地球の放射線帯から来る孤立した陽子オーロラに対応する局所的な中圏オゾン破壊

Sep 11, 2023

Scientific Reports volume 12、記事番号: 16300 (2022) この記事を引用

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178 オルトメトリック

メトリクスの詳細

地球の放射線帯からの相対論的電子降水量 (REP) は、宇宙天気と気候システムの間の関係として、中圏圏のオゾン損失に重要な役割を果たしています。しかし、REPによって直接引き起こされる中圏オゾンの急速（数十分）の破壊は、その位置と継続時間を認識することが難しいため、依然としてよく理解されていません。今回我々は、孤立陽子オーロラ（IPA）と呼ばれる特定のオーロラ現象中の、局所的なREPとオゾン破壊との間の説得力のある迅速な対応関係を示す。地球の放射線帯からの IPA は、他のオーロラ現象とは異なり、REP の重要な空間的および時間的代用物となり、マイクロオゾンホールの視覚化を可能にします。 IPA の開始から 1.5 時間以内に 10 ～ 60% ものオゾンが破壊されることがわかりました。 REP の駆動源として観察される酸素イオン帯の電磁イオンサイクロトロン波は、主に超相対論的 (> 2 メガ電子ボルト) エネルギー電子との共鳴を通じて影響を与える可能性があります。 REP の急速な影響は、大気の化学バランスの調節に対するその重要な役割と直接的な影響を示しています。

数百キロ電子ボルト (keV) からメガ電子ボルト (MeV) の高エネルギー粒子降水 (EPP) による大気の影響は、中間圏 (50 ～ 80 km) および上部成層圏 (~熱圏 (100 ～ 200 km) の地下 50 km)1、2、3、4。 EPP は、EPP によって引き起こされる奇数窒素 (NOx) と奇数水素 (HOx) の生成により、極地 (磁緯度 > 55°) におけるオゾンの触媒破壊の主要な発生源の 1 つです5、6、7、8。。プラズマ粒子のエネルギーは、大気中の電離高度を決定するために重要です9。 EPP と NOx の相互作用は、いわゆる間接効果として、下部熱圏 (発生高度約 80 km) から成層圏高度までの EPP 駆動 NOx の垂直輸送に影響を与えます10。その結果、極渦は極域で NOx を効果的に輸送し、NOx 輸送は数か月から数十年の時間スケールで中圏圏のオゾン損失 10 ～ 20% に重要な役割を果たします11。対照的に、EPP による NOx および HOx の現地生産は、その生産高度でのオゾン破壊に直接寄与します 9,12。特に、EPP-HOx 相互作用は、HOx ファミリーの寿命が数時間であるため、より短い時間で急速に発生する可能性があります4。中間圏のオゾン密度は成層圏のオゾン密度よりもはるかに小さいですが、中間圏のオゾンと大気のイオン化は、化学プロセスと輸送プロセスを介して地球の気候システムに重要な役割を果たしている可能性があります13、14。活発な太陽の噴火によって引き起こされるエネルギー陽子束 (> 10 MeV) の強力な増加をもたらす太陽陽子現象は、EPP の主要な供給源であり、そのような太陽陽子の降水はオゾン破壊と異常事態に重要な役割を果たしています。極性キャップ領域全体の電子密度の増加15。太陽陽子現象の影響が地球規模であることを考えると、私たちは新たな疑問を抱くようになります。EPP が大気化学物質に直接与える影響は、局地的な短期間で観察される可能性があるのでしょうか? EPP は原理的に、特定の緯度、経度、出現期間でオーロラのような鮮明な位置を示すことができます。したがって、EPP が太陽陽子現象と同様に、中圏オゾン破壊の主要な推進要因として直接かつ迅速に作用する場合、局所的 EPP に関連する局所的なオゾン破壊が観察可能となるはずです。特定の EPP 事象 (脈動オーロラ (> 200 keV 電子)16 および相対論的電子マイクロバースト (> 1 MeV 電子)17) に対する直接的な影響のシミュレーション研究では、中間圏で最大 ~ 20% のオゾン破壊が予測されています。太陽陽子現象によって引き起こされる効果と同等である18。このようなシミュレーション研究は、空間的および時間的に局所的な EPP イベントに関連するオゾン損失を予測します。しかし、観測で局所的な短期間の EPP 現象を特定することは困難であるため、今日までそのような局所的なオゾン損失を検証した観測証拠はありません。

この研究では、Pc1 地磁気脈動に関連する、いわゆる孤立陽子オーロラ (IPA) という特定のオーロラ現象を使用して、この困難を克服しました。通常65°から70°の磁気緯度で見られるオーロラのほとんど（つまり、「オーロラオーバル」）は、中間圏に浸透できない低エネルギー電子（keVから数十keVの範囲）の粒子の沈降によって引き起こされます。しかし、サブオーロラ緯度（磁気緯度 55 度から 60 度）の IPA は、大部分が陽子によってエネルギーを与えられていますが、地球の外側の放射線帯からの相対論的電子降下（REP）を伴います20,21。地球の磁気圏の周りの高エネルギー電子22。 IPA は、リング電流 (数十から数百 keV) の陽子 23,24 と放射線帯 (1 から 10 MeV) の電子 25,26 と電磁イオンサイクロトロン (EMIC) 波 27,28,29 とのサイクロトロン共鳴相互作用によって引き起こされます。は、地球の磁気圏におけるコヒーレントな電磁波放射であり、地上では数 Hz の周波数の Pc1 地磁気脈動として観測されます。沈殿する陽子により、IPA はサブオーロラ緯度で特徴的な水素発光を引き起こし、REP21 の空間分布の代理となります。 IPA 波と EMIC/Pc1 波の間の明らかな時間的相関は、REP30、31 の時間的局在化の代用としてさらに役立ちます。私たちの結果は、EMIC駆動のIPAが、地球の放射線帯の電子の降下による、オゾン層の「針穴」のように、中間圏のオゾン損失の局在化を視覚化することを示しています。 EMIC による REP が大気化学に及ぼす直接的な影響を定量化し、それがそのような針穴内のオゾン蓄積の原因であることを確認することは、太陽-磁気圏-気候の関係のより良い理解に貢献します。

図 1 は、IPA に関連する局所的な中間圏オゾン損失の概略図を示しています。 IPA の発光は、REP の集中豪雨の電離層指標として機能します。 MeV 電子と低エネルギーのリング電流陽子は磁気赤道で EMIC 波動粒子相互作用によって散乱され 32、その一部は地磁気の力線に沿って沈殿します。その後、陽子からの IPA とそれに伴う MeV 電子降下 (REP) によるオゾン損失が、同じ場所の異なる高度で観察されます。当社では、IPA とオゾンのプロファイルを特定するために革新的な衛星リモートセンシングを利用しています (「方法」を参照)。 IPA とオゾンの衛星リモートセンシングにより、地表の気象条件に関係なく、広い空間範囲をカバーできます。亜オーロラ緯度の IPA は、オーロラ楕円の赤道側の境界から分離されています。衛星ベースのオゾン縁部観測では、この分離は、IPA の影響を、オゾン観測の接点 (測深光線の視線が地表に最も近い点) 付近の他のオーロラ現象の影響と区別するのに十分です。磁気圏内の関連する EMIC 波は、磁力線に沿って地上に伝播します。 EMIC/Pc1 波は、北半球と南半球の両方の磁気共役地上局で観測されます。 IPA の時間情報は、固定地上局での関連する EMIC/Pc1 波の地上観測によって補足されます。ここでは、IPA に関連する局所的なオゾン損失の 2 つの主要な例を示します。

さまざまな高度での EMIC 波動粒子相互作用の影響。 EMIC によって駆動される陽子 (約数十キロ電子ボルト) と相対論的電子は両方とも、磁気圏から同じ地磁気の力線に沿って高層大気中に沈降します。陽子による局所的な IPA 発光と相対論的電子降水 (REP) による中間圏オゾン破壊は、異なる高度の同じ磁力線上で観察できます。地球の画像は NASA (https://earthobservatory.nasa.gov/features/BlueMarble/BlueMarble_2002.php) から取得されています。このイラストは Adobe Illustrator バージョン 26.2.1 (https://www.adobe.com/) で作成されました。

図 2a と b は、防衛気象衛星計画 (DMSP) 衛星と中間圏 (高度 52 km) に搭載された特殊センサー紫外分光画像装置 (SSUSI)34 による IPA [ライマンアルファ (121.6 nm) 水素放出] の協調観測を示しています。 ) 熱圏電離層中間圏エネルギーダイナミクス (TIMED) 衛星に搭載された広帯域放射放射測定法 (SABRE)35 を使用した大気探査によるオゾンプロファイル (星)夕暮れのセクターで）、2015 年 6 月 22 日、大規模な磁気嵐の初期主要段階中（最小 Dst インデックス = − 121 nT）。極冠領域全体で観察される太陽陽子降水の影響とは対照的に、局所的な REP が観察されます 15。関連する REP (三角形) は、国際宇宙ステーション (ISS) に搭載された全天 X 線画像モニター (MAXI)36 の放射線帯モニター (RBM-Z) の垂直成分によって測定されます。全球画像は、第 13 回国際地磁気基準場モデル 37 の係数を使用して双極子座標でプロットされます。調整された IPA とオゾンの観測は、局所的な IPA とオゾンの針穴の間の空間的対応を示します。 IPAは、北緯62度付近のオーロラの楕円形の境界から遠く離れた、磁気緯度約57度で見られます。 IPA の空間スケールは緯度方向に 390 km、経度方向に 1340 km です。 EMIC 波動粒子相互作用領域の地磁力線を横切る横方向のサイズは、経験的な地磁場モデルを使用して磁気赤道にマッピングすることによって決定されるように、半径方向で 0.3 ～ 0.5 地球半径 (Re) です。磁気赤道における IPA と REP の分布は、L = 4.3 ～ 4.8、MLT = 16 ～ 17 の領域から投影されました。 RBM-Z はまた、長手方向において REP と IPA の間の完全な空間的一致を示し、これは REP としての損失コーン電子の測定から得られる計数率の増加を反映しています。図2cは、IPAの位置をちょうど横切るTIMED衛星の軌道73,365の接点に沿ってSABREによって測定されたオゾンの高度プロファイルを示しています。図 2d は、IPA を通過するオゾンプロファイルと月平均値との間のオゾン濃度の差を標準偏差とともに示しています。 IPA の位置付近の月平均は、2015 年 5 月 23 日から 6 月 21 日までの世界時 22 時から 25 時の間、北緯 55 度から北緯 60 度まで、西経 15 度から西経 60 度までの磁気緯度での SABRE 観測から計算されます。イベント番号 34 と 35 の間に IPA の位置を横切る軌道 73,365 のオゾン損失が、成層圏上部の高度 47 ～ 66 km で確認されています。イベント番号 35 の高度 58 km 付近でのオゾンの正の隆起 (青い曲線) は、局所的な REP39 による垂直ウィンドシアの影響によって引き起こされると考えられます。イベント番号 34 と 35 の間の高度 47 から 66 km での平均オゾン損失は、月平均値から 11% 減少し、IPA 付近のオゾン測定値から 17% 減少していますが、IPA の外側では、 TIMED 軌道 73,364 および 73,366 (補足図 S1 を参照)。図2eに示すように、酸素イオン（O +）バンドの関連するEMIC / Pc1波は、カナダのアサバスカ（ATH、L = 4.5）40の地上局で観察されました。 EMIC/Pc1 波は 22:05 UT に発生し、TIMED/SABRE は TIMED 軌道 73,365 の 23:36 UT に IPA の下のオゾン針孔を観測しました。したがって、IPA 下のオゾン変動は、IPA の周囲領域と比較して、EMIC/Pc1 波の発生後 1.5 時間以内にさらに最大 17% 減少する可能性があります。

磁気嵐中の EMIC 駆動 IPA に関連した局所的なオゾン損失。 (a) 中層オゾンの全球地図 (SABER、星)、REP (RMB-Z、三角形 \(\ge 90\) カウント)、およびオーロラ (DMSP18 および 16 によって 19:44 から 25:46 UT に取得された重ね合わせ) /SSUSI)。 (b) 拡大地図 (DMSP16/SSUSI により 23:45 UT に撮影されたオーロラ)。黒い矢印は ISS と TIMED 衛星の軌道方向を示し、括弧内の軌道番号と時刻情報は TIMED/SABRE の測定時間を示します。黒い点は、カナダのアサバスカ (ATH) の位置を示します。マップは MATLAB R2020b (https://www.mathworks.com) によって生成されました。 (c) IPA を通過する軌道 73,365 の間のオゾンの接線高度プロファイル。 (d) 中圏オゾンプロファイルの違い。「針穴」領域が強調表示されます。 (e) 2015 年 6 月 22 日、ATH での EMIC/Pc1 ウェーブ活動。黒い点線は、経験的な地磁気モデルから推定された磁気赤道における O + ジャイロ周波数です 38。赤い線は、各機器が IPA の磁気緯度 (約 57°) を通過した時間を示します。括弧内の数字は各衛星の軌道番号を示す。

中層オゾンの減少における EMIC 主導の REP の重要な役割は、8 月 11 日の 20:30 から 24:45 UT (夕暮れの部では 14 から 18 MLT) の間の別の非嵐のイベントについて、図 3 にさらに示されています。 IPA アークは 360 km の狭い緯度範囲と 70° の広い経度幅で分布していました (図 3a および b)。 EMIC 波動粒子相互作用領域の赤道横断サイズは、経験的な地磁気モデルを使用すると、半径方向に 0.8 ～ 1.0 Re です41。磁気赤道における IPA と REP の分布は、L = 4.7 ～ 5.7、MLT = 20 ～ 22 の領域から投影されました。図 3 は図 2 と同じ形式ですが、REP は極軌道運用環境衛星 (POES) 星座に搭載された中エネルギー陽子/電子検出器 (MEPED)42 の E4 チャネルと関連する EMIC/電子検出器で測定されました。 O + バンドの Pc1 波（図 3e）は、南極で観測された IPA の地磁気共役点であるカナダのフォートチャーチル（FCHU、L = 7.2）43 の地上局で観測されました。 21:15 UTに弱いEMIC/Pc1波が発生した後、POES 15は21:24 UTに、POES 18は23:32 UTに、そしてMetOP02は23:57 UTに経度40度の広い範囲で関連するREPを観測しました。 TIMED/SABREは、異なる経度でIPAを横切る軌道68,682と68,683でオゾン損失を観測した。高度62kmから75kmの周囲で高密度の中間圏オゾン雲が見られますが、オゾン雲の明らかな破壊は、タイムド/セイバー軌道68,683中のイベント番号74と75で、IPA領域を通過したときに見られます（図3c）。。図3dでは、IPAの位置付近のオゾンの月平均が、南緯65度から南緯70度まで、東経0度から東経45度までの磁気緯度での21時30分から24時30分（UT）のSABRE観測から計算されています。タイムド/セイバー軌道68,683および68,682のイベント番号74、75、78中に観測された高度64kmから72kmのオゾン損失は、月平均値から51%減少しました。 TIMED/SABER軌道68,683のイベント番号74および75におけるオゾン損失は、同じ軌道68,683のイベント番号73および76によるオゾン測定値から61%でしたが、それらはIPAの外で観察されます(補足図S2を参照)。 IPA 下のオゾン変動は、IPA の周囲の領域と比較して、EMIC/Pc1 波の発生後約 1 時間でより急速に減少することが観察されます。 IPA と中間圏オゾン破壊との間の明確な空間的一致は、EMIC 誘発 REP が中間圏での直接電離を介してオゾン減少に直接的かつ迅速に影響を与えるという考えを強く裏付けています。

嵐がない場合の EMIC 主導の IPA に伴う局所的なオゾン損失。 (a) 中層オゾン (SABER、星)、REP (MEPED、三角形 \(\ge 4\) カウント)、およびオーロラの全球図 (DMSP19/SSUSI によって 22:18 から 27:32 UT に取得された重ね合わせ)。黒い点は、カナダのフォートチャーチル (FCHU) の磁気共役点を示します。 (b) 拡大地図 (DMSP19/SSUSI によって 24:07 UT に撮影されたオーロラ)。黒矢印はTIMED衛星とPOES衛星の軌道方向を示し、括弧内の時刻情報はTIMED/SABREの測定時刻です。マップは MATLAB R2020b (https://www.mathworks.com) によって生成されました。 (c) IPA を通過する軌道 68,683 によるオゾンの接線高度プロファイル。 (d) 中圏オゾンプロファイルの違い。 e 2014 年 8 月 11 日、FCHU での EMIC/Pc1 ウェーブアクティビティ。黒い点線は、経験的な地磁気モデル41から推定された磁気赤道におけるO + ジャイロ周波数です。赤い線は、各機器が IPA の同じ磁気緯度 (約 63°) を通過した時間を示します。括弧内の数字は各衛星の軌道番号を示す。

EMIC/Pc1 波の周波数帯域は、関連するイオン種 (陽子 (H +)、ヘリウム (He +)、酸素 (O +) など) によって特徴付けられ、周波数帯域は共鳴プラズマを決定するために重要です。エネルギー25． EMIC/Pc1 波と IPA は通常、ヘリウムイオン (He + ) バンドで観察されます 20,21,30,31 が、研究された両方のイベントの EMIC/Pc1 波は O + バンドにありました。 EMIC駆動REPの検証を確認するために、観測されたEMIC/Pc1波による赤道ピッチ角拡散率25（「方法」を参照）と電子の最小共鳴エネルギーを評価しました。 EMIC 波と相互作用する電子の最小共鳴エネルギー \(E_{{{\text{min}}}}\) は次のように記述されます25

ここで、 \({\Omega }_{e}\) は電子のジャイロ周波数です。 \(\omega\) は EMIC 波の角周波数です。 n は EMIC 波の屈折率で、各イオンの数密度に依存します。 \(E_{0}\) は電子の静止質量エネルギー (0.511 MeV) です。図 4 は、EMIC 波束の赤道ピッチ角拡散率 (パネル a および b) と最小共振エネルギー (パネル c および d) を示しています。電子とイオンの密度には全球核プラズマモデル (GCPM)44 2.2 を、観測日と位置を含む経験的な地磁気モデル 38,41 を使用しました。計算を簡略化するために、赤道における EMIC 波の平行平面波伝播を仮定しました。 EMIC 波の斜め伝播は REP の効率を低下させる可能性がありますが、O + バンド 45 の EMIC 波の場合、波の法線角への依存は小さいため、平行伝播を使用する仮定は適切です。観測された条件下での赤道拡散速度は、10 MeV を超える極めて高いエネルギー範囲で与えられていますが、典型的な低い地磁気強度 (2015 年と 2014 年のイベントではそれぞれ 170 nT と 110 nT) の場合の拡散速度は、高い冷電子密度（250 cm-3 および 100 cm-3）は、広いピッチ角範囲にわたって 2 MeV を超える超相対論的エネルギーで与えられます（図 4a、b を参照）。 H + および He + バンドの EMIC 波は、通常、赤道のこのような広いピッチ角範囲で超相対論的電子と共鳴することはできません 25。このような EMIC 波は主に数 MeV 電子のピッチ角散乱に影響を与えます 25,46 が、O + バンド EMIC 波は超相対論的 (> 2 MeV) 電子の損失を効果的に増大させます。波の周波数46とホットイオン密度47,48も、放射線ベルトの電子の損失にとって非常に重要です。 EMIC 波による超相対論的電子のこの本質的なピッチ角散乱は、以前の研究で報告されたものと類似しています 49,50。さらに、図4cおよびdのMeVエネルギーの共鳴カットオフを下回る、〜100 keVまでのより低いエネルギーの非共鳴電子は、狭いエッジを持つEMIC波束による非共鳴相互作用により依然として沈殿する可能性があります51。計算された拡散速度には非共鳴電子の影響は考慮されておらず、超相対論的電子の場合よりもはるかに大きい約 100 keV 電子の集団が存在するため、このような約 100 keV の電子降下は依然として重要な大気への影響を引き起こす可能性があります49,50。。

赤道ピッチ角拡散と観察された条件における電子の最小共鳴エネルギー。 (a、b) 赤道ピッチ角の関数としての赤道ピッチ角の拡散。各曲線は 1 MeV ごとにプロットされています。実線は観測条件を用いた計算結果、点線は地磁場強度が低く電子密度が高い場合の計算結果である。 (c, d) O + イオン \({\Omega }_{\mathrm{O}+}\) のサイクロトロン周波数で正規化された EMIC 波周波数の関数としての最小共鳴エネルギー。黄色の長方形は、観測された EMIC/Pc1 波の周波数範囲を示します。ここで、\({B}_{0}\) は磁気赤道における地磁気の強度、\({N}_{e}\) は磁気赤道における地磁気の強度です。電子密度。赤い太線は観測条件を用いた計算結果です。黒の実線と点線の曲線は、\({B}_{0}\) と \({N}_{e}\) の一般的な値を示します。

両方のイベントで観測された EMIC/Pc1 波の振幅は赤道における背景地磁気の数％に近いため、非線形ピッチ角散乱 26,52,53 が観測された REP イベントに大きく寄与する可能性があります。放射線帯の電子の準線形拡散速度の典型的な値は数時間から 1 日の範囲ですが、上昇音周波数構造を持つ大振幅 EMIC 波による非線形ピッチ角散乱は、より急速な (< 1 分) 降水の原因となる可能性があります 26。。非線形効果では、高いピッチ角を有する放射帯の電子は、大振幅の EMIC 波からの非線形波トラップによって低いピッチ角に導かれます 53 が、損失コーンに押し込むだけでは十分ではありません。そして、非線形波を捕捉することなく、EMIC波による低ピッチ角での非線形散乱過程により強い放射帯電子降下が引き起こされる53。非線形波の捕捉と、大振幅の EMIC 波の非線形効果による低ピッチ角での散乱との組み合わせにより、放射帯電子マイクロバーストと同様に、数秒程度のタイムスケールで、大気中への放射帯電子の効果的かつ迅速な降下がもたらされます 53。共存するIPA54における相対論的電子マイクロバーストと、宇宙ノイズ吸収の急速な時間変化に関連する1Hz IPA光変調に関するこれまでの観測研究55は、非線形効果による数秒程度の高速REPの存在を裏付けている。したがって、大振幅の EMIC 波による非線形効果は、急速な REP イベントに大きく寄与する可能性があります。

この研究では、磁気嵐と非嵐の両方の条件において、IPAを使用して、中層圏のオゾン損失と地球の放射線帯からの局所的なREPとの間の明確な空間的対応が特定されました。 EMICによるIPAの位置と局所的な中圏オゾン損失との間の前例のない明確な対応関係が、緯度方向に約400kmの狭い空間スケールで局所的に示された。観測された IPA は、主に東から西の方向に最大 60 ms-1 の中間圏ジェットの影響を伴って、1000 km を超える広い縦方向の範囲を示しています56。これは研究されたイベントにおけるオゾンの輸送には重要ではないほど小さすぎます。中間圏オゾンは、EMIC による REP 後 1 ～ 1.5 時間以内に迅速に反応する可能性があります。 REP のもう 1 つの候補ドライバーはホイッスラーモードのコーラス波です 57,58 が、コーラス波は IPA を引き起こす高エネルギー陽子を散乱させることができません。 IPA と中圏オゾン破壊との直接的な関係は、コーラス波の影響を受けずに EMIC 波による放射線帯の電子の損失に対する大気の影響を定量的に理解するのに非常に役立ちます。どちらのイベントでも、MAXI および MEPED 装置によって MeV 電子の降下が集中した電子の降り注ぎとして観測されましたが、O + バンドで観測された EMIC/Pc1 波は、数メガの観測範囲を超えて超相対論的電子と共鳴する可能性があります。電子ボルト。観測される REP イベントは、MAXI/RBM-Z および MEPED によってカバーされるエネルギーから超相対論的エネルギーまで広範囲にわたると予想されます。超相対論的な電子は、中間圏と上部成層圏に直接侵入し、この高度範囲で化学変化を引き起こします9。一方、10 MeV を超える超相対論的電子のフラックスは、相対論的電子のフラックスと比較して非常に小さくなります 49,50。観測された中圏オゾン破壊を解釈するには 2 つの可能性があります。 1 つは、超相対論的 (> 2 MeV) 電子降下による直接的な効果で、図 4 に示すように、O + バンドの EMIC/Pc1 波と強く相互作用する可能性があります。超相対論的電子の停止高さはです。中間圏の下の成層圏 9 ですが、停止高度までの大気の電離率は相対論的電子の電離率とほぼ同じです 9。したがって、観察された中間圏オゾン破壊は、停止高さを超える超相対論的電子によるイオン化の影響によって引き起こされる可能性があります。もう 1 つのシナリオは、より低い相対論的エネルギーおよび/または約 100 keV のエネルギーで非共鳴電子を析出させることによる直接的な効果です51。これらのより低いエネルギーの電子は、少数の超相対論的電子と比較して、EMIC/Pc1 波による部分散乱効率が低くなりますが、その数ははるかに多くなります。はるかに大きな集団に作用する、より低いエネルギーの電子のより低い部分散乱は、大気への重大な影響を引き起こす可能性があります。後者のシナリオが主な理由である場合、急速なオゾン破壊現象は、O + バンドだけでなく、他のイオンバンドの EMIC 波でも観察されるでしょう。一方、シミュレーション研究では、効果的な REP だけでなく、大振幅の EMIC 波による REP の非線形遮断も示されました 59。析出ブロックは、10 度未満の限られた低いピッチ角で効果的でした。 REP の析出フラックスは、広いピッチ角範囲で粒子をロスコーンに導く析出効果と、低いピッチ角での析出ブロックとの間のバランスによって決定できます。私たちの研究は、波と粒子の相互作用（準線形、非線形、非共鳴など）プロセスを介したこれらの降水および降水阻止効果を組み込んだ、波とオゾンの組み合わせデータを使用する将来の研究の動機付けとなるはずです。大気への主要な影響を与える最も重要な EMIC 駆動の降下電子エネルギーを特定することは未解決の問題のままであるため、IPA への放射線帯電子の定量的フラックス測定を使用した多重結合磁気圏-電離層-大気圏シミュレーションも提案されており、さらなるモデリングが可能になります。また、シミュレーションでは、さまざまな波動粒子相互作用プロセスやその他の大気の影響によって即時オゾン破壊プロセスが引き起こされる条件を調査できます。以前のシミュレーション研究では、EMIC 駆動の REP60 によって引き起こされる最大 10% までの弱い中圏オゾン破壊が示唆されましたが、今回の観測では、10 ～ 60% より大きなオゾン破壊が示されており、他の EPP 現象 (脈動) による影響と同様の影響がある可能性があります。オーロラ 16 とマイクロバースト 17)。中間圏におけるオゾン全体の変化を考慮する場合、IPA によるオゾン層の針穴の蓄積された影響は無視できません。

EMIC 波動粒子相互作用は、他の同様の現象 (太陽陽子現象、脈動オーロラ、マイクロバーストなど) とともに、追加の EPP 源としての相対論的電子 (REP) が地球の大気プロセスに及ぼす直接的な化学効果に光を当てます。個々の局所的なイベントから EMIC 主導の IPA の世界的な影響を推定するには、さらなる研究が必要です。ここに示されているタイプの IPA イベントは、亜オーロラ緯度のさまざまな現地時間セクターで興奮する可能性があります61。残念ながら、衛星による観測は軌道や観測方法の関係で限界があります。 IPA によるオゾン損失がさまざまな現地時間セクターでどのように発生するかは依然として不明です。 IPA の継続的な地球規模の分布が地上ネットワーク (PWING (地上ネットワーク観測を使用した内部磁気圏における粒子と波動の動的変動の研究)40) や全経度範囲をカバーする衛星コンステレーション 62 観測などによって捕捉される場合亜オーロラ緯度で、中間圏における REP による化学影響の局所的なプロセスを定量化することは、中層大気の地球循環モデルの改善に貢献する可能性があります 63,64。木星の磁気圏の EMIC 波は、地球の場合と同様の方法で、高エネルギーの重イオン (硫黄と酸素) を電離層に散乱させ、木星の極地で同様の IPA 放出を引き起こします65。 IPA としての EMIC 主導の EPP の視覚化 (「いつ」と「どこで」) は、地球だけでなく木星の大気に対する動的宇宙天気の影響を理解するための重要な洞察を提供します。

高度 625 km、軌道傾斜角 74.1°で周回する TIMED 衛星に搭載された SABRE35 による 9.6 μm の波長測定によるオゾンのバージョンレベル 2A データを使用しました。オゾン測定は、中間圏と上部成層圏で 35% の精度を提供します66。 SABRE による四肢サウンディングの利点は、変化する地球の表面とは異なり、正確な垂直解像度と安定した背景です。 IPA は狭い（数百キロメートル）緯度で広い（> 1000 km）縦幅にわたって観測されるため、低い水平解像度の影響はこの研究の決定要因ではありません。

地球の放射線帯からの REP の電離層フットプリントを視覚化するために、840 km の極軌道で DMSP 衛星に搭載された SSUSI34 によって観測された IPA イベントを使用しました。 SSUSI によるライマンα (121.6 nm) の発光は、IPA の領域で増強されます。下層大気放出の影響を受けない宇宙ベースのイメージャを使用したライマンα放出の特徴は、広い視野でREPの局在を特定するのに貢献します。オーロラ映像は高度110kmまで投影されます。宇宙からのオーロラ画像観測の利点は、空間範囲が広く、気象条件に影響されないことです。使用される紫外線波長は、発光の照明条件が好ましくない場合にも表示されます。 IPA と REP の持続時間は、関連する EMIC/Pc1 波の持続時間から決定されます。

REP を確認するために、高度約 400 km、軌道傾斜角 51.6°で周回する ISS に搭載された MAXI36 の RBM からのデータを使用しました。 MAXI/RBM は、水平 (H) 方向と天頂 (Z) 方向の 2 セットの PIN ダイオード検出器で構成されています。 RBM-H および RBM-Z 検出器は、0.3 MeV を超える相対論的電子に敏感です。この研究では、大気中への REP の代理として RBM-Z データを使用しました。

POES 衛星群に搭載された MEPED 装置には電子用のエネルギーチャネルがいくつかありますが、REP42 の典型的なプロキシとして 0° 検出器からの E4 チャネルデータ (300 keV ～ 2.5 MeV) を使用しました。

私たちは、磁気圏の EMIC 波を識別するために、地上の磁力計によって検出される EMIC/Pc1 地磁気脈動に焦点を当てました。観測点は、カナダのアサバスカ (ATH、北緯 54.7 度、東経 246.7 度、長さ = 4.5)40 とフォートチャーチル (FCHU、北緯 58.8 度、東経 265.9 度、長さ = 7.2)43 にあります。 ATH と FCHU の誘導磁力計のサンプリング周波数は、それぞれ 64 Hz と 20 Hz です。 Pc1 波の強度は \(\sqrt {H^{2} + D^{2} }\) から計算されました。ここで、H は磁気の南北成分、D は東西成分です。短時間フーリエ変換は、95% のオーバーラップを持つ 60 秒の波形に使用されました。

EMIC 波に対してガウス波のスペクトル密度を仮定すると、EMIC 波による相対論的電子のピッチ角拡散率は近似的に次のように表されます25。

どこ

\({\Omega }_{e}\) は電子サイクロトロン周波数、\(E = \frac{{E_{k} }}{{m_{e} c^{2} }}\) は無次元周波数です。電子エネルギー \(E_{k}\) の電子運動エネルギー、\(m_{e}\) は電子の静止質量、\(c\) は光の速度、\(R\) は背景磁場パワー密度に対する磁場波パワー密度、\(\nu = \sqrt \pi\cdot {\text{erf}}\left( 1 \right) \about 1.49\)、\({\text {erf}}\) は誤差関数 \(\alpha^{*} = \frac{{{\Omega }_{e}^{2} }}{{\omega_{pe}^{2} } }\)、\(\omega_{pe}\) は電子プラズマ周波数、\(\varepsilon = \frac{{m_{e} }}{{m_{p} }}\) は次の質量比です。電子の静止質量 \(m_{e}\) と陽子の静止質量 \(m_{p}\) です。式の指数関数は、 (1) は、次のガウス波スペクトル密度から導出されます。

ここで、\({\Omega }_{H + }\) は陽子サイクロトロン周波数、\(\omega_{m}\) は EMIC 波の中心周波数、\(\delta \omega\) は帯域幅です。 EMIC波の。各イオンの密度比を \(\eta_{H + } = \frac{{n_{H + } }}{{n_{e} }}\)、 \(\eta_{He + } = \ と定義します。 frac{{n_{He + } }}{{n_{e} }}\)、および \(\eta_{O + } = \frac{{n_{O + } }}{{n_{e} }} \)、\(n_{e}\)、\(n_{H + }\)、\(n_{He + }\)、\(n_{O + }\) は寒気の数密度です。それぞれ電子、陽子、He + イオン、O + イオンです。 2015 年 6 月 22 日の \(\omega_{m} = 0.1875\) Hz および \(\delta \omega = 0.0625\) Hz のガウススペクトルの EMIC 波の磁場波出力密度 10 nT を使用しました。図 4 の 2014 年 8 月 12 日のイベントの \(\omega_{m} = 0.1275\) Hz および \(\delta \omega = 0.0575\) Hz の磁場波出力密度 1 nT。波の法線角は、背景の地磁気力線に対する平行平面波の伝播の法線角であると単純に仮定されました。

TIMED SABRE データは、Web サイト http://saber.gats-inc.com/data.php から入手できます。この研究で使用された DMSP SSUSI データは、https://ssusi.jhuapl.edu/data_products から公開されています。 MAXI RBM データは https://data.darts.isas.jaxa.jp/pub/maxi/rbm/ から取得しました。 POES MEPED データは https://www.ngdc.noaa.gov/stp/satellite/poes/dataaccess.html から取得しました。 ATH および FCHU の EMIC/Pc1 波データは、それぞれ https://stdb2.isee.nagoya-u.ac.jp/magne/ および https://www.carisma.ca/ から取得しました。この研究で使用された Dst 指数は、京都の地磁気 WDC から提供されました (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/wdc/Sec3.html、https://isds-datadoi.nict.go) .jp/wds/10.17593__14515-74000.html）。

地磁気マップは、オンライン www.eoas.ubc.ca/~rich/map.html で入手可能な MATLAB のマッピングパッケージ M_Map を使用して描画されました。

ロジャー、CJ 他大気中への放射線帯電子降下: 磁気嵐からの回復。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 112、A11307。 https://doi.org/10.1029/2007JA012383 (2007)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Rozanov, E.、Calisto, M.、Egorova, T.、Peter, T. & Schmutz, W. 大気化学と気候に対する沈殿する高エネルギー粒子の影響。生き残る。地球物理学。 33、483–501。 https://doi.org/10.1007/s10712-012-9192-0 (2012)。

記事 ADS Google Scholar

Seppälä, A.、Matthes, K.、Randall, CE、Mironova, IA 太陽が気候に与える影響は何ですか? CAWSES-II 中の活動の概要。プログレ。地球惑星。科学。 1、24。https://doi.org/10.1186/s40645-014-0024-3 (2014)。

記事 ADS Google Scholar

アンダーソン、M.ら。高エネルギーの電子降下による太陽と地球の接続にドライバーが欠けているため、中圏オゾンに影響が及びます。ナットコミューン。 5, 5197。 https://doi.org/10.1038/ncomms6197 (2014)。

論文 ADS CAS PubMed Google Scholar

ヒース、DF、クルーガー、AJ & クルッツェン、PJ 太陽陽子現象: 成層圏オゾンへの影響。サイエンス 453 (197)、886–889 (1977)。

記事 ADS Google Scholar

ジャックマン、CH 他 2000 年 7 月の太陽陽子現象による北半球の大気への影響。地球物理学。解像度レット。 28、2883–2886 (2001)。

記事 ADS CAS Google Scholar

フンケ、B.ら。「ハロウィーン」太陽陽子現象後の組成の変化: 大気中高エネルギー粒子降水 (HEPPA) モデルと MIPAS データの相互比較研究。アトモス。化学。物理学。 11、9089–9139。 https://doi.org/10.5194/acp-11-9089-2011 (2011)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Solomon, S.、Rusch, DW、Gerard, J.-C.、Reid, GC & Crutzen, PJ 中層大気の中性およびイオン化学に対する粒子の沈殿イベントの影響。 II - 奇数の水素。惑星。宇宙科学。 29、885–893。 https://doi.org/10.1016/0032-0633(81)90078-7 (1981)。

記事 ADS CAS Google Scholar

トゥルネンら。磁気嵐時の中層大気および高層大気における NOx 生成に対する、沈殿粒子のさまざまなエネルギーの影響。Ｊ．アトモス。ソーラーテラス物理学。 71(10–11)、1176–1189 (2009)。

記事 ADS CAS Google Scholar

ランドール、CE et al. 2006 年の NOx の増加は、成層圏上部の北極の強い渦に関連しています。地球物理学。解像度レット。 33、L18811。 https://doi.org/10.1029/2006GL027160 (2006)。

記事 ADS CAS Google Scholar

アンダーソン、メインら。数十年規模の時間スケールにわたる高エネルギー粒子の降水に対する極オゾンの応答: 中エネルギー電子の役割。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．回答: アトモス。 123、607–622。 https://doi.org/10.1002/2017JD027605 (2018)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Jia , J. 、Kero , A. 、Kalakoski , N. 、Szeląg , ME & Verronen , PT 成層圏下部オゾンに対する太陽陽子の直接影響はありますか? アトモス。化学。物理学。 20、14969–14982。 https://doi.org/10.5194/acp-20-14969-2020 (2020)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Baumgaertner, AJG、Seppälä, A.、Jöckel, P. & Clilverd, MA 化学気候モデルにおける地磁気活動関連の NOx 強化と極地表面気温変動: NAM 指数の調整。アトモス。化学。物理学。 11、4521–4531。 https://doi.org/10.5194/acp-11-4521-2011 (2011)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Seppälä, A.、Lu, H.、Clilverd, MA & Rodger, CJ 冬期の成層圏の風、温度、波の反応における地磁気活動の兆候。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度アトモス。 118、2169–2183。 https://doi.org/10.1002/jgrd.50236 (2013)。

記事 ADS Google Scholar

ボルネブッシュ、JP、ウィシング、JM、カレンローデ、修士号極大気中への太陽粒子の降下と、それらの半球および現地時間への依存性。上級スペース解像度 45、5。 https://doi.org/10.1016/j.asr.2009.11.008 (2010)。

記事 CAS Google Scholar

トゥルネン、E. et al. 脈動オーロラに伴う高エネルギー電子降下による中圏オゾンの破壊。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度アトモス。 121、11852–11861。 https://doi.org/10.1002/2016JD025015 (2016)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Seppälä、A. et al. 相対論的電子マイクロバーストイベント: 大気への影響のモデル化。地球物理学。解像度レット。 45、1141–1147。 https://doi.org/10.1002/2017GL075949 (2018)。

記事 ADS Google Scholar

Verronen、PT et al. 2003 年 10 月から 11 月の太陽陽子現象におけるオゾン層破壊の日内変動。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 Rev. 110、A09S32 (2005)。 https://doi.org/10.1029/2004JA010932

記事 CAS Google Scholar

Yahnin, AG、Yahnina, TA & Frey, HU サブオーラル陽子スポットは Pc1 源を視覚化します。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 112、A10223。 https://doi.org/10.1029/2007JA012501 (2007)。

記事 ADS CAS Google Scholar

三好祐介他 EMIC波による放射線帯電子の降下を地上および宇宙から観測。地球物理学。解像度レット。 35、L23101。 https://doi.org/10.1029/2008GL035727 (2008)。

記事 ADS CAS Google Scholar

坂口和也ほか THEMIS-ASI観測による内部磁気圏におけるイオンサイクロトロン波と粒子相互作用の可視化。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 117、A10204。 https://doi.org/10.1029/2012JA018180 (2012)。

記事 ADS CAS Google Scholar

ヴァン・アレン、JA、フランク、ルイジアナ州地球を周回して半径 107,400 km までの放射線。ネイチャー 183、430–434 (1959)。

記事 ADS Google Scholar

ウサノバ、メイン他圧縮関連の EMIC Pc1 波とそれに関連する陽子降水の地上および複数衛星観測を共役します。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 115、A07208。 https://doi.org/10.1029/2009JA014935 (2010)。

記事 ADS Google Scholar

Jordanova, VK、Spasojevic, M. & Thomsen, MF 電磁イオンサイクロトロン波による分離したサブオーロラ陽子アークの形成をモデル化。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 112、A08209。 https://doi.org/10.1029/2006JA012215 (2007)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Summers, D. & Thorne, RM 磁気嵐中の電磁イオンサイクロトロン波による相対論的電子ピッチ角散乱。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 108、1143。https://doi.org/10.1029/2002JA009489、A4 (2003)。

記事 Google Scholar

O Mura, Y. & Zhao, Q. EMIC 誘発放出による非線形ピッチ角散乱による相対論的電子マイクロバースト。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学。 118、5008–5020。 https://doi.org/10.1002/jgra.50477 (2013)。

記事 ADS CAS Google Scholar

コーンウォール、JM サイクロトロンの不安定性と、超低周波および超低周波範囲における電磁放射。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 70(1)、61-69。 https://doi.org/10.1029/JZ070i001p00061 (1965)。

記事 ADS Google Scholar

Anderson, BJ、Erlandson, RE、および Zanetti, LJ 赤道磁気圏における Pc 1-2 磁気脈動の統計的研究: 1. 赤道での発生分布。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 97(A3)、3075–3088。 https://doi.org/10.1029/91JA02706 (1992)。

ピケット、JS et al. EMIC のクラスター観測により、地球のプラズマポーズ付近で Pc1 波に関連した放出が引き起こされました。地球物理学。解像度レット。 37、L09104。 https://doi.org/10.1029/2010GL042648 (2010)。

記事 ADS CAS Google Scholar

野村良也ほか上昇トーン Pc1 波によって引き起こされる脈動陽子オーロラ。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学。 121、1608–1618。 https://doi.org/10.1002/2015JA021681 (2016)。

記事 ADS Google Scholar

尾崎正人他脈動陽子オーロラの高速変調は、サブオーロラ緯度における Pc1 地磁気脈動のサブパケット構造に関連していました。地球物理学。解像度レット。 43、7859–7866。 https://doi.org/10.1002/2016GL070008 (2016)。

記事 ADS Google Scholar

Loto'aniu, TM、Fraser, BJ & Waters, CL 磁気圏における電磁イオンサイクロトロン波エネルギーの伝播。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 110、A07214。 https://doi.org/10.1029/2004JA010816 (2005)。

記事 ADS Google Scholar

尾崎正史、塩川和久、ホーン、RB、エンゲブレットソン、MJ、レッサード、M.、小川裕子、他 Pc1 波の磁気共役とサブオーロラ緯度での孤立陽子降下: 強度変調領域としての電離層の重要性。地球物理学。解像度レット..48、e2020GL091384。（2021年）。 https://doi.org/10.1029/2020GL091384

Paxton, LJ、Morrison, D.、Zhang, Y.、Kil, H.、Wolven, B.、Ogorzalek, BS、他。特殊センサー紫外走査イメージャー (SSUSI) によって生成されたリモートセンシング製品の検証: DMSP F-16 の遠紫外イメージング分光器。手順 SPIE 4485、大気および宇宙研究のための光学分光技術、リモートセンシング、および計測器 IV、4485、338–348。（2002年）。 https://doi.org/10.1117/12.454268

ラッセル、JM III、MG ムリンザック、LL ゴードリー、J. タンソック、および R. エスプリン。 SABRE実験の概要と予備校正結果。手順 SPIE 3756、277–288。 https://doi.org/10.1117/12.366382 (1999)。

松岡正人他 ISS での MAXI ミッション: 全天の X 線画像を監視するための科学と機器。出版物。アストロン。社会日本 61(5)、999–1010 (2009)。

記事 ADS CAS Google Scholar

アルケン、P. et al. 国際地磁気基準場：第 13 世代。地球惑星宇宙。 73、49。 https://doi.org/10.1186/s40623-020-01288-x (2021)。

記事 ADS Google Scholar

ツィガネンコ、NA 夜明けと夕暮れの非対称性を持つ磁気圏のモデル、1 数学的構造。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 107、A8。 https://doi.org/10.1029/2001JA000219 (2002)。

記事 Google Scholar

大山、S.-I 他。サブストーム回復段階中のオーロラパッチにおける熱圏風の変動が低下します。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学 121、3564–3577。 https://doi.org/10.1002/2015JA022129 (2016)。

記事 ADS Google Scholar

塩川和也ほか PWING プロジェクトの地上設置機器は、ERG と地上の連携観測ネットワークの一部として、サブオーロラ緯度における内部磁気圏のダイナミクスを調査します。地球惑星宇宙。 69、160。https://doi.org/10.1186/s40623-017-0745-9 (2017)。

記事 ADS Google Scholar

ツィガネンコ (NA) およびシトノフ (ミシガン州) 強い磁気嵐の間の内部磁気圏のダイナミクスをモデル化します。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 110、A03208。 https://doi.org/10.1029/2004JA010798 (2005)。

記事 ADS Google Scholar

Peck、ED、Randall、CE、Green、JC、Rodriguez、JV & Rodger、CJ POES MEPED 差動磁束回復と電子チャネル汚染補正。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学。 120、4596–4612。 https://doi.org/10.1002/2014JA020817 (2015)。

記事 ADS Google Scholar

マン、IRら。 THEMIS時代にアップグレードされたCARISMA磁力計アレイ。 Space Sci Rev. 141、413–451。 https://doi.org/10.1007/s11214-008-9457-6 (2008)。

記事 ADS Google Scholar

DL ギャラガー、PD クレイブン、RH コンフォートグローバルコアプラズマモデル。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 105(A8)、18819–18833。 https://doi.org/10.1029/1999JA000241 (2000)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Ni、B.ら。マルチバンド EMIC 波によるアウターゾーン相対論的電子の共鳴散乱と、その結果として生じる電子損失の時間スケール。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学。 120、7357–7373。 https://doi.org/10.1002/2015JA021466 (2015)。

記事 ADS Google Scholar

Albert, JM 複数種のプラズマにおける EMIC 波の準線形拡散係数の評価。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 108、1249。https://doi.org/10.1029/2002JA009792、A6 (2003)。

記事 Google Scholar

Ni、B.ら。高温プラズマは、EMIC 波による放射ベルト電子のサイクロトロン共鳴ピッチ角散乱率に影響を与えます。地球物理学。解像度レット。 45、21–30。 https://doi.org/10.1002/2017GL076028 (2018)。

記事 ADS Google Scholar

Cao、X.ら。高温プラズマ効果を説明するヴァン・アレン放射線帯における超相対論的電子の散乱。 Sci Rep. 7、17719。https://doi.org/10.1038/s41598-017-17739-7 (2017)。

論文 ADS CAS PubMed PubMed Central Google Scholar

ウサノバ、メイン他相対論的および超相対論的電子集団に対する EMIC 波の影響: 地上およびヴァンアレン探査機による観測。地球物理学。解像度レット。 41、1375–1381。 https://doi.org/10.1002/2013GL059024 (2014)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Shprits、Y.ら。ヴァン・アレン放射線帯における超相対論的電子の波による損失。 Common Nat 7、12883。https://doi.org/10.1038/ncomms12883 (2016)。

論文 ADS CAS PubMed PubMed Central Google Scholar

チェン、L.、ソーン、RM、ボルトニク、J. & チャン、X.-J. 電磁イオンサイクロトロン波と相対論的電子との非共鳴相互作用。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学。 121、9913–9925。 https://doi.org/10.1002/2016JA022813 (2016)。

記事 ADS Google Scholar

Kubota, Y.、O Mura, Y. & Summers, D. 双極子磁気圏における EMIC トリガー放出によって誘発される相対論的電子降下。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学。 120、4384–4399。 https://doi.org/10.1002/2015JA021017 (2015)。

記事 ADS Google Scholar

Kubota, Y. & Omura, Y. プラズマポーズ内外の経度に局在する EMIC 上昇トーン放出によって誘発される放射線ベルト電子の急速な降下。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度宇宙物理学。 122、293–309。 https://doi.org/10.1002/2016JA023267 (2017)。

記事 ADS Google Scholar

シュムコ、M.ら。電磁イオンサイクロトロン波によって散乱される陽子オーロラと相対論的電子マイクロバースト。フロント。アストロン。宇宙科学。 9、975123。 https://doi.org/10.3389/fspas.2022.975123 (2022)。

記事 ADS Google Scholar

尾崎正人他サブオーロラ緯度における孤立陽子オーロラの 1 Hz 範囲変調の発見。地球物理学。解像度レット。 45、1209–1217。 https://doi.org/10.1002/2017GL076486 (2018)。

記事 ADS Google Scholar

佐藤和也ほか中圏重力波の起源について。地球物理学。解像度レット。 36、L19801。 https://doi.org/10.1029/2009GL039908 (2009)。

記事 ADS Google Scholar

Summers, D.、Ni, B.、および Meredith, NP 共鳴波-粒子相互作用による放射帯電子の加速と損失のタイムスケール: 2. VLF コーラス、ELF ヒス、および電磁イオンサイクロトロン波の評価。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ． Res.、112、A04207。 https://doi.org/10.1029/2006JA011993 (2007)。

記事 ADS Google Scholar

Hsieh, Y.-K.、O Mura, Y.、Kubota, Y. 斜めのホイッスラーモードのコーラス放射によって引き起こされる高エネルギー電子降下。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ． Res.: 宇宙物理学 127、e2021JA029583、(2022)。 https://doi.org/10.1029/2021JA029583

Bortnik, J.、Albert, JM、Artemyev, A.、Li, W.、Jun, C.-W.、Grach, VS、および Demekhov, AG 大振幅 EMIC 波による相対論的電子の非線形降水ブロックの振幅依存性。地球物理学。解像度レット。 49、e2022GL098365 (2022)。 https://doi.org/10.1029/2022GL098365

Hendry, AT、Seppälä, A.、Rodger, CJ、Clilverd, MA 放射線帯と大気に対する EMIC 波駆動の電子降水の影響。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ． Res.: 宇宙物理学 126、e2020JA028671 (2021)。 https://doi.org/10.1029/2020JA028671

Semenova, NV、Yahnin, AG、Yahnina, TA & Demekhov, AG 等方性境界の赤道側の高エネルギー陽子の局所的降水の特性。地球物理学。解像度レット。 46、10932–10940。 https://doi.org/10.1029/2019GL085373 (2019)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Morley, SK、Sullivan, JP、Henderson, MG、Blake, JB & Baker, DN 宇宙天気モニターとしての全地球測位システムのコンステレーション: 電子測定と Van Allen プローブデータの比較。宇宙天気 14、76–92。 https://doi.org/10.1002/2015SW001339 (2016)。

記事 ADS Google Scholar

Verronen, PT、Andersson, ME、Marsh, DR、Kovács, T. & Plane、JMC WACCM-D: D 領域イオン化学を使用した全大気群集気候モデル。 J.Adv. モデル。地球システム 8、954–975。 https://doi.org/10.1002/2015MS000592 (2016)。

記事 ADS Google Scholar

Danabasoglu, G.、Lamarque, J.-F.、Bacmeister, J.、Bailey, DA、DuVivier, AK、Edwards, J.、他。コミュニティアースシステムモデルバージョン 2 (CESM2)。 J.Adv. モデル。地球システム 12、e2019MS001916、(2020)。 https://doi.org/10.1029/2019MS001916

Yao、Z.ら。木星のX線オーロラフレアの発生源を明らかにする。科学。上級 7、28。 https://doi.org/10.1126/sciadv.abf0851 (2021)。

記事 Google Scholar

Rong, PP、Russell, JM、Mlynczak, MG、Remsberg, EE、Marshall, BT、Gordley, LL、および López-Puertas, M. 広帯域放射放射測定法を使用した熱圏電離層中間圏エネルギー学および大気のダイナミクス/サウンディングの検証 (TIMED) /SABRE) v1.07 高度 15 ～ 70 km の範囲で 9.6 μm のオゾン。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度 114、D04306。 https://doi.org/10.1029/2008JD010073 (2009)。

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本研究は、日本学術振興会、科研費JP16H06286およびJP20H02162の支援を受けました。データを提供してくださった TIMED/SABRE、DMSP/SSUSI、POES/MEPED チームに感謝します。この研究では、理化学研究所、JAXA、および MAXI チームから提供された MAXI データを利用しました。著者らはデータを提供してくれた CARISMA チームに感謝します。 CARISMA は、カナダ宇宙庁の資金提供を受けてアルバータ大学によって運営されています。

金沢大学大学院自然科学研究科（金沢市）

Mitsunori Ozaki, Satoshi Yagitani & Shion Hashimoto

名古屋大学宇宙地球環境研究所（名古屋）

Kazuo Shiokawa & Yuichi Otsuka

国立極地研究所、立川市

Ryuho Kataoka

総合研究大学院大学極地科学専攻

Ryuho Kataoka

NASA ラングレー研究センター、ハンプトン、バージニア州、米国

マーティン・ムリンチャク

ジョンズ・ホプキンス大学応用物理研究所、米国メリーランド州ローレル

ラリー・パクストン

アサバスカ大学天文台、アサバスカ、アルバータ州、カナダ

マーティン・コナーズ

カルガリー大学物理学および天文学部、カルガリー、アルバータ州、カナダ

マーティン・コナーズ

宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所、相模原市

Satoshi Nakahira

アルバータ大学物理学科、エドモントン、アルバータ州、カナダ

イアン・マン

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MO は IPA を使用して本研究を考案し、衛星と地上のデータを分析し、EMIC 波動粒子相互作用の数値計算を実行し、原稿を執筆しました。 KS は ATH の誘導磁力計のプロジェクトリーダーであり、データ解釈に貢献しました。 RK は REP による直接イオン化のモデル計算と解釈に貢献しました。 MM は TIMED/SABRE ミッションの主任研究員であり、SABRE データ分析に貢献しました。 LP は SSUSI ミッションの主任研究者であり、IPA からのライマン \({\alpha }\) 排出量の SSUSI データ分析に貢献しました。 MC は、ATH での誘導磁力計の観測と、「はじめに」および「考察」セクションの改訂に貢献しました。 SY は原稿の改訂に貢献しました。 SH は図のプロットを実行しました。 YO は、ATH の誘導磁力計のデータ処理に貢献しました。 SN は MAXI/RBM データを提供します。 IM は FCHU から誘導磁力計のデータを提供し、REP の解釈に貢献しました。著者全員が原稿を改善するためにフィードバックを提供し、分析と原稿の共有に協力しました。

Correspondence to Mitsunori Ozaki.

著者らは競合する利害関係を宣言していません。

シュプリンガーネイチャーは、発行された地図および所属機関における管轄権の主張に関して中立を保ちます。

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転載と許可

尾崎正人、塩川和也、片岡龍也他地球の放射線帯から来る孤立した陽子オーロラに対応する局所的な中圏オゾン破壊。 Sci Rep 12、16300 (2022)。 https://doi.org/10.1038/s41598-022-20548-2

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受信日: 2022 年 5 月 26 日

受理日: 2022 年 9 月 14 日

公開日: 2022 年 10 月 11 日

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

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