Thèse Année : 2023

Simulation of the Martian diffuse auroral emissions and photochemistry induced by solar energetic particles

Transport d'électrons et de protons dans la haute atmosphère Mars : émission aurorales et chimie complexe dans la basse atmosphère induite par un événement énergétique solaire

Résumé

Solar energetic particles (SEPs) are high-energetic particles that consist mainly of electrons and protons with energies from a few tens of keV to GeV. SEPs can easily penetrate deep into the Martian atmosphere owing to insufficient magnetospheric and atmospheric shielding of Mars. SEPs that precipitate into planetary atmospheres cause ionization, excitation, and dissociation of atmospheric molecules, leading to auroral emissions and changes in atmospheric chemical composition. The effects of SEPs on the atmospheric chemical composition on Earth have been intensively studied for decades. For instance, during the huge solar flare that occurred in late October 2003, ozone concentration was depleted by 40% at the polar low mesosphere, which was caused by the enhancement of NOx (NO + NO2) and HOx (OH + HO2) concentrations. As for Mars, however, changes in the neutral chemical composition of the Martian atmosphere during SEP events have not yet been studied. The goal of this study is to understand the effects of SEP on neutral chemistry in the Martian atmosphere. For this purpose, we have developed two numerical models. The first one is a Monte Carlo model named Particle TRansport In Planetary atmospheres (PTRIP) and the second one is a photochemical model. The objectives of this study are (1) to validate our Monte Carlo model by comparing its results with auroral emission profiles observed by MAVEN, (2) to describe three-dimensional distribution of the Martian diffuse auroral emission for several emission lines in order to clarify the effects of the strong crustal magnetic fields in the southern hemisphere , and (3) to predict the changes in atmospheric neutral composition on present-day Mars during SEP events. For each of these objectives, (1) we calculated the limb intensity profile of the CO2+ ultraviolet doublet (UVD) due to precipitating electrons and protons. We used electron and proton fluxes observed by MAVEN during December 2014 SEP event and September 2017 SEP event. Our model could reproduce the peak altitude and shape of the emission profile of the diffuse aurora for both events. We found that both SEP electrons and protons contribute to the diffuse aurora, with the high altitude emissions being essentially produced by SEP electrons and the low altitude emissions by SEP protons (Nakamura et al., Journal of Geophysical Research, 2022). (2) Particles were injected into the strongest crustal field region in the southern hemisphere of Mars. Our simulation showed that the emission distribution induced by SEP electrons is strongly affected by the crustal field morphology and appears patchy, while the emission distribution induced by SEP protons is essentially not affected by crustal field and is diffuse. The CO2+ UVD and oxygen green line emissions are patchy with a diffuse component, while the oxygen red line is essentially patchy, being dominantly produced by electron precipitation, because of the quenching at low altitude of the proton induced emisison. (3) PTRIP was used to calculate ionization and dissociation rates in the Martian atmosphere under a proton flux that was measured on 28 October 2003 at Earth. In the photochemical model, 490 chemical reactions for neutral chemistry, ionospheric chemistry, and water cluster ion chemistry were implemented to fully describe the photochemical reactions during such SEP event. Enhancement of HOx and decrease of ozone by a factor of 10 occurred in the altitude range of 20-60 km and enhancement of NOx by a factor of more than 100 occurred in the altitude range of 20-100 km. These results suggest that, as on Earth, similar effects on ozone, HOx, and NOx concentrations are expected even in the case of the CO2-dominated atmosphere of Mars.
Les particules solaires énergétiques (PSE) sont des particules de très haute énergie, essentiellement des électrons et des protons avec des énergies allant de quelques dizaines de keV jusqu’au GeV. PSE peuvent pénétrer profondément dans l’atmosphère martienne compte tenu de l’absence de champ magnétique et d’une atmosphère épaisse. Ces PSE induisent l’ionisation, l’excitation et la dissociation des molécules atmosphériques, produisant des émissions aurorales et des changements de la composition chimique atmosphérique. Les effets des PSE sur la chimie atmosphérique terrestre ont été intensément étudiés pendant des décennies. Par exemple, pendant l’événement solaire de type « flare » très intense d’octobre 2003, la concentration en ozone a été comme diminuant de plus de 40% dans les zones polaires de la basse mésosphère, à cause de l’augmentation des concentrations en NOx (NO + NO2) et HOx (OH et HO2). Le but de ce travail est de comprendre les effets des PSE sur la chimie neutre de l’atmosphère martienne. Dans ce but, nous avons développé deux outils numériques : un modèle de type Monte Carlo appelé « Particle TRansport In Planetary atmospheres » (PTRIP) et un modèle de photochimie. Les objectifs de cette étude sont (1) de valider notre modèle Monte Carlo par comparaison de nos résultats avec les profils des émissions aurorales observés par MAVEN, (2) de décrire la distribution 3D des émissions aurorales diffusées dans l’atmosphère martienne pour plusieurs émissions pour mieux comprendre le rôle des champs magnétiques crustaux de l’hémisphère Sud de Mars, (3) de prédire les changements dans l’atmosphère neutre martienne dus à un événement PSE. Pour chacun de ces objectifs : (1) nous avons calculé le profil de l’intensité lumineuse au limbe du doublet ultraviolet CO2+ (UVD) induit par les précipitations des électrons et protons solaires. Nous avons utilisé les mesures MAVEN des flux électron et proton pendant l’événement solaire de décembre 2014 et de septembre 2017. Notre modèle est capable de reproduire l’altitude du pic et la forme du profil de l’émission aurorale pendant ces deux événements. Nous avons montré qu’à la fois les électrons et protons contribuent aux émissions aurorales diffuses, avec la partie à haute altitude du profil d’émission produit essentiellement par les électrons précipitant et la partie basse par les protons (Nakamura et al., Journal of Geophysical Research, 2022). (2) nous avons modélisé les trajectoires des particules solaires dans la région de champs magnétiques crustaux de l’hémisphère Sud. Notre simulation montre que la distribution spatiale des émissions induite par les électrons PSE est fortement affectée par les champs crustaux et est donc très disparate, tandis que la distribution spatiale des émissions induites par les protons solaires n’est essentiellement pas impactée par ces champs. Par conséquent, les émissions CO2+ UVD et verte de l’oxygène sont très disparates avec cependant une composante diffuse, tandis que la raie rouge de l’oxygène est uniquement disparate, étant produite essentiellement par les électrons, puisque les effets collisionnels dans la basse atmosphère suppriment la composante produite par les protons. (3) PTRIP a été utilisé pour calculer le taux d’ionisation et de dissociation dans l’atmosphère martienne par les protons tel qu’observé le 28 octobre 2003 sur Terre. Dans le modèle photochimique, 490 réactions sont prises en compte pour décrire la chimie neutre, ionisée et noyaux d’eau – ion pour décrire la photochimie induite par les PSE. Une augmentation de la concentration en HOx et une diminution de la concentration en ozone d’un facteur 10 sont modélisées entre 20 et 60 km et une augmentation de plus d’un facteur 100 entre 20 et 100 km de la concentration de NOx. Ces résultats suggèrent, que, comme sur Terre, un effet similaire sur les concentrations d’ozone, HOx et NOx devraient avoir lieu même dans le cas d’une atmosphère dominé par le CO2 comme sur Mars.
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  • HAL Id : tel-04909572 , version 1

Citer

Yuki Nakamura. Simulation of the Martian diffuse auroral emissions and photochemistry induced by solar energetic particles. Astrophysics [astro-ph]. Sorbonne Université; Tōhoku Gakuin Daigaku (Sendai, Japon), 2023. English. ⟨NNT : 2023SORUS026⟩. ⟨tel-04909572⟩
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