bande des ions oxygène (O +) ont été observées sur la station au sol à Athabasca (ATH, L = 4,5)40, Canada, comme le montre la Fig. 2e. Les ondes EMIC/Pc1 ont été générées à 22h05 UT, puis TIMED/SABRE a observé le trou de l'aiguille d'ozone sous l'IPA à 23h36 UT pendant l'orbite TIMED 73,365. Ainsi, la variation d'ozone en dessous de l'IPA peut diminuer jusqu'à 17% de plus en 1,5 h après la génération des ondes EMIC/Pc1 par rapport à la région environnante de l'IPA.

Perte d'ozone localisée associée à l'IPA pilotée par EMIC lors d'une tempête géomagnétique. (a) Carte globale de l'ozone mésosphérique (SABRE, étoiles), REP (RMB-Z, compte triangles \(\ge 90\)), et aurore (superposition acquise de 19h44 à 25h46 TU par DMSP18 et 16 /SSUSI). (b) Carte agrandie (aurore prise à 23h45 TU par DMSP16/SSUSI). Les flèches noires indiquent la direction de l'orbite du satellite ISS et TIMED, avec le numéro d'orbite et les informations temporelles entre parenthèses donnant le temps de mesure pour TIMED/SABRE. Le point noir indique l'emplacement d'Athabasca (ATH), Canada. Les cartes ont été générées par MATLAB R2020b, https://www.mathworks.com. ( c ) Profil d'altitude tangente de l'ozone pendant l'orbite 73 365 à travers l'IPA. (d) Différence dans les profils d'ozone mésosphérique. Région "trou d'aiguille" mise en évidence. (e) Activité de l'onde EMIC/Pc1 le 22 juin 2015 à ATH. La ligne pointillée noire est la gyrofréquence O + à l'équateur magnétique estimée à partir d'un modèle de champ géomagnétique empirique38. Les lignes rouges indiquent le temps passé par chaque instrument à la latitude magnétique de l'IPA (~ 57°). Les nombres entre parenthèses indiquent le numéro d'orbite de chaque satellite.

Le rôle crucial du REP induit par l'EMIC dans la diminution de l'ozone mésosphérique est illustré plus en détail à la Fig. 3 pour un événement différent, sans tempête, de 20h30 à 24h45 UT (14 à 18 MLT dans le secteur crépusculaire), le 11 août. , 2014. L'arc IPA était distribué avec une plage de latitude étroite de 360 ​​km et une large largeur longitudinale de 70° (Fig. 3a et b). La taille transversale équatoriale de la région d'interaction onde-particule EMIC est de 0,8 à 1,0 Re dans la direction radiale en utilisant un modèle de champ géomagnétique empirique41. Les distributions IPA et REP à l'équateur magnétique ont été projetées à partir de la région L = 4,7 à 5,7, MLT = 20 à 22. La figure 3 a le même format que la figure 2, mais le REP a été mesuré avec le canal E4 du détecteur de protons/électrons à moyenne énergie (MEPED)42 à bord de la constellation de satellites environnementaux opérationnels en orbite polaire (POES), et le EMIC/ Des ondes Pc1 dans la bande O+ (Fig. 3e) ont été observées sur la station au sol de Fort Churchill (FCHU, L = 7,2)43, Canada, qui est un point géomagnétique conjugué pour l'IPA observée en Antarctique. Après que de faibles ondes EMIC/Pc1 aient été générées à 21h15 UT, POES 15 a observé le REP associé avec une plage longitudinale de 40 degrés à 21h24 UT, POES 18 à 23h32 UT et MetOP02 à 23h57 UT. TIMED/SABRE a observé la perte d'ozone au cours des orbites 68 682 et 68 683, qui ont traversé l'IPA à différentes longitudes. Un nuage d'ozone mésosphérique dense est observé autour d'altitudes de 62 à 75 km, mais une nette destruction du nuage d'ozone est observée aux événements numéros 74 et 75 pendant l'orbite TIMED/SABRE 68 683, lorsqu'il a traversé la région IPA (Fig. 3c) . Dans la Fig. 3d, la moyenne mensuelle de l'ozone près de l'emplacement de l'IPA est calculée à partir des observations SABRE aux latitudes magnétiques de 65°S à 70°S et aux longitudes de 0°E à 45°E pendant 21h30 à 24h30 UT entre le 11 juillet et le 9 août 2014. La perte d'ozone à des altitudes de 64 à 72 km observée lors des événements numéros 74, 75 et 78 des orbites TIMED/SABRE 68 683 et 68 682 a diminué de 51 % par rapport à la valeur moyenne mensuelle. La perte d'ozone dans les événements numéros 74 et 75 de l'orbite TIMED / SABRE 68 683 était de 61% à partir des mesures d'ozone par les événements numéros 73 et 76 de la même orbite 68 683, mais elles sont observées en dehors de l'IPA (voir Fig. S2 supplémentaire). On observe que la variation de l'ozone sous l'IPA diminue plus rapidement ~ 1 h après la génération des ondes EMIC/Pc1 par rapport à celle de la région environnante de l'IPA. L'accord spatial clair entre l'IPA et la destruction de l'ozone mésosphérique soutient fortement l'idée que le REP induit par EMIC affecte directement et rapidement les diminutions d'ozone via l'ionisation directe dans la mésosphère.

Perte d'ozone localisée associée à l'IPA induite par EMIC en l'absence de tempête. (a) Carte globale de l'ozone mésosphérique (SABRE, étoiles), REP (MEPED, nombres de triangles \(\ge 4\)), et aurore (superposition acquise de 22h18 à 27h32 TU par DMSP19/SSUSI). Le point noir indique le point magnétique conjugué de Fort Churchill (FCHU), Canada. (b) Carte agrandie (aurore prise à 24h07 TU par DMSP19/SSUSI). Les flèches noires indiquent la direction de l'orbite des satellites TIMED et POES et les informations temporelles entre parenthèses correspondent au temps de mesure pour TIMED/SABRE. Les cartes ont été générées par MATLAB R2020b, https://www.mathworks.com. (c) Profil d'altitude tangente de l'ozone par orbite 68 683 à travers l'IPA. (d) Différence dans les profils d'ozone mésosphérique. e Activité de l'onde EMIC/Pc1 le 11 août 2014 à la FCHU. La ligne pointillée noire est la gyrofréquence O + à l'équateur magnétique estimée à partir d'un modèle de champ géomagnétique empirique41. Les lignes rouges indiquent le temps passé par chaque instrument à la même latitude magnétique de l'IPA (~ 63°). Les nombres entre parenthèses indiquent le numéro d'orbite de chaque satellite.

Les bandes de fréquence des ondes EMIC/Pc1 sont caractérisées par des espèces ioniques apparentées (par exemple, le proton (H +), l'hélium (He +) et l'oxygène (O +) etc.), et la bande de fréquence est importante pour déterminer le plasma de résonance énergie25. Les ondes EMIC/Pc1 ainsi que l'IPA sont généralement observées dans la bande des ions hélium (He +)20,21,30,31, mais les ondes EMIC/Pc1 dans les deux événements étudiés étaient dans la bande O+. Nous avons évalué les taux de diffusion de l'angle de pas équatorial25 (voir "Méthodes") et l'énergie de résonance minimale des électrons par les ondes EMIC/Pc1 observées pour confirmer la validation du REP piloté par EMIC. L'énergie de résonance minimale \(E_{{{\text{min}}}}\) des électrons interagissant avec les ondes EMIC s'écrit25

où \({\Omega }_{e}\) est la gyrofréquence électronique ; \(\omega\) est la fréquence angulaire des ondes EMIC ; n est l'indice de réfraction des ondes EMIC, qui dépend de la densité numérique de chaque ion ; et \(E_{0}\) est l'énergie de masse au repos d'un électron (0,511 MeV). La figure 4 montre le taux de diffusion de l'angle de pas équatorial (panneaux a et b) et l'énergie de résonance minimale (panneaux c et d) pour un paquet d'ondes EMIC. Nous avons utilisé le modèle global core plasma (GCPM)44 2.2 pour les densités d'électrons et d'ions, et des modèles empiriques de champ géomagnétique38,41 avec la date et l'emplacement observés. Nous avons supposé la propagation d'ondes planes parallèles des ondes EMIC à l'équateur pour simplifier le calcul. La propagation oblique des ondes EMIC peut réduire l'efficacité de REP, mais la dépendance aux angles normaux des ondes est mineure dans le cas des ondes EMIC dans la bande O +45, donc notre hypothèse utilisant la propagation parallèle est adéquate. Les taux de diffusion équatoriale dans les conditions observées sont donnés dans une plage d'énergie extrêmement élevée > 10 MeV, mais les taux de diffusion dans le cas d'un champ géomagnétique typique de faible intensité (170 nT et 110 nT pour les événements de 2015 et 2014, respectivement) et une haute densité d'électrons froids (250 cm−3 et 100 cm−3) sont données dans des énergies ultra-relativistes > 2 MeV sur une large gamme d'angles de pas (voir Fig. 4a, b). Les ondes EMIC dans les bandes H + et He + ne peuvent généralement pas résonner avec des électrons ultra-relativistes dans une plage d'angle de pas aussi large à l'équateur25. De telles ondes EMIC affectent principalement la diffusion de l'angle de pas de quelques électrons MeV25,46, mais les ondes EMIC de la bande O + améliorent efficacement la perte d'électrons ultra-relativistes (> 2 MeV). La fréquence d'onde46 et la densité d'ions chauds47,48 sont également très importantes pour la perte d'électrons de la ceinture de rayonnement. Cette diffusion essentielle de l'angle de pas des électrons ultra-relativistes par les ondes EMIC est similaire à celle rapportée dans les études précédentes49,50. De plus, les électrons non résonnants à des énergies inférieures allant jusqu'à ~ 100 keV, qui sont inférieures à la coupure de résonance des énergies MeV sur les figures 4c et d, peuvent encore précipiter en raison d'interactions non résonnantes par des paquets d'ondes EMIC à bords étroits51. Les effets des électrons non résonnants ne sont pas pris en compte dans les taux de diffusion calculés, et une telle précipitation d'électrons à ~ 100 keV peut encore produire des impacts atmosphériques importants en raison d'une population beaucoup plus importante d'électrons à ~ 100 keV que celle des électrons ultra-relativistes49,50 .

Diffusion de l'angle de pas équatorial et énergie de résonance minimale des électrons pour les conditions observées. (a, b) Diffusion de l'angle de pas équatorial en fonction de l'angle de pas équatorial. Chaque courbe est tracée tous les 1 MeV. Les courbes pleines sont les résultats de calcul utilisant les conditions observées et les courbes en pointillés sont pour une faible intensité de champ géomagnétique et une densité électronique élevée. (c, d) Énergie de résonance minimale en fonction de la fréquence d'onde EMIC normalisée par la fréquence cyclotron des ions O + \({\Omega }_{\mathrm{O}+}\). Le rectangle jaune indique la plage de fréquence observée des ondes EMIC/Pc1, où \({B}_{0}\) est l'intensité du champ géomagnétique à l'équateur magnétique et \({N}_{e}\) est la Densité d'électron. Les courbes rouges en gras sont les résultats des calculs utilisant les conditions observées. Les courbes noires pleines et pointillées correspondent aux valeurs typiques de \({B}_{0}\) et \({N}_{e}\).

Étant donné que les amplitudes observées des ondes EMIC / Pc1 dans les deux événements sont proches de plusieurs% du champ géomagnétique de fond à l'équateur, la diffusion non linéaire de l'angle de pas26, 52, 53 peut contribuer de manière significative aux événements REP observés. Les valeurs typiques des taux de diffusion quasi-linéaires des électrons de la ceinture de rayonnement vont de plusieurs heures à un jour, mais la diffusion non linéaire de l'angle de pas par les ondes EMIC de grande amplitude ayant des structures de fréquences à tonalité montante peut provoquer des précipitations plus rapides (< 1 min)26 . Dans les effets non linéaires, les électrons de la ceinture de rayonnement ayant des angles de pas élevés sont guidés vers des angles de pas plus faibles par piégeage d'ondes non linéaires à partir des ondes EMIC de grande amplitude53, mais il ne suffit pas de les pousser dans le cône de perte. Ensuite, une forte précipitation d'électrons de la ceinture de rayonnement est causée par un processus de diffusion non linéaire à de faibles angles de pas par les ondes EMIC sans piégeage d'ondes non linéaires53. La combinaison entre le piégeage non linéaire des ondes et la diffusion à faible angle de pas par les effets non linéaires des ondes EMIC de grande amplitude conduit à une précipitation efficace et rapide des électrons de la ceinture de rayonnement dans l'atmosphère, avec une échelle de temps de l'ordre de la seconde, comme les microrafales d'électrons de la ceinture de rayonnement53. Des études observationnelles antérieures sur les microrafales d'électrons relativistes dans un IPA54 colocalisé et sur les modulations lumineuses IPA à 1 Hz associées à des variations temporelles rapides de l'absorption du bruit cosmique55 soutiennent l'existence d'un REP rapide de l'ordre de la seconde par des effets non linéaires. Par conséquent, les effets non linéaires des ondes EMIC de grande amplitude peuvent fortement contribuer aux événements REP rapides.

Dans cette étude, une correspondance spatiale claire entre la perte d'ozone mésosphérique et le REP localisé de la ceinture de rayonnement terrestre a été identifiée à l'aide de l'IPA pendant les tempêtes géomagnétiques et les conditions non orageuses. La correspondance claire sans précédent entre l'emplacement IPA piloté par EMIC et la perte d'ozone mésosphérique localisée a été montrée localement sur une échelle spatiale étroite d'environ 400 km dans la direction latitudinale. L'IPA observée montre une large portée longitudinale sur 1000 km, avec les effets du jet mésosphérique, jusqu'à 60 ms−1 dans une direction principalement est-ouest56, trop petite pour être importante pour le transport de l'ozone dans les événements étudiés. L'ozone mésosphérique peut réagir rapidement en 1 à 1,5 h après le REP piloté par EMIC. Un autre pilote candidat de REP est les ondes de chorus en mode sifflet57,58, mais les ondes de chorus ne peuvent pas disperser les protons énergétiques à l'origine de l'IPA. Le lien direct entre l'IPA et la destruction de l'ozone mésosphérique est extrêmement utile pour comprendre quantitativement les impacts atmosphériques sur la perte des électrons de la ceinture de rayonnement par les ondes EMIC sans les effets des ondes de chorus. La précipitation d'électrons MeV a été observée par les instruments MAXI et MEPED au cours des deux événements sous la forme d'une pluie concentrée d'électrons, mais les ondes EMIC/Pc1 observées dans la bande O + peuvent résonner avec des électrons ultra-relativistes au-delà de la plage observée de quelques méga- électron-volts. Les événements REP observés devraient s'étendre largement de l'énergie couverte par MAXI/RBM-Z et MEPED aux énergies ultra-relativistes. Les électrons ultra-relativistes pénètrent directement dans la mésosphère et la stratosphère supérieure et créent des changements chimiques dans cette gamme d'altitude9. En revanche, le flux d'électrons ultra-relativistes au-dessus de 10 MeV serait extrêmement faible comparé à celui des électrons relativistes49,50. Nous avons deux possibilités pour interpréter la destruction d'ozone mésosphérique observée. L'un est l'effet direct de la précipitation d'électrons ultra-relativistes (> 2 MeV), qui peut fortement interagir avec les ondes EMIC/Pc1 dans la bande O + comme le montre la Fig. 4. La hauteur d'arrêt des électrons ultra-relativistes est de la stratosphère sous la mésosphère9, mais le taux d'ionisation de l'atmosphère jusqu'à l'altitude d'arrêt est presque le même que celui des électrons relativistes9. Ainsi, la destruction observée de l'ozone mésosphérique peut être causée par les effets de l'ionisation par les électrons ultra-relativistes au-dessus de la hauteur d'arrêt. L'autre scénario est l'effet direct en précipitant des électrons non résonnants dans les énergies relativistes inférieures et/ou ~ 100 keV51. Ces électrons d'énergie inférieure par rapport aux plus petits nombres d'électrons ultra-relativistes ont une efficacité de diffusion fractionnaire inférieure avec les ondes EMIC/Pc1, mais une population beaucoup plus importante. La diffusion fractionnaire inférieure d'électrons de plus faible énergie agissant sur une population beaucoup plus importante peut produire un impact atmosphérique significatif. Si le dernier scénario est la raison principale, les événements de destruction rapide de l'ozone seraient observés pendant les ondes EMIC dans d'autres bandes ioniques, pas seulement pour la bande O +. D'autre part, une étude de simulation a montré non seulement un REP efficace, mais aussi un blocage non linéaire du REP par des ondes EMIC de grande amplitude59. Le blocage des précipitations était efficace à des angles de pas faibles limités inférieurs à 10 degrés. Le flux de précipitation de REP peut être déterminé par un équilibre entre les effets de précipitation guidant les particules dans le cône de perte dans une large plage d'angles de pas et le blocage des précipitations à de faibles angles de pas. Notre étude devrait motiver de futures études utilisant des données combinées sur les vagues et l'ozone avec incorporation de ces effets de précipitation et de blocage des précipitations par le biais de processus d'interaction onde-particule (quasi-linéaire, non linéaire et sans résonance, etc.). L'identification de l'énergie électronique de précipitation la plus importante induite par l'EMIC pour avoir les impacts atmosphériques majeurs reste une question ouverte, de sorte que des simulations magnétosphère-ionosphère-atmosphère multicouplées utilisant les mesures quantitatives du flux d'électrons de la ceinture de rayonnement dans l'IPA sont également suggérées afin qu'une modélisation plus poussée et les simulations peuvent étudier les conditions dans lesquelles les processus de destruction immédiate de l'ozone sont créés par divers processus d'interaction onde-particule et d'autres effets atmosphériques. Une étude de simulation précédente a suggéré une faible destruction de l'ozone mésosphérique jusqu'à ~ 10 % causée par le REP60 piloté par EMIC, tandis que les observations actuelles montrent une plus grande destruction de l'ozone de 10 à 60 %, ce qui pourrait avoir un impact similaire à celui d'autres phénomènes EPP (pulsation aurores boréales16 et microrafales17). Les impacts cumulés des trous d'aiguille dans la couche d'ozone par l'IPA ne peuvent être ignorés lors de l'examen des changements globaux d'ozone dans la mésosphère.

Les interactions ondes-particules EMIC ont mis en lumière les effets chimiques directs des électrons relativistes (REP) sur les processus atmosphériques terrestres en tant que source EPP supplémentaire, ainsi que d'autres phénomènes similaires (par exemple, événements de protons solaires, aurores pulsées et microrafales). Une étude plus approfondie est nécessaire pour estimer les effets globaux de l'API axée sur les EMIC à partir d'événements localisés individuels. Le type d'événements IPA montré ici peut être excité dans différents secteurs de l'heure locale aux latitudes subaurorales61. Malheureusement, les observations par satellite sont limitées en raison de l'orbite et de la méthode de visualisation. On ne sait toujours pas comment la perte d'ozone par l'IPA se produit dans différents secteurs de l'heure locale. Si la distribution mondiale continue des IPA est capturée par un réseau au sol (tel que PWING (étude de la variation dynamique des particules et des ondes dans la magnétosphère INner à l'aide d'observations du réseau au sol)40) et des observations de la constellation de satellites62 couvrant toute une gamme longitudinale aux latitudes subaurorales, alors la quantification des processus localisés des impacts chimiques induits par le REP dans la mésosphère pourrait contribuer à une amélioration des modèles de circulation globale pour l'atmosphère moyenne63,64. Les ondes EMIC dans la magnétosphère de Jupiter diffusent de la même manière des ions lourds énergétiques (soufre et oxygène) vers son ionosphère d'une manière similaire au cas de la Terre, provoquant des émissions d'IPA similaires dans les régions polaires joviennes65. La visualisation ("quand" et "où") de l'EPP piloté par EMIC en tant qu'IPA fournit des informations clés pour comprendre les effets dynamiques de la météo spatiale sur les atmosphères non seulement pour la Terre, mais aussi pour les planètes joviennes.

Nous avons utilisé les données de niveau 2A de l'ozone à partir d'une mesure de longueur d'onde de 9,6 µm par SABER35 à bord du satellite TIMED en orbite à une altitude de 625 km avec une inclinaison orbitale de 74,1°. La mesure de l'ozone fournit une précision de 35 % dans la mésosphère et la haute stratosphère66. Les avantages du limb sounding par SABRE sont une résolution verticale précise et un fond stable, contrairement à la surface variable de la Terre. L'effet de la faible résolution horizontale n'est pas déterminant pour cette étude, car l'IPA est vue sur une largeur longitudinale large (> 1000 km) dans une latitude étroite (des centaines de kilomètres).

Pour visualiser l'empreinte ionosphérique de REP à partir de la ceinture de radiation terrestre, nous avons utilisé les événements IPA observés par le SSUSI34 à bord des satellites DMSP sur une orbite polaire de 840 km. L'émission Lyman α (121,6 nm) par SSUSI est renforcée dans la région de l'IPA. La signature de l'émission Lyman α à l'aide d'un imageur spatial qui n'est pas affecté par les émissions de la basse atmosphère contribue à identifier la localisation du REP avec un large champ de vision. L'image aurorale est projetée à une altitude de 110 km. L'avantage des observations spatiales d'images aurorales est que la couverture spatiale est large et que les observations ne sont pas affectées par les conditions météorologiques. La longueur d'onde ultraviolette utilisée est également visible lorsque les conditions d'éclairage pour les émissions optiques ne sont pas favorables. La durée de l'IPA et du REP est déterminée à partir de la durée des ondes EMIC/Pc1 associées.

Pour confirmer REP, nous avons utilisé les données du RBM du MAXI36 à bord de l'ISS en orbite à une altitude de ~ 400 km avec une inclinaison orbitale de 51,6°. Le MAXI/RBM se compose de deux ensembles de détecteurs à diode PIN avec des directions horizontale (H) et zénithale (Z). Les détecteurs RBM-H et RBM-Z sont sensibles aux électrons relativistes supérieurs à 0,3 MeV. Dans cette étude, nous avons utilisé les données RBM-Z comme indicateur du REP dans l'atmosphère.

L'instrument MEPED à bord de la constellation de satellites POES possède plusieurs canaux d'énergie pour les électrons, mais nous avons utilisé les données du canal E4 (300 keV – 2,5 MeV) du détecteur 0° comme proxy typique pour le REP42.

Nous nous sommes concentrés sur les pulsations géomagnétiques EMIC/Pc1 détectées par des magnétomètres au sol pour identifier les ondes EMIC dans la magnétosphère. Les stations sont situées à Athabasca (ATH, 54,7°N, 246,7°E, L = 4,5)40 et à Fort Churchill (FCHU, 58,8°N, 265,9°E, L = 7,2)43 au Canada. Les fréquences d'échantillonnage des magnétomètres à induction à ATH et FCHU sont respectivement de 64 Hz et 20 Hz. L'intensité de l'onde Pc1 a été calculée à partir de \(\sqrt {H^{2} + D^{2} }\), où H est la composante nord-sud magnétique et D est la composante est-ouest. La transformée de Fourier à court terme a été utilisée pour une forme d'onde de 60 s avec un chevauchement de 95 %.

Lorsqu'une densité spectrale d'onde gaussienne est supposée pour une onde EMIC, le taux de diffusion de l'angle de pas des électrons relativistes par l'onde EMIC s'écrit approximativement comme 25

où

\({\Omega }_{e}\) est la fréquence du cyclotron électronique, \(E = \frac{{E_{k} }}{{m_{e} c^{2} }}\) est la fréquence sans dimension énergie cinétique de l'électron \(E_{k}\), \(m_{e}\) est la masse au repos de l'électron, \(c\) est la vitesse de la lumière, \(R\) est le rapport de la densité de puissance des ondes du champ magnétique à la densité de puissance du champ magnétique d'arrière-plan, \(\nu = \sqrt \pi\cdot {\text{erf}}\left( 1 \right) \environ 1,49\), \({\text {erf}}\) est la fonction d'erreur, \(\alpha^{*} = \frac{{{\Omega }_{e}^{2} }}{{\omega_{pe}^{2} } }\), \(\omega_{pe}\) est la fréquence du plasma d'électrons, et \(\varepsilon = \frac{{m_{e} }}{{m_{p} }}\) est le rapport de masse entre la masse au repos des électrons \(m_{e}\) et la masse au repos des protons \(m_{p}\). La fonction exponentielle dans Eq. (1) est dérivé d'une densité spectrale d'onde gaussienne avec

où \({\Omega }_{H + }\) est la fréquence du cyclotron du proton, \(\omega_{m}\) est la fréquence centrale d'une onde EMIC et \(\delta \omega\) est la bande passante d'une onde EMIC. Nous définissons le rapport de densité de chaque ion comme \(\eta_{H + } = \frac{{n_{H + } }}{{n_{e} }}\), \(\eta_{He + } = \ frac{{n_{He + } }}{{n_{e} }}\), et \(\eta_{O + } = \frac{{n_{O + } }}{{n_{e} }} \), où \(n_{e}\), \(n_{H + }\), \(n_{He + }\) et \(n_{O + }\) sont les densités numériques du froid électrons, protons, ions He + et ions O +, respectivement. Nous avons utilisé la densité de puissance ondulatoire du champ magnétique des ondes EMIC de 10 nT pour un spectre gaussien avec \(\omega_{m} = 0,1875\) Hz et \(\delta \omega = 0,0625\) Hz pour le 22 juin 2015, et la densité de puissance des ondes de champ magnétique de 1 nT avec \(\omega_{m} = 0,1275\) Hz et \(\delta \omega = 0,0575\) Hz pour l'événement du 12 août 2014 sur la Fig. 4. L'angle normal de l'onde a simplement été supposé être celui de la propagation de l'onde plane parallèle par rapport à la ligne de champ géomagnétique de fond.

Les données TIMED SABRE sont disponibles sur le site Web http://saber.gats-inc.com/data.php. Les données DMSP SSUSI utilisées dans cette étude sont accessibles au public sur https://ssusi.jhuapl.edu/data_products. Les données MAXI RBM ont été obtenues à partir de https://data.darts.isas.jaxa.jp/pub/maxi/rbm/. Les données POES MEPED ont été obtenues à partir de https://www.ngdc.noaa.gov/stp/satellite/poes/dataaccess.html. Les données d'onde EMIC/Pc1 à l'ATH et à la FCHU ont été obtenues à partir de https://stdb2.isee.nagoya-u.ac.jp/magne/ et https://www.carisma.ca/, respectivement. L'indice Dst utilisé dans cette étude a été fourni par le WDC for Geomagnetism, Kyoto (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/wdc/Sec3.html, https://isds-datadoi.nict.go .jp/wds/10.17593__14515-74000.html).

La carte géomagnétique a été dessinée à l'aide du progiciel de cartographie M_Map pour MATLAB, disponible en ligne à www.eoas.ubc.ca/~rich/map.html.

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La présente étude a été soutenue par la Japan Society for the Promotion of Science, KAKENHI accorde JP16H06286 et JP20H02162. Nous remercions les équipes TIMED/SABRE, DMSP/SSUSI et POES/MEPED pour la fourniture des données. Cette étude a utilisé les données MAXI fournies par RIKEN, JAXA et l'équipe MAXI. Les auteurs remercient l'équipe CARISMA pour les données. CARISMA est exploité par l'Université de l'Alberta, financé par l'Agence spatiale canadienne.

École supérieure de sciences naturelles et de technologie, Université de Kanazawa, Kanazawa, Japon

Mitsunori Ozaki, Satoshi Yagitani & Shion Hashimoto

Institute for Space-Earth Environmental Research, Université de Nagoya, Nagoya, Japon

Kazuo Shiokawa et Yuichi Otsuka

Institut national de recherche polaire, Tachikawa, Japon

Ryuho Kataoka

Département des sciences polaires, The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI, Tachikawa, Japon

Ryuho Kataoka

Centre de recherche de la NASA à Langley, Hampton, Virginie, États-Unis

Martin Mlynczak

Laboratoire de physique appliquée de l'Université Johns Hopkins, Laurel, MD, États-Unis

Larry Paxton

Observatoires de l'Université d'Athabasca, Athabasca, AB, Canada

Martin Connors

Département de physique et d'astronomie, Université de Calgary, Calgary, AB, Canada

Martin Connors

Institut des sciences spatiales et astronautiques, Agence japonaise d'exploration aérospatiale, Sagamihara, Japon

Satoshi Nakahira

Département de physique, Université de l'Alberta, Edmonton, AB, Canada

Ian Mann

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MO a conçu la présente étude à l'aide de l'IPA, analysé les données satellitaires et terrestres, effectué des calculs numériques des interactions onde-particule EMIC et rédigé le manuscrit. KS est le chef de projet du magnétomètre à induction à l'ATH et a contribué à l'interprétation des données. RK a contribué au calcul du modèle de l'ionisation directe par REP et à son interprétation. MM est le chercheur principal de la mission TIMED/SABRE et a contribué à l'analyse des données SABRE. LP est le chercheur principal de la mission SSUSI et a contribué à l'analyse des données SSUSI pour les émissions Lyman \({\alpha }\) de l'IPA. MC a contribué à l'observation du magnétomètre à induction à l'ATH et à la révision des sections Introduction et Discussion. SY a contribué à la révision du manuscrit. SH a effectué le tracé de la figure. YO a contribué au traitement des données du magnétomètre à induction à l'ATH. SN donne les données MAXI/RBM. IM a fourni les données du magnétomètre à induction de la FCHU et a contribué à l'interprétation du REP. Tous les auteurs ont fourni des commentaires pour améliorer le manuscrit et ont aidé à partager l'analyse et le manuscrit.

Correspondance à Mitsunori Ozaki.

Les auteurs ne déclarent aucun intérêt concurrent.

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Réimpressions et autorisations

Ozaki, M., Shiokawa, K., Kataoka, R. et al. Destruction localisée de l'ozone mésosphérique correspondant à des aurores boréales isolées provenant de la ceinture de rayonnement terrestre. Sci Rep 12, 16300 (2022). https://doi.org/10.1038/s41598-022-20548-2

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Reçu : 26 mai 2022

Accepté : 14 septembre 2022

Publié: 11 octobre 2022

DOI : https://doi.org/10.1038/s41598-022-20548-2

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