Lokalisierte mesosphärische Ozonzerstörung, die einer isolierten Protonen-Aurora entspricht, die aus dem Strahlungsgürtel der Erde stammt

May 04, 2023

Wissenschaftliche Berichte Band 12, Artikelnummer: 16300 (2022) Diesen Artikel zitieren

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Der relativistische Elektronenniederschlag (REP) aus dem Strahlungsgürtel der Erde spielt eine wichtige Rolle beim mesosphärischen Ozonverlust als Zusammenhang zwischen Weltraumwetter und Klimasystem. Allerdings ist die schnelle (mehrere zehn Minuten) Zerstörung des mesosphärischen Ozons, die direkt durch REP verursacht wird, aufgrund der Schwierigkeit, ihren Ort und ihre Dauer zu erkennen, bislang kaum verstanden. Hier zeigen wir einen überzeugenden schnellen Zusammenhang zwischen lokalisiertem REP und der Ozonzerstörung während eines bestimmten Polarlichtphänomens, das als isolierte Protonen-Aurora (IPA) bezeichnet wird. Das IPA aus dem Strahlungsgürtel der Erde wird zu einem wichtigen räumlichen und zeitlichen Proxy für REP, der sich von anderen Polarlichtphänomenen unterscheidet und die Visualisierung von Mikroozonlöchern ermöglicht. Wir fanden eine Ozonzerstörung von bis zu 10–60 % innerhalb von 1,5 Stunden nach Beginn der IPA. Elektromagnetische Ionenzyklotronwellen im Sauerstoffionenband, die als Treiber von REP beobachtet werden, wirken sich wahrscheinlich durch Resonanz mit hauptsächlich ultrarelativistischen (> 2 Megaelektronenvolt) Energieelektronen aus. Der schnelle REP-Einfluss zeigt seine entscheidende Rolle und direkte Wirkung auf die Regulierung des atmosphärischen chemischen Gleichgewichts.

Atmosphärische Effekte aufgrund der Niederschlagung energetischer Teilchen (EPP) bei Hunderten von Kiloelektronenvolt (keV) bis Megaelektronenvolt (MeV) haben erhebliche atmosphärische chemische Auswirkungen in der Mesosphäre (50 bis 80 km) und der oberen Stratosphäre (~ 50 km) unterhalb der Thermosphäre (100 bis 200 km)1,2,3,4. EPP ist aufgrund der durch EPP verursachten Produktion von ungeradem Stickstoff (NOx) und ungeradem Wasserstoff (HOx) eine der Hauptquellen für die katalytische Zerstörung von Ozon in der Polarregion (magnetische Breiten > 55°).5,6,7,8 . Die Energie der Plasmateilchen ist wichtig für die Bestimmung der Ionisationshöhe in der Atmosphäre9. EPP-NOx-Wechselwirkungen beeinflussen den vertikalen Transport von EPP-getriebenem NOx in der unteren Thermosphäre (seine Entstehungshöhe von ~ 80 km) bis hin zur Stratosphärenhöhe als sogenannte indirekte Effekte10. Dadurch transportiert der Polarwirbel effektiv NOx in die Polarregion, dann spielt der NOx-Transport eine bedeutende Rolle beim mesosphärischen Ozonverlust von 10 bis 20 % auf einer Zeitskala von mehreren Monaten bis Jahrzehnten11. Im Gegensatz dazu trägt die lokale Produktion von EPP-getriebenem NOx und HOx in ihren Produktionshöhen direkt zur Ozonzerstörung bei9,12. Insbesondere EPP-HOx-Wechselwirkungen können aufgrund der Lebensdauer der HOx-Familie von wenigen Stunden schnell und in kürzeren Stunden auftreten4. Die Ozondichte in der Mesosphäre ist viel geringer als die in der Stratosphäre, aber das mesosphärische Ozon und die atmosphärischen Ionisierungen könnten über die Chemie- und Transportprozesse eine wichtige Rolle für das globale Klimasystem spielen13,14. Solare Protonenereignisse, die zu einer starken Verstärkung des energiereichen Protonenflusses (> 10 MeV) führen, der durch eine aktive Sonneneruption verursacht wird, sind eine Hauptquelle für EPP, und solche solaren Protonenniederschläge spielen eine wichtige Rolle bei der Ozonzerstörung5,6,7 und anormalen Erhöhung der Elektronendichte in der gesamten Polkappenregion15. Angesichts der Tatsache, dass die Auswirkungen solarer Protonenereignisse global sind, müssen wir eine neue Frage stellen: Können direkte EPP-Auswirkungen auf die Atmosphärenchemie in einem lokalisierten Bereich von kurzer Dauer beobachtet werden? Im Prinzip kann EPP eine klare Lokalisierung wie Polarlichter auf bestimmten Breitengraden, Längengraden und Erscheinungsperioden zeigen. Wenn also EPP direkt und schnell als Haupttreiber für die mesosphärische Ozonzerstörung fungiert, ebenso wie bei solaren Protonenereignissen, sollte eine lokale Ozonzerstörung im Zusammenhang mit lokalisiertem EPP beobachtbar sein. Simulationsstudien der direkten Auswirkung auf bestimmte EPP-Ereignisse (pulsierende Polarlichter (> 200-keV-Elektronen)16 und relativistische Elektronenmikrobursts (> 1-MeV-Elektronen)17) haben eine Ozonzerstörung in der Mesosphäre von bis zu ~ 20 % vorhergesagt, was möglich ist äquivalent zu den Effekten sein, die durch solare Protonenereignisse hervorgerufen werden18. Solche Simulationsstudien sagen Ozonverluste voraus, die mit räumlich und zeitlich lokalisierten EPP-Ereignissen verbunden sind. Bisher gibt es jedoch keine Beobachtungsbeweise, die einen solchen lokalisierten Ozonverlust belegen, da es schwierig ist, lokalisierte, kurzzeitige EPP-Ereignisse in Beobachtungen zu identifizieren.

In dieser Studie überwinden wir diese Schwierigkeit mithilfe eines spezifischen Polarlichtphänomens, der sogenannten isolierten Protonen-Aurora (IPA), die mit geomagnetischen Pc1-Pulsationen verbunden ist. Die meisten Polarlichter, die normalerweise in magnetischen Breiten zwischen 65° und 70° (d. h. im „Auroraloval“) beobachtet werden, werden durch die Partikelausfällung niederenergetischer Elektronen (keV bis zu mehreren zehn keV-Bereichen) verursacht, die nicht in die Mesosphäre eindringen können. aber die IPA in subauroralen Breiten (magnetische Breiten von 55° bis 60°) wird, obwohl sie hauptsächlich durch Protonen angeregt wird, von relativistischem Elektronenniederschlag (REP) aus dem Strahlungsgürtel der äußeren Erde begleitet20,21, der eine torusförmige relativistische Zone ist energiereiche Elektronen um die Magnetosphäre der Erde22. Die IPA wird durch zyklotronresonante Wechselwirkungen von Ringstromprotonen (zehn bis einige hundert keV)23,24 und Strahlungsgürtelelektronen (1 bis 10 MeV)25,26 mit elektromagnetischen Ionenzyklotronwellen (EMIC)27,28,29 verursacht sind kohärente elektromagnetische Wellenemissionen in der Erdmagnetosphäre und werden als geomagnetische Pc1-Pulsationen mit einer Frequenz von einigen Hz am Boden beobachtet. Die ausfallenden Protonen bewirken, dass das IPA in subauroralen Breiten charakteristische optische Wasserstoffemissionen emittiert, was es zu einem Proxy für die räumliche Verteilung von REP21 macht. Die klare zeitliche Korrelation zwischen IPA- und EMIC/Pc1-Wellen ist außerdem als Proxy für die zeitliche Lokalisierung von REP30,31 nützlich. Unsere Ergebnisse zeigen, dass EMIC-gesteuerte IPA die Lokalisierung des mesosphärischen Ozonverlusts wie ein „Nadelloch“ in der Ozonschicht aufgrund der Ausfällung der Elektronen des Strahlungsgürtels der Erde visualisiert. Die Quantifizierung der direkten Auswirkungen von EMIC-gesteuertem REP auf die Atmosphärenchemie und die Bestätigung, dass es für die Ozonanreicherung in einem solchen Nadelloch verantwortlich ist, trägt zu einem besseren Verständnis des Zusammenhangs zwischen Sonne, Magnetosphäre und Klima bei.

Abbildung 1 zeigt eine schematische Darstellung des lokalisierten mesosphärischen Ozonverlusts im Zusammenhang mit einer IPA. Die optische IPA-Emission dient als ionosphärischer Indikator für den konzentrierten Regenguss von REP. Die MeV-Elektronen und Ringstromprotonen niedrigerer Energie werden durch EMIC-Wellen-Partikel-Wechselwirkungen am magnetischen Äquator32 gestreut, so dass einige von ihnen ihren geomagnetischen Feldlinien folgend ausfallen; Dann sind die IPA der Protonen und der damit einhergehende Ozonverlust aufgrund der MeV-Elektronenausfällung (dh REP) am selben Ort in unterschiedlichen Höhen zu beobachten. Wir nutzen innovative Satellitenfernerkundung zur Identifizierung von IPA- und Ozonprofilen (siehe „Methoden“). Die Satellitenfernerkundung von IPA und Ozon kann unabhängig von den Wetterbedingungen an der Oberfläche eine große räumliche Abdeckung ermöglichen. Das IPA in subauroralen Breiten ist von der äquatorwärts gerichteten Grenze des Polarlichtovals getrennt. Bei satellitengestützten Randbeobachtungen von Ozon reicht dieser Abstand aus, um IPA-Effekte von denen anderer Polarlichtphänomene in der Nähe eines Ozonbeobachtungs-Tangentenpunkts zu unterscheiden, bei dem es sich um einen Punkt handelt, an dem die Sichtlinie eines Sondierungsstrahls der Erdoberfläche am nächsten liegt. Die zugehörigen EMI-Wellen in der Magnetosphäre breiten sich entlang der Magnetfeldlinie zum Boden aus. Die EMIC/Pc1-Wellen werden an magnetisch konjugierten Bodenstationen sowohl auf der Nord- als auch auf der Südhalbkugel beobachtet33. Die zeitlichen Informationen von IPA werden durch eine Bodenbeobachtung verwandter EMIC/Pc1-Wellen an einer festen Bodenstation ergänzt. Hier zeigen wir zwei Paradebeispiele für lokalisierten Ozonverlust im Zusammenhang mit der IPA.

Auswirkungen von EMIC-Wellen-Partikel-Wechselwirkungen in verschiedenen Höhen. Sowohl EMIC-getriebene Protonen (etwa mehrere zehn Kiloelektronenvolt) als auch relativistische Elektronen fallen entlang derselben geomagnetischen Feldlinien aus der Magnetosphäre in die obere Atmosphäre. Die lokalisierte optische IPA-Emission aufgrund der Protonen und die mesosphärische Ozonzerstörung durch relativistische Elektronenfällung (REP) sind auf derselben Feldlinie in verschiedenen Höhen zu sehen. Das Erdbild stammt von der NASA, https://earthobservatory.nasa.gov/features/BlueMarble/BlueMarble_2002.php. Diese Illustration wurde mit Adobe Illustrator Version 26.2.1 (https://www.adobe.com/) erstellt.

Abbildung 2a und b zeigen eine koordinierte Beobachtung von IPA [Lyman Alpha (121,6 nm) Wasserstoffemissionen] durch den Special Sensor Ultraviolet Spectrographic Imager (SSUSI)34 an Bord der Satelliten des Defense Meteorological Satellite Program (DMSP) und der Mesosphäre (Höhe von 52 km). ) Ozonprofile (Sterne) durch Sondierung der Atmosphäre mittels Broadband Emission Radiometry (SABER)35 an Bord des Satelliten Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics Dynamics (TIMED) von 21:30 bis 25:20 UT (13 bis 17 magnetische Ortszeit (MLT). ) im Dämmerungssektor), 22. Juni 2015, während der frühen Hauptphase eines großen geomagnetischen Sturms (minimaler Dst-Index = − 121 nT). Im Gegensatz zu den Auswirkungen des solaren Protonenniederschlags, der in der gesamten Polkappenregion zu beobachten wäre, ist ein lokalisiertes REP zu beobachten15. Der zugehörige REP (Dreiecke) wird durch die vertikale Komponente des Radiation Belt Monitor (RBM-Z) des Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI)36 an Bord der Internationalen Raumstation (ISS) gemessen. Das globale Bild wird in Dipolkoordinaten unter Verwendung der Koeffizienten des 13. Internationalen Geomagnetischen Referenzfeldmodells37 dargestellt. Die koordinierte IPA- und Ozonbeobachtung zeigt eine räumliche Übereinstimmung zwischen der lokalisierten IPA und dem Ozonnadelloch. Das IPA ist auf einer magnetischen Breite von ~ 57° zu sehen, weit entfernt von der ovalen Polarlichtgrenze bei etwa 62° nördlicher Breite. Der räumliche Maßstab des IPA beträgt 390 km in Breitenrichtung und 1340 km in Längsrichtung. Die transversale Größe entlang der Erdmagnetfeldlinie des EMIC-Wellen-Partikel-Wechselwirkungsbereichs beträgt 0,3 bis 0,5 Erdradien (Re) in radialer Richtung, wie durch Kartierung auf den magnetischen Äquator unter Verwendung eines empirischen Erdmagnetfeldmodells bestimmt38. Die IPA- und REP-Verteilungen am magnetischen Äquator wurden aus der Region L = 4,3 bis 4,8, MLT = 16 bis 17 projiziert. RBM-Z zeigt auch eine perfekte räumliche Übereinstimmung zwischen REP und IPA in Längsrichtung, was die zunehmende Zählrate widerspiegelt, die aus der Messung von Verlustkegelelektronen als REP resultiert. Abbildung 2c zeigt das vom SABRE gemessene Höhenprofil des Ozons entlang der Tangentenpunkte der Umlaufbahn 73.365 des Satelliten TIMED, der gerade den IPA-Standort überquert. Abbildung 2d zeigt die Ozonkonzentrationsdifferenz zwischen den Ozonprofilen, die den IPA kreuzen, und dem monatlichen Mittelwert mit der Standardabweichung. Der monatliche Mittelwert in der Nähe des IPA-Standorts wird aus den SABRE-Beobachtungen in magnetischen Breitengraden von 55°N bis 60°N und Längengraden von 15°W bis 60°W während 22 bis 25 UT zwischen dem 23. Mai und dem 21. Juni 2015 berechnet. Ein signifikanter Wert Der Ozonverlust während der Umlaufbahn 73.365, die den IPA-Standort während der Ereignisse Nr. 34 und 35 überquert, wird in einer Höhe von 47 bis 66 km in der oberen Stratosphäre festgestellt. Ein positiver Ozonstoß in einer Höhe von 58 km während des Ereignisses Nr. 35 (blaue Kurve) würde durch die Auswirkungen der vertikalen Windscherung aufgrund des lokalisierten REP39 verursacht. Der durchschnittliche Ozonverlust in der Höhe von 47 bis 66 km während der Ereignisse Nr. 34 und 35 zeigt einen Rückgang um 11 % gegenüber dem monatlichen Mittelwert und um 17 % gegenüber den Ozonmessungen in der Nähe des IPA, jedoch außerhalb des IPA im TIMED-Umlaufbahnen 73.364 und 73.366 (siehe ergänzende Abbildung S1). Die zugehörigen EMIC/Pc1-Wellen im Sauerstoffionenband (O +) wurden auf der Bodenstation in Athabasca (ATH, L = 4,5)40, Kanada, beobachtet, wie in Abb. 2e dargestellt. Die EMIC/Pc1-Wellen wurden um 22:05 UT erzeugt, und dann beobachtete TIMED/SABER das Ozonnadelloch unterhalb des IPA um 23:36 UT während der TIMED-Umlaufbahn 73.365. Somit kann die Ozonschwankung unterhalb des IPA innerhalb von 1,5 Stunden nach der Erzeugung von EMIC/Pc1-Wellen im Vergleich zur umgebenden Region des IPA um bis zu 17 % stärker abnehmen.

Lokalisierter Ozonverlust im Zusammenhang mit der EMIC-gesteuerten IPA während eines geomagnetischen Sturms. (a) Globale Karte des mesosphärischen Ozons (SABER, Sterne), REP (RMB-Z, Dreiecke \(\ge 90\) zählt) und Aurora (Überlagerung, aufgenommen von 19:44 bis 25:46 UT durch DMSP18 und 16). /SSUSI). (b) Vergrößerte Karte (Aurora aufgenommen um 23:45 UT von DMSP16/SSUSI). Schwarze Pfeile geben die Umlaufrichtung des ISS- und TIMED-Satelliten an, wobei die Umlaufbahnnummer und die Zeitinformationen in Klammern die Messzeit für TIMED/SABER angeben. Der schwarze Punkt zeigt den Standort von Athabasca (ATH), Kanada. Karten wurden mit MATLAB R2020b, https://www.mathworks.com, generiert. (c) Tangentiales Höhenprofil von Ozon während der Umlaufbahn 73.365 durch die IPA. (d) Unterschied in den mesosphärischen Ozonprofilen. Bereich „Nadelloch“ hervorgehoben. (e) EMIC/Pc1-Wellenaktivität am 22. Juni 2015 bei ATH. Die schwarz gestrichelte Linie ist die O+-Gyrofrequenz am magnetischen Äquator, geschätzt aus einem empirischen Erdmagnetfeldmodell38. Rote Linien zeigen die Zeit an, zu der jedes Instrument den magnetischen Breitengrad des IPA (~ 57°) passiert hat. Die Zahlen in Klammern geben die Umlaufbahnnummer jedes Satelliten an.

Die entscheidende Rolle der EMIC-gesteuerten REP bei der Verringerung des mesosphärischen Ozons wird in Abb. 3 für ein anderes, nicht sturmartiges Ereignis zwischen 20:30 und 24:45 UT (14 bis 18 MLT im Dämmerungssektor) am 11. August weiter gezeigt , 2014. Der IPA-Bogen war mit einem schmalen Breitengradbereich von 360 km und einer großen Längsbreite von 70° verteilt (Abb. 3a und b). Die äquatoriale Quergröße des EMIC-Wellen-Partikel-Wechselwirkungsbereichs beträgt 0,8 bis 1,0 Re in radialer Richtung unter Verwendung eines empirischen Erdmagnetfeldmodells41. Die IPA- und REP-Verteilungen am magnetischen Äquator wurden aus der Region L = 4,7 bis 5,7, MLT = 20 bis 22 projiziert. Abbildung 3 hat das gleiche Format wie Abb. 2, aber der REP wurde mit dem E4-Kanal des Medium Energy Proton/Electron Detector (MEPED)42 an Bord der polar umlaufenden Operational Environmental Satellite (POES)-Konstellation gemessen, und die zugehörige EMIC/ Pc1-Wellen im O + -Band (Abb. 3e) wurden auf der Bodenstation in Fort Churchill (FCHU, L = 7,2)43, Kanada, beobachtet, einem geomagnetischen Konjugatpunkt für das in der Antarktis beobachtete IPA. Nachdem um 21:15 UT schwache EMIC/Pc1-Wellen erzeugt wurden, beobachtete POES 15 den zugehörigen REP mit einem 40 Grad breiten Längsbereich um 21:24 UT, POES 18 um 23:32 UT und MetOP02 um 23:57 UT. TIMED/SABER beobachtete den Ozonverlust während der Umlaufbahnen 68.682 und 68.683, die die IPA auf unterschiedlichen Längengraden kreuzten. Eine dichte mesosphärische Ozonwolke ist in Höhen von 62 bis 75 km zu sehen, aber eine deutliche Zerstörung der Ozonwolke ist bei den Ereignisnummern 74 und 75 während der TIMED/SABER-Umlaufbahn 68.683 zu beobachten, als sie die IPA-Region durchquerte (Abb. 3c). . In Abb. 3d wird der monatliche Mittelwert des Ozons in der Nähe des IPA-Standorts aus den SABRE-Beobachtungen bei magnetischen Breitengraden von 65°S bis 70°S und Längengraden von 0°E bis 45°E während 21:30 bis 24:30 UT berechnet zwischen dem 11. Juli und dem 9. August 2014. Der Ozonverlust in Höhen von 64 bis 72 km, der während der Ereignisnummern 74, 75 und 78 der TIMED/SABER-Umlaufbahnen 68.683 und 68.682 beobachtet wurde, verringerte sich um 51 % gegenüber dem monatlichen Mittelwert. Der Ozonverlust bei den Ereignisnummern 74 und 75 der TIMED/SABER-Umlaufbahn 68.683 betrug 61 % der Ozonmessungen der Ereignisnummern 73 und 76 derselben Umlaufbahn 68.683, sie werden jedoch außerhalb des IPA beobachtet (siehe ergänzende Abbildung S2). Es wird beobachtet, dass die Ozonschwankung unterhalb des IPA ca. 1 Stunde nach der Erzeugung der EMIC/Pc1-Wellen schneller abnimmt als in der Umgebung des IPA. Die klare räumliche Übereinstimmung zwischen der IPA und der mesosphärischen Ozonzerstörung unterstützt nachdrücklich die Idee, dass die durch EMIC induzierte REP die Ozonabnahme über direkte Ionisierung in der Mesosphäre direkt und schnell beeinflusst.

Lokalisierter Ozonverlust im Zusammenhang mit EMIC-bedingter IPA ohne Sturm. (a) Globale Karte des mesosphärischen Ozons (SABER, Sterne), REP (MEPED, Dreiecke \(\ge 4\) zählt) und Polarlichter (Überlagerung aufgenommen von 22:18 bis 27:32 UT von DMSP19/SSUSI). Der schwarze Punkt zeigt den magnetischen Konjugatpunkt von Fort Churchill (FCHU), Kanada. (b) Vergrößerte Karte (Aurora aufgenommen um 24:07 UT von DMSP19/SSUSI). Schwarze Pfeile zeigen die Umlaufrichtung der Satelliten TIMED und POES an und die Zeitinformationen in Klammern geben die Messzeit für TIMED/SABER an. Karten wurden mit MATLAB R2020b, https://www.mathworks.com, generiert. (c) Tangentiales Höhenprofil von Ozon durch Umlaufbahn 68.683 durch das IPA. (d) Unterschied in den mesosphärischen Ozonprofilen. e EMIC/Pc1-Wellenaktivität am 11. August 2014 an der FCHU. Die schwarz gepunktete Linie ist die O+-Gyrofrequenz am magnetischen Äquator, geschätzt aus einem empirischen Erdmagnetfeldmodell41. Rote Linien zeigen die Zeit an, zu der jedes Instrument den gleichen magnetischen Breitengrad des IPA (~ 63°) passierte. Die Zahlen in Klammern geben die Umlaufbahnnummer jedes Satelliten an.

Die Frequenzbänder von EMIC/Pc1-Wellen werden durch verwandte Ionenarten charakterisiert (z. B. Proton (H +), Helium (He +) und Sauerstoff (O +) usw.), und das Frequenzband ist wichtig für die Bestimmung des Resonanzplasmas Energie25. EMIC/Pc1-Wellen werden zusammen mit der IPA normalerweise im Heliumionenband (He +) beobachtet20,21,30,31, aber EMIC/Pc1-Wellen lagen bei beiden untersuchten Ereignissen im O +-Band. Wir haben die Diffusionsraten des äquatorialen Nickwinkels25 (siehe „Methoden“) und die minimale Resonanzenergie der Elektronen durch die beobachteten EMIC/Pc1-Wellen ausgewertet, um die Validierung des EMIC-gesteuerten REP zu bestätigen. Die minimale Resonanzenergie \(E_{{{\text{min}}}}\) von Elektronen, die mit EMIC-Wellen interagieren, wird als 25 geschrieben

wobei \({\Omega }_{e}\) die Elektronengyrofrequenz ist; \(\omega\) ist die Kreisfrequenz von EMIC-Wellen; n ist der Brechungsindex von EMIC-Wellen, der von der Anzahldichte jedes Ions abhängt; und \(E_{0}\) ist die Ruhemassenenergie eines Elektrons (0,511 MeV). Abbildung 4 zeigt die Diffusionsrate des äquatorialen Nickwinkels (Bilder a und b) und die minimale Resonanzenergie (Bilder c und d) für ein EMIC-Wellenpaket. Wir verwendeten das globale Kernplasmamodell (GCPM)44 2.2 für die Elektronen- und Ionendichten und empirische Erdmagnetfeldmodelle38,41 mit dem beobachteten Datum und Ort. Um die Berechnung zu vereinfachen, haben wir eine parallele ebene Wellenausbreitung von EMIC-Wellen am Äquator angenommen. Die schräge Ausbreitung von EMIC-Wellen kann die Effizienz von REP verringern, aber die Abhängigkeit von den Wellennormalenwinkeln ist im Fall von EMIC-Wellen im O + -Band45 gering, sodass unsere Annahme der parallelen Ausbreitung angemessen ist. Die äquatorialen Diffusionsraten unter den beobachteten Bedingungen werden in einem extrem hohen Energiebereich > 10 MeV angegeben, die Diffusionsraten jedoch im Fall einer typischen niedrigen Erdmagnetfeldstärke (170 nT bzw. 110 nT für die Ereignisse 2015 bzw. 2014) und Eine hohe Kaltelektronendichte (250 cm−3 und 100 cm−3) wird bei ultrarelativistischen Energien > 2 MeV über einen weiten Pitchwinkelbereich angegeben (siehe Abb. 4a, b). EMIC-Wellen in den H + - und He + -Bändern können normalerweise nicht mit ultrarelativistischen Elektronen in einem so großen Steigungswinkelbereich am Äquator in Resonanz treten25. Solche EMIC-Wellen wirken sich hauptsächlich auf die Pitchwinkelstreuung einiger MeV-Elektronen aus25,46, aber die O + -Band-EMIC-Wellen verstärken effektiv den Verlust ultrarelativistischer (> 2 MeV) Elektronen. Die Wellenfrequenz46 und die Dichte heißer Ionen47,48 sind ebenfalls sehr wichtig für den Verlust von Strahlungsgürtelelektronen. Diese wesentliche Pitchwinkelstreuung ultrarelativistischer Elektronen durch EMIC-Wellen ähnelt der in früheren Studien berichteten49,50. Darüber hinaus können nichtresonante Elektronen bei niedrigeren Energien von bis zu ~ 100 keV, die unter der Resonanzgrenze der MeV-Energien in Abb. 4c und d liegen, aufgrund nichtresonanter Wechselwirkungen durch EMIC-Wellenpakete mit schmalen Kanten immer noch ausfallen. Die Auswirkungen nichtresonanter Elektronen werden bei den berechneten Diffusionsraten nicht berücksichtigt, und ein solcher Elektronenniederschlag von etwa 100 keV kann immer noch wichtige atmosphärische Auswirkungen hervorrufen, da die Population von etwa 100 keV-Elektronen viel größer ist als bei ultrarelativistischen Elektronen49,50 .

Äquatoriale Nickwinkeldiffusion und die minimale Resonanzenergie von Elektronen unter beobachteten Bedingungen. (a, b) Äquatoriale Nickwinkeldiffusion als Funktion des äquatorialen Nickwinkels. Jede Kurve wird alle 1 MeV aufgezeichnet. Durchgezogene Kurven sind die Berechnungsergebnisse unter Verwendung beobachteter Bedingungen und gestrichelte Kurven gelten für eine niedrige Erdmagnetfeldstärke und eine hohe Elektronendichte. (c, d) Minimale Resonanzenergie als Funktion der EMIC-Wellenfrequenz, normalisiert durch die Zyklotronfrequenz von O + -Ionen \({\Omega }_{\mathrm{O}+}\). Das gelbe Rechteck zeigt den beobachteten Frequenzbereich der EMIC/Pc1-Wellen an, wobei \({B}_{0}\) die Intensität des Erdmagnetfelds am magnetischen Äquator und \({N}_{e}\) ist Elektronendichte. Rote, fettgedruckte Kurven sind die Berechnungsergebnisse unter Verwendung beobachteter Bedingungen. Schwarze durchgezogene und gepunktete Kurven gelten für die typischen Werte von \({B}_{0}\) und \({N}_{e}\).

Da die beobachteten Amplituden der EMIC/Pc1-Wellen bei beiden Ereignissen nahe bei mehreren % des geomagnetischen Hintergrundfelds am Äquator liegen, kann die nichtlineare Nickwinkelstreuung26,52,53 erheblich zu den beobachteten REP-Ereignissen beitragen. Die typischen Werte der quasilinearen Diffusionsraten der Strahlungsgürtelelektronen liegen zwischen mehreren Stunden und einem Tag, aber die nichtlineare Neigungswinkelstreuung durch EMIC-Wellen mit großer Amplitude und ansteigenden Frequenzstrukturen kann zu schnelleren (< 1 Minute) Niederschlägen führen26 . Bei den nichtlinearen Effekten werden die Strahlungsgürtelelektronen mit großen Steigungswinkeln durch nichtlineares Wellenfangen aus den EMIC-Wellen mit großer Amplitude53 zu niedrigeren Steigungswinkeln geleitet, aber es reicht nicht aus, sie in den Verlustkegel zu drücken. Dann wird eine starke Elektronenausfällung im Strahlungsgürtel durch einen nichtlinearen Streuprozess bei kleinen Neigungswinkeln durch die EMIC-Wellen ohne nichtlineares Einfangen von Wellen verursacht53. Die Kombination aus nichtlinearem Welleneinfang und der Streuung bei geringem Neigungswinkel durch nichtlineare Effekte von EMI-Wellen mit großer Amplitude führt zu einer effektiven und schnellen Niederschlagung von Strahlungsgürtelelektronen in der Atmosphäre, mit einer Zeitskala in der Größenordnung von Sekunden, wie bei Strahlungsgürtelelektronen-Mikrobursts53. Frühere Beobachtungsstudien zu den relativistischen Elektronenmikrobursts in einem am selben Ort befindlichen IPA54 und zu 1-Hz-IPA-Lichtmodulationen, die mit schnellen zeitlichen Schwankungen der Absorption kosmischen Rauschens55 verbunden sind, stützen die Existenz schneller REP in der Größenordnung von Sekunden durch nichtlineare Effekte. Daher können die nichtlinearen Effekte von EMIC-Wellen mit großer Amplitude stark zu den schnellen REP-Ereignissen beitragen.

In dieser Studie wurde mithilfe des IPA sowohl bei geomagnetischen Stürmen als auch bei Nichtstürmen eine klare räumliche Korrelation zwischen mesosphärischem Ozonverlust und lokalisiertem REP aus dem Strahlungsgürtel der Erde identifiziert. Die beispiellose klare Übereinstimmung zwischen dem EMIC-bedingten IPA-Standort und dem lokalisierten mesosphärischen Ozonverlust wurde lokal auf einem engen räumlichen Maßstab von ~ 400 km in Breitenrichtung gezeigt. Das beobachtete IPA zeigt einen weiten Längsbereich über 1000 km mit den Auswirkungen des mesosphärischen Jets von bis zu 60 ms−1 hauptsächlich in Ost-West-Richtung56, was zu gering ist, um für den Ozontransport in den untersuchten Ereignissen von Bedeutung zu sein. Das mesosphärische Ozon kann innerhalb von 1 bis 1,5 Stunden nach dem EMIC-gesteuerten REP schnell reagieren. Ein weiterer möglicher Treiber für REP sind Chorwellen im Whistler-Modus57,58, aber Chorwellen können die energiereichen Protonen, die den IPA verursachen, nicht streuen. Der direkte Zusammenhang zwischen IPA und mesosphärischer Ozonzerstörung ist äußerst nützlich für das quantitative Verständnis der atmosphärischen Auswirkungen auf den Verlust der Strahlungsgürtelelektronen durch EMI-Wellen ohne die Auswirkungen von Chorwellen. Der Niederschlag von MeV-Elektronen wurde von den MAXI- und MEPED-Instrumenten während beider Ereignisse als konzentrierter Elektronenregen beobachtet, aber die beobachteten EMIC/Pc1-Wellen im O + -Band können mit ultrarelativistischen Elektronen über den beobachteten Bereich von einigen Mega- Elektronenvolt. Es wird erwartet, dass die beobachteten REP-Ereignisse ein breites Spektrum von der von MAXI/RBM-Z und MEPED abgedeckten Energie bis hin zu ultrarelativistischen Energien umfassen. Ultrarelativistische Elektronen dringen direkt in die Mesosphäre und die obere Stratosphäre ein und erzeugen in diesem Höhenbereich chemische Veränderungen9. Andererseits wäre der Fluss ultrarelativistischer Elektronen über 10 MeV im Vergleich zu dem relativistischer Elektronen äußerst gering49,50. Wir haben zwei Möglichkeiten, die beobachtete mesosphärische Ozonzerstörung zu interpretieren. Einer davon ist der direkte Effekt durch die ultrarelativistische (> 2 MeV) Elektronenausfällung, die stark mit EMIC/Pc1-Wellen im O + -Band interagieren kann, wie in Abb. 4 dargestellt. Die Stopphöhe der ultrarelativistischen Elektronen beträgt in die Stratosphäre unterhalb der Mesosphäre9, aber die Ionisierungsrate der Atmosphäre bis zur Stopphöhe ist fast die gleiche wie die der relativistischen Elektronen9. Somit kann die beobachtete mesosphärische Ozonzerstörung durch die Auswirkungen der Ionisierung durch die ultrarelativistischen Elektronen oberhalb der Stopphöhe verursacht werden. Das andere Szenario ist der direkte Effekt durch die Ausfällung nichtresonanter Elektronen in den niedrigeren relativistischen und/oder ~ 100 keV-Energien51. Diese Elektronen mit niedrigerer Energie haben im Vergleich zu den kleineren Zahlen ultrarelativistischer Elektronen eine geringere Effizienz der fraktionalen Streuung bei den EMIC/Pc1-Wellen, aber eine viel größere Population. Die geringere fraktionierte Streuung von Elektronen niedrigerer Energie, die auf eine viel größere Population einwirken, kann erhebliche Auswirkungen auf die Atmosphäre haben. Wenn letzteres Szenario der Hauptgrund ist, würden die schnellen Ozonzerstörungsereignisse während EMIC-Wellen in anderen Ionenbändern beobachtet, nicht nur für das O + -Band. Andererseits zeigte eine Simulationsstudie nicht nur ein effektives REP, sondern auch eine nichtlineare Blockierung des REP durch EMIC-Wellen mit großer Amplitude59. Die Niederschlagsblockierung war bei begrenzten niedrigen Steigungswinkeln von weniger als 10 Grad wirksam. Der Niederschlagsfluss von REP kann durch ein Gleichgewicht zwischen den Niederschlagseffekten, die Partikel in einem weiten Steigungswinkelbereich in den Verlustkegel führen, und der Niederschlagsblockierung bei niedrigen Steigungswinkeln bestimmt werden. Unsere Studie sollte zukünftige Studien motivieren, die kombinierte Wellen- und Ozondaten unter Einbeziehung dieser Niederschlags- und Niederschlagsblockierungseffekte durch Welle-Partikel-Wechselwirkungsprozesse (quasilineare, nichtlineare und nichtresonante usw.) Prozesse verwenden. Die Identifizierung der wichtigsten EMIC-getriebenen ausfallenden Elektronenenergie, die die größten atmosphärischen Auswirkungen hat, bleibt eine offene Frage, daher werden auch mehrfach gekoppelte Magnetosphäre-Ionosphäre-Atmosphäre-Simulationen unter Verwendung der quantitativen Flussmessungen von Strahlungsgürtelelektronen in die IPA vorgeschlagen, um weitere Modellierungen durchzuführen und Simulationen können die Bedingungen untersuchen, unter denen unmittelbare Ozonzerstörungsprozesse durch verschiedene Welle-Partikel-Wechselwirkungsprozesse und andere atmosphärische Effekte entstehen. Eine frühere Simulationsstudie deutete auf eine schwache mesosphärische Ozonzerstörung von bis zu ~ 10 % durch EMIC-getriebenes REP60 hin, während die aktuellen Beobachtungen eine größere Ozonzerstörung von 10 bis 60 % zeigen, was ähnliche Auswirkungen haben könnte wie andere EPP-Phänomene (pulsierend). Aurora16 und Mikrobursts17). Die akkumulierten Auswirkungen der Nadellöcher in der Ozonschicht durch die IPA können bei der Betrachtung der gesamten Ozonveränderungen in der Mesosphäre nicht ignoriert werden.

Die EMIC-Wellen-Partikel-Wechselwirkungen geben Aufschluss über die direkten chemischen Auswirkungen relativistischer Elektronen (REP) auf die atmosphärischen Prozesse der Erde als zusätzliche EPP-Quelle sowie auf andere ähnliche Phänomene (z. B. solare Protonenereignisse, pulsierende Polarlichter und Mikrobursts). Weitere Studien sind erforderlich, um die globalen Auswirkungen der EMIC-gesteuerten IPA anhand einzelner lokalisierter Ereignisse abzuschätzen. Die hier gezeigten IPA-Ereignisse können in verschiedenen lokalen Zeitsektoren in subauroralen Breiten angeregt werden61. Leider sind Satellitenbeobachtungen aufgrund der Umlaufbahn und der Betrachtungsmethode begrenzt. Es bleibt unklar, wie der Ozonverlust durch die IPA in verschiedenen lokalen Zeitsektoren auftritt. Wenn die kontinuierliche globale Verteilung von IPAs durch ein bodengestütztes Netzwerk (wie PWING (Studie der dynamischen Variation von Partikeln und Wellen in der INner Magnetosphäre unter Verwendung bodengestützter Netzwerkbeobachtungen)40) und Satellitenkonstellationen62 erfasst wird, die einen gesamten Längsbereich abdecken In subauroralen Breiten könnte dann die Quantifizierung der lokalisierten Prozesse REP-gesteuerter chemischer Auswirkungen in der Mesosphäre zu einer Verbesserung der globalen Zirkulationsmodelle für die mittlere Atmosphäre beitragen63,64. EMIC-Wellen in der Magnetosphäre des Jupiter streuen auf ähnliche Weise energiereiche Schwerionen (Schwefel und Sauerstoff) in seine Ionosphäre, ähnlich wie es bei der Erde der Fall war, und verursachen ähnliche IPA-Emissionen in den Polarregionen des Jupiter65. Die Visualisierung („wann“ und „wo“) des EMIC-gesteuerten EPP als IPA liefert wichtige Erkenntnisse zum Verständnis der dynamischen Auswirkungen des Weltraumwetters auf die Atmosphären nicht nur der Erde, sondern auch der Jupiterplaneten.

Wir verwendeten Ozondaten der Version Level 2A aus einer 9,6-µm-Wellenlängenmessung von SABRE35 an Bord des TIMED-Satelliten, der in einer Höhe von 625 km mit einer Umlaufbahnneigung von 74,1° umkreist. Die Ozonmessung liefert eine Genauigkeit von 35 % in der Mesosphäre und der oberen Stratosphäre66. Die Vorteile der Extremitätensondierung durch SABRE sind eine präzise vertikale Auflösung und ein stabiler Hintergrund im Gegensatz zur variablen Erdoberfläche. Der Effekt der geringen horizontalen Auflösung ist für diese Studie nicht ausschlaggebend, da die IPA über eine große Längsbreite (> 1000 km) in einem schmalen Breitengrad (Hunderte von Kilometern) zu sehen ist.

Um den ionosphärischen Fußabdruck von REP im Strahlungsgürtel der Erde zu visualisieren, nutzten wir IPA-Ereignisse, die vom SSUSI34 an Bord der DMSP-Satelliten in einer 840 km langen Polarumlaufbahn beobachtet wurden. Die Lyman-α-Emission (121,6 nm) von SSUSI ist im Bereich des IPA verstärkt. Die Signatur der Lyman-α-Emission mithilfe eines weltraumgestützten Bildgebers, der von Emissionen aus niedrigeren Atmosphären unbeeinflusst ist, trägt dazu bei, die Lokalisierung von REP mit einem weiten Sichtfeld zu identifizieren. Das Polarlichtbild wird auf eine Höhe von 110 km projiziert. Der Vorteil weltraumgestützter Beobachtungen von Polarlichtbildern besteht darin, dass die räumliche Abdeckung groß ist und die Beobachtungen nicht von den Wetterbedingungen beeinflusst werden. Die verwendete ultraviolette Wellenlänge ist auch dann sichtbar, wenn die Lichtverhältnisse für optische Emissionen ungünstig sind. Die Dauer von IPA und REP wird aus der Dauer der zugehörigen EMIC/Pc1-Wellen bestimmt.

Um REP zu bestätigen, verwendeten wir Daten vom RBM des MAXI36 an Bord der ISS, der in einer Höhe von ~ 400 km mit einer Umlaufbahnneigung von 51,6° umkreist. Der MAXI/RBM besteht aus zwei Sätzen PIN-Diodendetektoren mit horizontaler (H) und Zenitrichtung (Z). Die RBM-H- und RBM-Z-Detektoren reagieren empfindlich auf relativistische Elektronen über 0,3 MeV. In dieser Studie haben wir RBM-Z-Daten als Proxy für REP in die Atmosphäre verwendet.

Das MEPED-Instrument an Bord der POES-Satellitenkonstellation verfügt über mehrere Energiekanäle für Elektronen, wir haben jedoch die E4-Kanaldaten (300 keV–2,5 MeV) vom 0°-Detektor als typischen Proxy für REP42 verwendet.

Wir konzentrierten uns auf geomagnetische EMIC/Pc1-Pulsationen, die von bodengestützten Magnetometern erfasst wurden, um EMIC-Wellen in der Magnetosphäre zu identifizieren. Die Stationen befinden sich in Athabasca (ATH, 54,7°N, 246,7°E, L = 4,5)40 und Fort Churchill (FCHU, 58,8°N, 265,9°E, L = 7,2)43 in Kanada. Die Abtastfrequenzen der Induktionsmagnetometer an ATH und FCHU betragen 64 Hz bzw. 20 Hz. Die Pc1-Wellenintensität wurde aus \(\sqrt {H^{2} + D^{2} }\) berechnet, wobei H die magnetische Nord-Süd-Komponente und D die Ost-West-Komponente ist. Die Kurzzeit-Fourier-Transformation wurde für eine 60-s-Wellenform mit einer Überlappung von 95 % verwendet.

Wenn für eine EMIC-Welle eine Gaußsche Wellenspektraldichte angenommen wird, wird die Neigungswinkeldiffusionsrate relativistischer Elektronen durch die EMIC-Welle ungefähr als 25 geschrieben

Wo

\({\Omega }_{e}\) ist die Elektronenzyklotronfrequenz, \(E = \frac{{E_{k} }}{{m_{e} c^{2} }}\) ist die Dimensionslosigkeit Die kinetische Energie des Elektrons ist die Elektronenenergie \(E_{k}\), \(m_{e}\) ist die Ruhemasse des Elektrons, \(c\) ist die Lichtgeschwindigkeit, \(R\) ist das Verhältnis von die Magnetfeldwellenleistungsdichte zur Hintergrundmagnetfeldleistungsdichte, \(\nu = \sqrt \pi\cdot {\text{erf}}\left( 1 \right) \ca. 1,49\), \({\text {erf}}\) ist die Fehlerfunktion, \(\alpha^{*} = \frac{{{\Omega }_{e}^{2} }}{{\omega_{pe}^{2} } }\), \(\omega_{pe}\) ist die Elektronenplasmafrequenz und \(\varepsilon = \frac{{m_{e} }}{{m_{p} }}\) ist das Massenverhältnis zwischen die Elektronenruhemasse \(m_{e}\) und die Protonenruhemasse \(m_{p}\). Die Exponentialfunktion in Gl. (1) wird aus einer Gaußschen Wellenspektraldichte mit abgeleitet

Dabei ist \({\Omega }_{H + }\) die Protonenzyklotronfrequenz, \(\omega_{m}\) die Mittenfrequenz einer EMIC-Welle und \(\delta \omega\) die Bandbreite einer EMIC-Welle. Wir definieren das Dichteverhältnis jedes Ions als \(\eta_{H + } = \frac{{n_{H + } }}{{n_{e} }}\), \(\eta_{He + } = \ frac{{n_{He + } }}{{n_{e} }}\) und \(\eta_{O + } = \frac{{n_{O + } }}{{n_{e} }} \), wobei \(n_{e}\), \(n_{H + }\), \(n_{He + }\) und \(n_{O + }\) die Zahlendichten der Kälte sind Elektronen, Protonen, He + -Ionen bzw. O + -Ionen. Wir haben die Magnetfeldwellenleistungsdichte von EMIC-Wellen von 10 nT für ein Gaußsches Spektrum mit \(\omega_{m} = 0,1875\) Hz und \(\delta \omega = 0,0625\) Hz für den 22. Juni 2015 verwendet. Ereignis und die Magnetfeldwellenleistungsdichte von 1 nT mit \(\omega_{m} = 0,1275\) Hz und \(\delta \omega = 0,0575\) Hz für das Ereignis vom 12. August 2014 in Abb. 4. Es wurde einfach angenommen, dass der Wellennormalenwinkel der der parallelen ebenen Wellenausbreitung in Bezug auf die geomagnetische Hintergrundfeldlinie ist.

TIMED SABRE-Daten sind auf der Website http://saber.gats-inc.com/data.php verfügbar. Die in dieser Studie verwendeten DMSP-SSUSI-Daten sind unter https://ssusi.jhuapl.edu/data_products öffentlich verfügbar. MAXI RBM-Daten wurden von https://data.darts.isas.jaxa.jp/pub/maxi/rbm/ bezogen. POES MEPED-Daten wurden von https://www.ngdc.noaa.gov/stp/satellite/poes/dataaccess.html bezogen. EMIC/Pc1-Wellendaten bei ATH und FCHU wurden von https://stdb2.isee.nagoya-u.ac.jp/magne/ bzw. https://www.carisma.ca/ bezogen. Der in dieser Studie verwendete Dst-Index wurde vom WDC für Geomagnetismus, Kyoto (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/wdc/Sec3.html, https://isds-datadoi.nict.go) bereitgestellt .jp/wds/10.17593__14515-74000.html).

Die geomagnetische Karte wurde mit dem Kartierungspaket M_Map für MATLAB erstellt, das online unter www.eoas.ubc.ca/~rich/map.html verfügbar ist.

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Referenzen herunterladen

Die vorliegende Studie wurde von der Japan Society for the Promotion of Science mit den KAKENHI-Zuschüssen JP16H06286 und JP20H02162 unterstützt. Wir danken den Teams TIMED/SABER, DMSP/SSUSI und POES/MEPED für die Bereitstellung der Daten. Für diese Studie wurden MAXI-Daten verwendet, die von RIKEN, JAXA und dem MAXI-Team bereitgestellt wurden. Die Autoren danken dem CARISMA-Team für die Daten. CARISMA wird von der University of Alberta betrieben und von der Canadian Space Agency finanziert.

Graduiertenschule für Naturwissenschaften und Technologie, Universität Kanazawa, Kanazawa, Japan

Mitsunori Ozaki, Satoshi Yagitani und Shion Hashimoto

Institut für Weltraum-Erde-Umweltforschung, Universität Nagoya, Nagoya, Japan

Kazuo Shiokawa & Yuichi Otsuka

Nationales Institut für Polarforschung, Tachikawa, Japan

Ryuho Kataoka

Abteilung für Polarwissenschaften, The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI, Tachikawa, Japan

Ryuho Kataoka

NASA Langley Research Center, Hampton, VA, USA

Martin Mlynczak

Das Labor für Angewandte Physik der Johns Hopkins University, Laurel, MD, USA

Larry Paxton

Athabasca University Observatories, Athabasca, AB, Kanada

Martin Connors

Institut für Physik und Astronomie, Universität Calgary, Calgary, AB, Kanada

Martin Connors

Institut für Weltraum- und Astronautik, Japan Aerospace Exploration Agency, Sagamihara, Japan

Satoshi Nakahira

Fachbereich Physik, University of Alberta, Edmonton, AB, Kanada

Ian Mann

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MO konzipierte die vorliegende Studie unter Verwendung des IPA, analysierte Satelliten- und Bodendaten, führte numerische Berechnungen der EMIC-Wellen-Partikel-Wechselwirkungen durch und verfasste das Manuskript. KS ist Projektleiter für das Induktionsmagnetometer am ATH und trug zur Dateninterpretation bei. RK trug zur Modellberechnung der direkten Ionisation durch REP und Interpretation bei. MM ist der Hauptforscher der TIMED/SABER-Mission und hat zur SABRE-Datenanalyse beigetragen. LP ist der Hauptforscher der SSUSI-Mission und hat zur SSUSI-Datenanalyse für Lyman-\({\alpha}\)-Emissionen des IPA beigetragen. MC trug zur Beobachtung des Induktionsmagnetometers am ATH und zur Überarbeitung der Abschnitte Einführung und Diskussion bei. SY trug zur Überarbeitung des Manuskripts bei. SH führte die Figurendarstellung durch. YO trug zur Datenverarbeitung des Induktionsmagnetometers am ATH bei. SN gibt die MAXI/RBM-Daten an. IM lieferte die Induktionsmagnetometerdaten von FCHU und trug zur Interpretation von REP bei. Alle Autoren gaben Feedback zur Verbesserung des Manuskripts und halfen bei der Weitergabe der Analyse und des Manuskripts.

Korrespondenz mit Mitsunori Ozaki.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

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Open Access Dieser Artikel ist unter einer Creative Commons Attribution 4.0 International License lizenziert, die die Nutzung, Weitergabe, Anpassung, Verbreitung und Reproduktion in jedem Medium oder Format erlaubt, sofern Sie den/die Originalautor(en) und die Quelle angemessen angeben. Geben Sie einen Link zur Creative Commons-Lizenz an und geben Sie an, ob Änderungen vorgenommen wurden. Die Bilder oder anderes Material Dritter in diesem Artikel sind in der Creative Commons-Lizenz des Artikels enthalten, sofern in der Quellenangabe für das Material nichts anderes angegeben ist. Wenn Material nicht in der Creative-Commons-Lizenz des Artikels enthalten ist und Ihre beabsichtigte Nutzung nicht gesetzlich zulässig ist oder über die zulässige Nutzung hinausgeht, müssen Sie die Genehmigung direkt vom Urheberrechtsinhaber einholen. Um eine Kopie dieser Lizenz anzuzeigen, besuchen Sie http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/.

Nachdrucke und Genehmigungen

Ozaki, M., Shiokawa, K., Kataoka, R. et al. Lokalisierte mesosphärische Ozonzerstörung, die einer isolierten Protonen-Aurora entspricht, die aus dem Strahlungsgürtel der Erde stammt. Sci Rep 12, 16300 (2022). https://doi.org/10.1038/s41598-022-20548-2

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Eingegangen: 26. Mai 2022

Angenommen: 14. September 2022

Veröffentlicht: 11. Oktober 2022

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

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Erde, Planeten und Weltraum (2023)

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