The Nature of High-Energy Tail Electron Precipitation

Abstract

Denne avhandlingen er en del av en større forskningsinnsats ved Universitetet i Bergen som prøver å forstå "Hva er effektene av partikkelnedbør på atmosfæren?". Ett viktig steg mot et svar er å forbedre parametriseringen av Medium Energy Electrons (MEE, ≳ 30 keV) som blir brukt som inndata i kjemiske klimamodeller. MEE nedbør ioniserer mesosfæren og den øvre stratosfæren og initierer kjemiske reaksjoner som i siste instans kan endre den polare atmosfæriske sirkulasjonen og påvirke det regionale været ved høye breddegrader om vinteren.

MEE parametriseringer klarer ikke å fange opp intensiteten, omfanget, eller varigheten av hendelser, spesielt når man vurderer de høyeste energiene eller "halen" til energispekteret (≳ 300 keV). Denne avhandlingen tar sikte på å øke vår forståelse av denne halen, og tilbyr verdifull innsikt for forbedring av atmosfæriske modeller og en dypere forståelse av dynamikken i magnetosfæren som forårsaker dem. Organisert i tre forskningsartikler bruker avhandlingen optimaliserte målinger av MEE nedbør fra Medium Energy Proton and Electron Detectors ombord på Polar Operational Environmental Satellite (POES) og Meteorological Operational Satellite (MetOp) serien. Solvindparametre og geomagnetiske indekser som AE, Kp og Dst brukes for å evaluere solvindens påvirkning og magnetosfæriske prosesser. Datasettene dekker en solsyklus fra 2004 til 2014.

Artikkel I undersøker intensiteten, timingen og varigheten av ≳ 300 keV versus ≳ 30 keV fluksene mot ulike solvindstrukturer. Den avdekker at de mer hyppige høyhastighetsstrømmene resulterer i svakere respons enn de mindre hyppige koronautbruddene, og at egenskaper til MEE halen er avhengige av solvindstruktur. Til tross for en sterk overordnet korrelasjon (0.89) mellom de to fluxsene, kan høyere energier avvike med en størrelsesorden for en bestemt ≳ 30 keV respons. Fluxes til halen når sin topp null til tre dager etter de lavere energiene, der solvindstruktur påvirker evalueringen. ≳ 300 keV fluksen varer generelt fire dager, noe uavhengig av struktur, i motsetning til den kortvarige ≳ 30 keV responsen. Forskjellene funnet innen MEE spekteret understreker viktigheten av å integrere slike nyanser i atmosfærisk modeller, og resultatene antyder videre at en stokastisk MEE parametrisering kan gi en mer presis representasjon av de forskjellige effektene drevet av solvinden.

Artikkel II analyserer solvindsegenskaper og geomagnetiske responser assosiert med betydelige ≳ 30 keV flukser som videre kategoriseres etter halens respons. Den finner at sterke ≳ 300 keV flukser kan øke tettheten av NO ned til 60 km, men at ingen av parameter kan alene forklare variasjonen. Høy solvindhastighet etter et dypt Dst utslag ser ut til å være viktig for sterk respons i halen. En sannsynlighetsvurdering avslørte at visse terskler for Kp og Dst nesten kan garantere eller utelukke en sterk ≳ 300 keV respons, og står for over halvparten av de identifiserte hendelsene. Tersklene for Dst er avhengige av solvindstrukturen og gir en mer nøyaktig vurdering hvis de tas i betraktning. Selv om det gir innsikt i hvordan terskler kan brukes i en stokastisk MEE modell, ble det konkludert at det var nødvendig med å analysere de enkelte tilfellene for å forstå hva som forårsaker betydelige fluksøkninger i ≳ 300 keV elektronnedbør.

Artikkel III bygger på Artikkel II ved å undersøke enkle tilfellene med sterke ≳ 30 keV flukser delt inn i svake versus sterke ≳ 300 keV flukser. Den avslører at en kombinert anvendelse av Kp- og Dst-kriterier identifiserer omtrent 85% av disse hendelsene gjennom disse 11 årene. Imidlertid påpeker studien behovet for å modifisere teorien om at høye solvindhastigheter etter en dyp Dst fører til betydelige ≳ 300 keV flukser, og understreker betydningen av vedvarende geomagnetisk aktivitet og et allerede styrket strålingsbelte. Den finner også ut at det er enklere å forutsi fraværet av sterke ≳ 300 keV flukser, ettersom retningen på det magnetiske feltet i solvinden spiller en avgjørende rolle i å hemme slike hendelser.

Samlet sett antyder de tre artiklene at samtidige kriterier og/eller en stokastisk tilnærming er nødvendig for bedre å gjenspeile naturen til halen av MEE nedbør i kjemiske klimamodeller.

This thesis is part of the research effort at the University of Bergen trying to understand "What are the effects of particle precipitation on the atmosphere?". An important step toward an answer is to improve the parameterization of Medium Energy Electron (MEE, ≳ 30 keV) precipitation used as input in chemistry-climate models. MEE precipitation ionizes the mesosphere and upper stratosphere and initiates chemical reactions that ultimately might change the polar atmospheric circulation and impact the regional winter weather patterns at high latitudes.

MEE parameterizations often fail to accurately capture the intensity, extent, and duration of events, particularly when considering the high-energy tail of MEE (≳ 300 keV). This thesis aims to increase our understanding of these high-energy tail electrons, offering valuable insights for improving atmospheric models and understanding magnetospheric dynamics. Organized in three research papers, the thesis uses optimized MEE precipitation measurements from the Medium Energy Proton and Electron Detectors aboard the Polar Operational Environmental Satellite (POES) and Meteorological Operational Satellite (MetOp) series. Solar wind parameters and geomagnetic indices such as AE, Kp, and Dst are used to evaluate the solar wind driving and magnetospheric processes. The datasets span one solar cycle from 2004 to 2014.

Paper I investigates the intensity, timing, and duration of the ≳ 300 keV versus ≳ 30 keV fluxes against different solar wind structures. It reveals that the more frequent high-speed solar wind streams result in weaker responses than the less frequent coronal mass ejections and that the high-energy tail properties are dependent on structure. Despite a strong overall correlation (0.89) between the flux peaks of the two channels, the higher energies can deviate by an order of magnitude for a certain ≳ 30 keV response. High-energy fluxes typically peak at zero to three days after the lower energies, with solar wind dynamics influencing the delay. The ≳ 300 keV flux generally lasts four days, somewhat independent of solar wind drivers, in contrast to the shorter-lived ≳ 30 keV response. The distinctions found within the MEE spectrum highlight the importance of integrating such nuances into atmospheric modeling, and the results further suggest a stochastic MEE parameterization for a more precise representation of the different effects driven by solar wind dynamics.

Paper II analyzes solar wind properties and geomagnetic responses associated with substantial ≳ 30 keV flux events that are further categorized by their high-energy tail response. It finds that strong ≳ 300 keV fluxes can enhance the NO density down to 60 km, but that no single parameter fully explains their variability. However, patterns of elevated solar wind speeds after deep Dst troughs seem to be important for strong responses in these high energies. A probability assessment revealed that certain thresholds of Kp and Dst can close to guarantee or exclude strong ≳ 300 keV responses identifying over half of the selected events. The thresholds for Dst are dependent on solar wind structure and can lead to a more accurate assessment if taken into account. Though providing insight into how thresholds can be used in a stochastic MEE model, it was concluded that case studies were needed to specifically understand what causes significant enhancements of ≳ 300 keV precipitation.

Paper III builds on Paper II by examining case studies of the events with strong ≳ 30 keV fluxes that are separated by weak versus strong ≳ 300 keV fluxes. It reveals that a combined application of Kp and Dst criteria can identify about 85% of these events across the solar cycle. However, the study notes the need to refine the theory that high solar wind speeds following a deep Dst trough lead to significant ≳ 300 keV fluxes and highlights the importance of sustained geomagnetic activity and radiation belt preloading. It also finds that predicting the absence of strong ≳ 300 keV fluxes is more straightforward than predicting its occurrence, as the direction of the solar wind magnetic field plays a critical role in inhibiting such events.

Combined, the three papers imply that concurrent criteria and/or a stochastic approach is required to better capture the nature of the high-energy tail of electron precipitation in chemistry-climate models.