Effects of Carbohydrate and/or Branched-chain Amino Acids Supplementation on Physical Performance and Mental function, During Endurance-based Intermittent Sports

In contemporary football, success has been associated with technical skill implementation, mental awareness and short-time decision-making, which have been found to decline during the last minutes of the game. Possible explanations are related with players’ position, match intensity and strategy. In the context of physical performance, ingestion of 6-7% CHO at a rate of 60-80 g·h-1 can improve Inc and in some cases St. Furthermore, ingestion of CHO in similar amounts (6-8% CHO in a rate of 30-60 g·h-1), can decrease possible declines in technical skill implementation during the last minutes of a game due to fatigue. Although the possible mechanisms behind skill performance remain unclear, skill compounds such as cognitive and mental function have been found to increase after CHO supplementation in prolonged exercise. However, relative evidence on football-specific studies is sparse and usually under extreme conditions. Addendum of BCAA in a CHO beverage or alone, can enhance mental performance during prolonged exercise compared to placebo. However, increased doses of BCAA can provoke fatigue due to increased ammonia production. Generally, 100 mg·kg-1 BCAA can keep low the ammonia production due to BCAA, while can improve significantly mental and physical performance in prolonged exercise. However, no evidence exists on field sports considering both physical and mental performance. The effects of BCAA and/or CHO supplementation on cognition and physical performance in football have not been examined yet and research is needed

On the variability of seed, relativistic and ultra-relativistic electron population in the outer Van Allen belt

Τα ηλεκτρόνια της εξώτερης ζώνης έχουν παρατηρηθεί να φτάνουν σε υπερ-σχετικιστικές ενέργειες πολύ πάνω από 10 MeV (δηλ., γ > 20). Λαμβάνοντας υπόψη ότι η τυπική ενέργεια των ηλεκτρονίων στην γήινη ιονόσφαιρα είναι μικρότερη από 1 eV και η τυπική ενέργεια των σωματιδίων του ηλιακού ανέμου είναι περίπου 10 eV, είναι προφανές ότι ο τρόπος με τον οποίο τα ηλεκτρόνια αυτά επιταχύνονται είναι ένα σημαντικό θέμα της διαστημικής έρευνας, με ευρύτερη αστροφυσική, αλλά και κοινωνική σημασία. Σε αυτή τη δυναμική περιοχή, οι πηγές, οι απώλειες, οι μηχανισμοί επιτάχυνσης και οι διαδικασίες μεταφοράς ενεργητικών σωματιδίων παραμένουν πρωταρχικά ζητήματα στη διαστημική φυσική. Αν και οι προαναφερθέντες μηχανισμοί απώλειας και επιτάχυνσης είναι πλέον γνωστοί και έχουν ως βασική προϋπόθεση την παραβίαση μιας ή περισσότερων αδιαβατικών αναλλοίωτων της κίνησης των σωματιδίων, το αποτέλεσμα της συνέργειας δύο ή περισσοτέρων μηχανισμών αποτελεί βασικό αντικείμενο έρευνας τα τελευταία 20 χρόνια. Οι Reeves et al. [2003] διερεύνησαν το αποτέλεσμα 276 μαγνητικών καταιγίδων από το 1989 έως το 2000 και διαπίστωσαν ότι υπήρξαν καταιγίδες κατά τι οποίες οι ροές των σχετικιστικών ηλεκτρονίων στην εξώτερη ζώνη ακτινοβολίας είχαν αυξηθεί (53%), καταιγίδες κατά τις οποίες οι ροές των σχετικιστικών ηλεκτρονίων στην εξώτερη ζώνη ακτινοβολίας είχαν μειωθεί (19%) και καταιγίδες που δεν κατέληξαν σε σημαντική μεταβολή στη ροή (28%). Δέκα χρόνια αργότερα, οι Turner et al. [2013], χρησιμοποιώντας μια βάση δεδομένων με 53 επεισόδια (Δεκέμβριος 2007 - Αύγουστος 2012) και υπολογισμούς της πυκνότητας στον χώρο φάσεων (PSD), που προέκυψαν από δεδομένα των δορυφόρων THEMIS, έδειξαν ότι 58% των επεισοδίων οδήγησαν σε αύξηση της PSD των σχετικιστικών ηλεκτρονίων, 17% σε μείωση και 25% σε ασήμαντη αλλαγή. Οι θεωρίες για την επιτάχυνση των ηλεκτρονίων μπορούν να χωριστούν σε 2 μεγάλες κατηγορίες: 1) ακτινική διάχυση και 2) τοπική (in situ) επιτάχυνση. Η ακτινική διάχυση συνδέεται με την παραβίαση της τρίτης αδιαβατικής αναλλοίωτης, με παράλληλη διατήρηση της πρώτης και της δεύτερης. Αυτό επιτρέπει στα σωματίδια να διαχέονται σε περιοχές ισχυρότερου μαγνητικού πεδίου (λόγω επίδρασης κυμάτων εξαιρετικά χαμηλής συχνότητας (Ultra Low Frequency) και να κερδίζουν ενέργεια λόγω της διατήρησης της πρώτης αδιαβατικής αναλλοίωτης [Schulz and Lanzerotti, 1974; Taylor et al., 2004]. Η τοπική (in situ) επιτάχυνση λαμβάνει χώρα στην ενδότερη μαγνητόσφαιρα όταν παραβιάζονται η πρώτη ή/και η δεύτερη αδιαβατική αναλλοίωτη λόγω επίδρασης κυμάτων πλάσματος whistler chorus [Horne et al., 2005; Thorne et al., 2013; Li et al., 2016]. Όπως για την επιτάχυνση, έτσι και για τις απώλειες ηλεκτρονίων της εξώτερης ζώνης ακτινοβολίας πιστεύεται ότι ευθύνονται διάφοροι μηχανισμοί: 1) σκέδαση της γωνίας κλίσης και «πτώση» των ηλεκτρονίων στον κώνο απώλειας λόγω αλληλεπιδράσεων κυμάτων-σωματιδίων με plasmaspheric hiss, Εlectromagnetic Ion Cyclotron (ΕΜΙC) ή whistler chorus mode waves [Shprits et al., 2007; Usanova et al., 2014; Jaynes et al., 2014] και 2) σκίαση μαγνητόπαυσης (magnetopause shadowing, δηλαδή διαφυγή στο διαπλανητικό διάστημα μέσω της μαγνητόπαυσης) σε συνδυασμό με ακτινική διάχυση προς μεγαλύτερες γεωκεντρικές αποστάσεις [Kim et al., 2008; Turner et al., 2012;] λόγω επίδρασης κυμάτων εξαιρετικά χαμηλής συχνότητας (ULF)· αυτός ο μηχανισμός είναι εξαιρετικά σημαντικός ακόμη και για σωματίδια σε σχετικά χαμηλά μαγνητοκελύφη κάθε φορά που η μαγνητόπαυση μετακινείται προς τη Γη λόγω υψηλής δυναμικής πίεσης του ηλιακού ανέμου. Ειδικά όσον αφορά την επιτάχυνση, η μεγαλύτερη διαφωνία εξακολουθεί να αφορά το αν ο κυρίαρχος μηχανισμός είναι η ακτινική διάχυση που ευνοείται από τα κύματα ULF ή η τοπική επιτάχυνση από τα κύματα chorus. Ο πιο διαδεδομένος τρόπος για να γίνει διάκριση μεταξύ των 2 μηχανισμών είναι ο υπολογισμός της πυκνότητας των ηλεκτρονίων στον χώρο φάσεων (Phase Space Density - PSD), η οποία έχει διαφορετική χρονική εξέλιξη για τους δύο μηχανισμούς επιτάχυνσης. Το όφελος στη μελέτη της πυκνότητας στον χώρο φάσεων αντί της κλασσικής μελέτης της ροής σε χωρικές συντεταγμένες προέρχεται από το θεώρημα του Liouville που απαιτεί σταθερή πυκνότητα σε ένα ορισμένο φασικό χώρο απουσία εξώτερης πηγής ή καταβόθρας σωματιδίων. Στην περίπτωση, λοιπόν, της ακτινικής διάχυσης προς τη Γη, το ακτινικό προφίλ της PSD θα εμφάνιζε μια θετική κλίση (ή αρνητική αν η διάχυση ήταν μακριά από τη Γη) ενώ στην περίπτωση της τοπικής επιτάχυνσης θα εμφανιζόταν μια αυξανόμενη κορυφή. Η διαδικασία που ακολουθείται για τη μετατροπή των διαφορικών ροών σε PSD βασίζεται στις μεθόδους που έχουν περιγράψει οι Chen et al. [2005]. Για την επεξεργασία μετρήσεων του γεωμαγνητικού πεδίου χρησιμοποιήθηκαν οι συνεχείς μετασχηματισμοί wavelet με τη συνάρτηση Morlet ως βάση. Ακολουθώντας τη μεθοδολογία που έχουν αναπτύξει οι Balasis et al. [2013], υπολογίστηκε το φάσμα ισχύος στην περιοχή συχνοτήτων από 2 ως 7 mHz που αντιστοιχεί στα κύματα Pc5. Αντίστοιχα, προκειμένου να υπολογίσουμε το φάσμα των κυμάτων chorus, χρησιμοποιήθηκε η τεχνική που αναπτύχθηκε από τους Li et al. [2013]. Αυτή η τεχνική χρησιμοποιεί μετρήσεις της ροής ηλεκτρονίων από τους δορυφόρους POES 15-19 και μας δίνει το πλεονέκτημα να έχουμε έναν παγκόσμιο δείκτη της δραστηριότητας των κυμάτων chorus ακόμη και σε περιπτώσεις όπου οι τοπικές μετρήσεις είναι χαμηλής ποιότητας λόγω θέσης των δορυφόρων. Mπορούμε να συνοψίσουμε τα συμπεράσματα αυτής της διατριβής σε 3 κατηγορίες: 1. Επεισόδια που κατέληξαν σε ενίσχυση/απώλειες του σχετικιστικού πληθυσμού ηλεκτρονίων Ένα κοινό χαρακτηριστικό, σε όλα τα εξετασθέντα επεισόδια, ήταν η συνδυασμένη επίδραση της μαγνητοσφαιρικής σκίασης και της προς τα έξω ακτινικής διάχυσης που προκαλείται από τα κύματα Pc5. Αυτός ο συνδυασμός φαίνεται να είναι ο κυρίαρχος μηχανισμός απώλειας και επιπλέον, είναι παρόν και στις δύο ομάδες. Αυτό δείχνει ότι στην πραγματικότητα είναι ο συνδυασμός των μηχανισμών επιτάχυνσης που "αποφασίσουν" για το αποτέλεσμα κάθε γεωδιαστημικής διαταραχής, ανεξάρτητα από τον οδηγό. 2. Επεισόδια που προκλήθηκαν λόγω ICME και SIR Τα γρήγορα ρεύματα ηλιακού ανέμου που ακολουθούν τα SIR τόσο με όσο και χωρίς σοκ, είναι πιο αποτελεσματικά στο να επιταχύνουν τα ηλεκτρόνια σε σχετικιστικές ενέργειες, ειδικά σε υψηλότερα μαγνητοκελύφη. Αυτές οι επιταχύνσεις συμπίπτουν με τις υψηλές τιμές της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου καθώς και την παρατεταμένη δραστηριότητα των Pc5 και των υποκαταιγίδων. Από την άλλη πλευρά, οι ICMEs είναι πιο αποτελεσματικές στο να προκαλούν απώλειες σχετικιστικών ηλεκτρόνιων, ειδικά σε υψηλότερα μαγνητοκελύφη και κατά τη διάρκεια της περιοχής της θήκης. Αυτές οι απώλειες σχετίζονται με το φαινόμενο της μαγνητοσφαιρικής σκίασης που οφείλεται στον συνδυασμό της μέγιστης ισχύος Pc5 και της μέγιστης συμπίεσης της μαγνητόπαυσης. 3. Επεισόδια χωρίς γεωμαγνητική καταιγίδα Τα αποτελέσματα κατά τη διάρκεια επεισοδίων που δεν συνοδεύοταν από γεωμαγνητική καταιγίδα (ή αυτή ήταν πολύ ασθενής) δείχνουν ότι οι μηχανισμοί που ενισχύουν ή καταστρέφουν τον σχετικιστικό πληθυσμό ηλεκτρονίων της εξωτερική ζώνης είναι κυρίως εσωτερικοί. Ακόμη και κατά τη διάρκεια μίας σχετικά "κλειστής" μαγνητοσφαιρικής διαμόρφωσης, αυτοί οι μηχανισμοί είναι ικανοί να παράγουν το ίδιο (ή παρόμοιο) αποτέλεσμα με αυτό μιας ισχυρής γεωμαγνητικής καταιγίδας. H διδακτορική διατριβή είναι χωρισμένη σε επιμέρους κεφάλαια των οποίων η περίληψη ακολουθεί: Στο πρώτο κεφάλαιο παρουσιάζεται το θεωρητικό πλαίσιο το οποίο είναι απαραίτητο για τη μελέτη της μεταβλητότητας των διαφόρων πληθυσμών ηλεκτρονίων της εξώτερης ζώνης καθώς και των αντιδράσεων κυμάτων-σωματιδίων με μια πλειάδα κυμάτων. Παράλληλα παρατίθεται και ένα πλήθος αποτελεσμάτων που υπάρχουν στη βιβλιογραφία τα οποία αποτελούν τη βάση και το έναυσμα για τη δουλειά που πραγματοποιήθηκε και παρουσιάζεται σε αυτήν τη διατριβή. Στο δεύτερο κεφάλαιο παρουσιάζονται τα δεδομένα τα οποία χρησιμοποιήθηκαν σε αυτήν τη διατριβή καθώς και μια περιγραφή των οργάνων και των αντίστοιχων διαστημικών αποστολών από όπου προήλθαν αυτά τα δεδομένα. Αρχικά περιγράφεται η αρχή λειτουργίας των ανιχνευτών στερεάς κατάστασης (Solid State detectors) καθώς και των μαγνητομέτρων πύλης ροής (fluxgate magnetometers). Στη συνέχεια, περιγράφονται λεπτομερώς τα όργανα Magnetic Electron Ion Spectrometer (MagEIS) και Relativistic Electron Proton Telescope (REPT) της αποστολής Van Allen Probes καθώς και το Solid State Telescope (SST) της αποστολής THEMIS. Τέλος, περιγράφονται συνοπτικά και οι αποστολές ΧΜΜ-Newton, INTEGRAL, GOES και POES. Στο τρίτο κεφάλαιο περιγράφεται μια σειρά διαδικασιών που αφορούν μεθόδους προ-επεξεργασίας για μετρήσεις ενεργητικών σωματιδίων στο διάστημα καθώς και μια προσπάθεια βαθμονόμησης σε τροχιά (cross-calibration) του οργάνου THEMIS/SST χρησιμοποιώντας το – τελευταίας γενιάς – φασματόμετρο RBSP/MagEIS. Οι μέθοδοι αυτές επιτρέπουν την αξιολόγηση και τον καθαρισμό των δεδομένων και περιλαμβάνουν: καθαρισμό υποβάθρου (background), προσδιορισμό κορεσμού (saturation), ανάλυση σήματος προς θόρυβο, ακίδες (spikes) και/ή επιμολύνσεις (contamination). Επιπλέον, επειδή η μέθοδος βαθμονόμησης κάθε οργάνου (ανιχνευτές σωματιδίων) είναι συνήθως διαφορετική, είναι απαραίτητη η βαθμονόμηση των ανιχνευτών σε τροχιά. Έτσι παρουσίάζεται μια μέθοδος για επιπλέον βαθμονόμηση/σύγκριση των ανιχνευτών αυτών και, αναλυτικά, η βαθμονόμηση σε τροχιά (cross-calibration) του οργάνου THEMIS/SST χρησιμοποιώντας το – τελευταίας γενιάς – φασματόμετρο RBSP/MagEIS. Στο τέταρτο κεφάλαιο παρουσιάζεται η στατιστική ανάλυση 71 γεωδιαστημικών διαταραχών και διερευνώνται οι διαφορές μεταξύ επεισοδίων που οδήγησαν σε ενίσχυση ή σε απώλεια των σχετικιστικών ηλεκτρονίων της εξώτερης ζώνης. Τα επεισόδια αυτά ήταν το αποτέλεσμα ICMEs όσο και SIRs και καλύπτουν τη χρονική περίοδο από τον Σεπτέμβρη του 2012 εώς και τον Απρίλιο του 2018 (δηλαδή το μέγιστο και την καθοδική φάση του 24ου ηλιακού κύκλου). Για τη μελέτη χρησιμοποιήθηκαν υπολογισμοί της PSD για 3 τιμές της πρώτης αδιαβατικής αναλλοίωτης: 100 MeV/G που αντιστοιχούν σε υποσχετικιστικά ηλεκτρόνια (~0.1–0.6 MeV), 900 MeV/G που αντιστοιχούν σε σχετικιστικά ηλεκτρόνια (~0.7–2.4 MeV) και 4200 MeV/G που αντιστοιχούν σε υπερσχετικιστικά ηλεκτρόνια (~1.9–6.5 MeV) καθώς και ταυτόχρονες παρατηρήσεις κυμάτων Pc5 (2–7 mHz) και chorus. Προκειμένου να προσδιοριστεί η επίδραση κάθε επεισοδίου, αντίθετα με προηγούμενες προσεγγίσεις που παραδοσιακά χρησιμοποιούν ως χρόνο μηδέν τον χρόνο του ελαχίστου Dst, χρησιμοποιήθηκε ως χρόνος μηδέν για όλα τα επεισόδια η χρονική στιγμή της μέγιστης μετατόπισης (προς τη Γη) της μαγνητόπαυσης. Αυτή η διαφοροποίηση μας επιτρέπει να συμπεριλάβουμε στη μελέτη επεισόδια τα οποία, λόγω προσανατολισμού του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου, δεν προκάλεσαν γεωμαγνητική καταιγίδα. Στη συνέχεια, συγκρίνοντας την PSD πριν και μετά τον χρόνο μηδέν, διαπιστώσαμε ότι το αποτέλεσμα κάθε γεωδιαστημικής διαταραχής εξαρτάται και από το μ και από το L*. Στη συνέχεια, χρησιμοποιήθηκε η μέθοδος της Superposed Epoch Analysis. Από το αρχικό δείγμα των 71 επεισοδίων, επιλέχθηκαν 20 επεισόδια που κατέληξαν σε αύξηση των σχετικιστικών ηλκτρονίων και 8 επεισόδια που κατέληξαν σε μείωση. Τα αποτελέσματα έδειξαν ότι η συνδυασμένη επίδραση της σκίασης μαγνητόπαυσης και της διάχυσης προς τα έξω που προκαλείται από τα κύματα Pc5 παρουσιάζεται και στις δύο ομάδες επεισοδίων. Αυτό το συμπέρασμα είναι πολύ σημαντικό διότι δείχνει ότι κατά την φάση συμπίεσης της μαγνητόσφαιρας, κυριαρχούν οι μηχανισμοί που προκαλούν απώλειες ηλεκτρονίων. Η διαφορά λοιπόν έγκειται στη φάση επαναφοράς της μαγνητόσφαιρας όπου το τελικό αποτέλεσμα εξαρτάται από την ένταση των κυμάτων chorus σε συνδυασμό με την ένταση ροής υποσχετικιστικών ηλεκτρονίων. Αν αυτά τα δύο βρίσκονται σε υψηλά επίπεδα, τότε ευνοείται η η επιτάχυνση λόγω γυρο-συντονισμού. Αντίθετα, στην περίπτωση των επεισοδίων που κατέληξαν σε απώλεια σχετικιστικών ηλεκτρονίων, η απουσία ικανού πλήθους υποσχετικιστικών ηλεκτρονίων διατήρησε την PSD των σχετικιστικών ηλεκτρονίων μειωμένη. Στο πέμπτο κεφάλαιο παρουσιάζεται μια στατιστική ανάλυση των διαφορών μεταξύ διαταραχών που προκαλούνται από ICMEs και SIRs αντίστοιχα, καθώς και το αποτέλεσμά τους στον πληθυσμό ηλεκτρονίων της εξώτερης ζώνης ακτινοβολίας. Η μεθοδολογία και τα δεδομένα που χρησιμοποιήθηκαν είναι ίδια με τα αντίστοιχα του προηγούμενου κεφαλαίου. Εδώ συγκρίθηκαν 32 συμβάντα που είχαν ως αιτία SIR χωρίς χαρακτηριστικά κρουστικού κύματος, 12 επεισόδια που είχαν ως αιτία SIR με χαρακτηριστικά κρουστικού κύματος και 14 συμβάντα που είχαν ως αιτία ΙCME με χαρακτηριστικά κρουστικού κύματος. Τα επεισόδια αυτά, όπως και στο προηγούμενο κεφάλαιο, καλύπτουν τη χρονική περίοδο από τον Σεπτέμβρη του 2012 έως και τον Απρίλιο του 2018 (δηλαδή το μέγιστο και την φθίνουσα φάση του 24ου ηλιακού κύκλου). Εδώ χρησιμοποιήθηκαν διαφορετικοί χρόνοι μηδέν για το κάθε επεισόδιο. Για τα SIR ο χρόνος μηδέν αντιστοιχεί στη χρονική στιγμή της μέγιστη τιμής της δυναμικής πίεσης του ηλιακού ανέμου. Αυτό δίνει τη δυνατότητα διαχωρισμού της περιοχής αλληλεπίδρασης (interaction region) από το αργό και γρήγορο ρεύμα του ηλιακού ανέμου αντίστοιχα. Για τις ICMEs χρησιμοποιήθηκε ως χρόνος μηδέν η χρονική στιγμή άφιξης του κρουστικού κύματος (ταυτόχρονη αύξηση της πυκνότητας, της ταχύτητας και του μαγνητικού πεδίου του ηλιακού ανέμου) δίνοντας έτσι τη δυνατότητα διαχωρισμού της θήκης (sheath) από το μαγνητικό νέφος (ejecta). Τα αποτελέσματα της Superposed Epoch Analysis δείχνουν ότι οι ICMEs είναι πιο αποτελεσματικές στον να προκαλούν απώλειες σχετικιστικών και υπερ-σχετικιστικών ηλεκτρονίων, ειδικά σε υψηλότερα μαγνητοκελύφη και κατά τη διάρκεια της επίδρασης της θήκης (sheath). Αυτές οι απώλειες συνδέονται με την επίδραση της σκίασης μαγνητόπαυσης λόγω του συνδυασμού της μέγιστης ισχύος κυμάτων Pc5 και της μέγιστης συμπίεσης της μαγνητόπαυσης. Αντίθετα τα SIRs είναι πιο αποτελεσματικά στο να αυξάνουν τη PSD των σχετικιστικών και υπερ-σχετικιστικών ηλεκτρονίων, κυρίως σε υψηλότερα μαγνητοκελύφη και κατά τη διάρκεια της περιοχής του γρήγορου ρεύματος (fast stream). Αυτές οι αυξήσεις συμπίπτουν με τις υψηλές τιμές της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου καθώς και την παρατεταμένη δραστηριότητα Pc5 και εγχύσεων σωματιδίων λόγω υποκαταιγίδων. Στο έκτο κεφάλαιο επανεξετάζονται οι διαφορές μεταξύ των επεισοδίων που οδήγησαν σε ενίσχυση ή σε απώλεια των σχετικιστικών ηλεκτρονίων της εξώτερης ζώνης, παρουσιάζοντας μια πιο λεπτομερή ανάλυση δύο μεμονωμένων και απομονωμένων επεισοδίων. Παρουσιάζονται υπολογισμοί της PSD καθώς και παρατηρήσεις της δραστηριότητας κυμάτων Pc5 και chorus κατά τη διάρκεια δύο έντονων γεωμαγνητικών καταιγίδων που προκλήθηκαν από ICMEs καταλήγοντας σε αντίθετα αποτελέσματα ως προς τον πληθυσμό των σχετικιστικών. Τα αποτελέσματα δείχνουν ότι κατά τη διάρκεια της καταιγίδας της 17ης Μαρτίου 2013, η ταυτόχρονη παρατήρηση κυμάτων chorus και αύξησης της PSD υποδηλώνει ότι η παρατεταμένη δραστηριότητα των κυμάτων αυτών φαίνεται να είναι υπεύθυνη για την ενίσχυση του σχετικιστικού πληθυσμού. Από την άλλη πλευρά, η σημαντική μείωση της PSD των σχετικιστικών ηλεκτρονίων, κατά τη διάρκεια της καταιγίδας στις 12 Σεπτεμβρίου 2014, συμπίπτει με τη παρατεταμένη ακτινική διάχυση προς τα έξω (που οδηγείται από την αύξηση της δραστηριότητας των κυμάτων Pc5), καθώς και με την απουσία σημαντικής δραστηριότητας κυμάτων chorus. Τέλος, στο έβδομο κεφάλαιο, διερευνήθηκαν λεπτομερώς οι μηχανισμοί που επηρεάζουν την επιτάχυνση και την απώλεια των σχετικιστικών και υπερ-σχετικιστικών ηλεκτρονίων κατά τη διάρκεια μη γεωαποτελεσματικών επεισοδίων, δηλαδή κατά τη διάρκεια επεισοδίων που οι συνθήκες στο διαπλανητικό πεδίο δεν επέτρεπαν την μαγνητική επανασύνδεση και άρα την ενίσχυση του δακτυλιοειδούς ρεύματος. Τα αποτελέσματα κατά τη διάρκεια αυτών των επεισοδίων δείχνουν ότι οι μηχανισμοί που ενισχύουν ή προκαλούν απώλειες στον πληθυσμό των σχετικιστικών ηλεκτρονίων της εξώτερης ζώνης είναι κυρίως εσωτερικοί και δεν συνδέονται πάντοτε με γεωμαγνητικές καταιγίδες, τουλάχιστον όπως αυτές περιγράφονται από τον δείκτη Dst ο οποίος αποτελεί, βασικά, ένα μέτρο της ισχύος του δακτυλιοειδούς ρεύματος στη μαγνητόσφαιρα. Ως εκ τούτου, η εκδήλωση ή μη γεωμαγνητικής καταιγίδας δεν αποτελεί από μόνη της μέτρο αποτελεσματικότητας των μηχανισμών που προκαλούν την ενίσχυση ή την απώλεια των ηλεκτρονίων ζώνης ακτινοβολίας. Το πρώτο μέρος του κεφαλαίου αυτού περιλαμβάνει μια ανάλυση της περιόδου από τα μέσα Απριλίου έως τα μέσα Μαΐου του 2017, μια περίοδο με σχετικά αδύναμες γεωδιαστημικές διαταραχές (Dst min≈-50nT) που οδήγησαν σε μια μακράς διαρκείας ενίσχυση σχετικιστικών και υπερσχετικιστικών ηλεκτρονίων όμοια με αυτή του St. Patrick’s event το 2015 (Dst min≈-235nT). Αυτή η ενίσχυση εμφανίστηκε σε ενέργειες έως ≈ 10 MeV, διήρκεσε τουλάχιστον 24 ημέρες και δεν καταγράφηκε στη γεωσύγχρονη τροχιά όπου συλλέγονται τα περισσότερα δεδομένα προειδοποίησης για τον διαστημικό καιρό. Με την ανάλυση των ακτινικών προφίλ της PSD, σε συνδυασμό με τα αποτελέσματα ενός μοντέλου ακτινικής διάχυσης, έδειξαν ότι η ενίσχυση των σχετικιστικών και υπερ-σχετικιστικών ηλεκτρονίων προκαλείται από διαφορετικούς μηχανισμούς: πρώτον, τα κύματα chorus κατά τη διάρκεια των έντονων substorm injections στις 21-25 Απριλίου, επιταχύνουν τον πληθυσμό των υποσχετικιστικών ηλεκτρονίων των σπόρων σε σχετικιστικές ενέργειες και ταυτόχρονα αναδιανέμουν τον σχετικιστικό πληθυσμό ενώ η εσωτερική ακτινική διάχυση λόγω των κυμάτων Pc5 ULF τα επιταχύνει περαιτέρω σε υπερ-σχετικιστικές ενέργειες. Το γεγονός ότι οι διαδικασίες επιτάχυνσης που οδήγησαν στην ενίσχυση των υπερσχετικιστικών ηλεκτρονίων λειτούργησαν μέσα από τη γεωσύγχρονη τροχιά (L≈4-4.5), υποδηλώνει ότι η χρήση περεταίρω μετρήσεων σε χαμηλότερα μαγνητοκελύφη (από αυτά της γεωσύγχρονης τροχιάς) θα βελτίωνε σημαντικά τα μοντέλα πρόβλεψης για την ενίσχυση των σχετικιστικών και υπερ-σχετικιστικών ηλεκτρονίων που αποτελούν βασικό κίνδυνο των διαστημικών αποστολών. Το δεύτερο μέρος του κεφαλαίου περιλαμβάνει ανάλυση των επεισοδίων της 14ης Απριλίου 2013, μιας περιόδου με τιμές του δείκτη Dst συστηματικά θετικές. Τα επεισόδια αυτά είχαν ως αποτέλεσμα την απώλεια των σχετικιστικών ηλεκτρονίων της εξώτερης ζώνης. Η απώλεια αυτή, σε συνδυασμό με την απουσία κυμάτων chorus και την ισχυρή δραστηριότητα Pc5, οφειλόταν σε συνδυασμό σκίασης μαγνητόπαυσης και ακτινικής διάχυσης προς τα έξω.Αfter more than half a century, from the unintentional discovery of the radiation belts by the team of J. Van Allen , the dynamic processes occurring in them (particle acceleration, loss, amplification, etc.) are not entirely understood. Outer belt electrons have been observed to reach ultra–relativistic energies well above 10 MeV (i.e., γ > 20). Taking into account that the typical energy of electrons in the terrestrial ionosphere is less than 1 eV and the typical energy of solar wind electrons is about 10 eV, it is obvious that how these electrons come to be energized is a major theme of space research, with both astrophysical and societal significance. In this dynamic area, the sources, losses, acceleration mechanisms and processes of transport of energetic particles remain primary issues in magnetospheric physics. Modern observation instruments and long term measurements (over a solar cycle) have significantly revised our perception of how electrons with initial energies of only a few eV can reach energies of several MeVs. From the somewhat simplistic view of relativistic electrons being just the plain, recurrent result of magnetic storms, we have come to the realization of the much more complex ways the flux of relativistic electrons is influenced by different plasma waves, which in turn are driven in variable ways by different interplanetary disturbances. Here, we – statistically – investigate the response of the outer Van Allen belt electrons to various types of solar wind (Interplanetary Coronal Mass Ejections–ICMEs, Stream Interaction Regions–SIRs and High Speed Solar Wind Streams–HSSWSs) and internal magnetospheric forcing (geospace magnetic storms of different intensities and to intense magnetospheric substorms). To that end, multi–point observations of electron Phase Space Density (PSD), as well as, various wave activity (ULF–Pc5 and whistler chorus waves) will be presented, during, more than 70 events, spanning the maximum and descending phase of Solar cycle 24 (2012–2018). In detail, after a brief introduction including the necessary physical background and the presentation of the missions and instruments used in this dissertation, we start by presenting a number of procedures concerning pre–processing methods for radiation belt particle data. These methods include: background determination, instrument saturation, signal-to-noise analysis, despiking and/or cross-species contamination. Furthermore, a method for cross-calibration of particle detectors is presented and, in detail, the cross-calibration of the THEMIS/SST instrument using the latest generation RBSP/MagEIS spectrometer. Chapter 4, presents a statistical analysis of 71 geospace disturbances and investigates the differences between events that resulted in relativistic electron enhancement and depletion. These events cover the time period from September 2012 to April 2018 (i.e. the maximum and the declining phase of the solar cycle 24). PSD calculations for 3 values of the first adiabatic invariant are used: 100 MeV/G corresponding to seed electrons (0.1–0.6 MeV), 900 MeV/G corresponding to relativistic electrons (0.7–2.4 MeV) and 4200 MeV/G corresponding to ultra–relativistic electrons (1.9–6.5 MeV), as well as simultaneous observations of Pc5 (2–7 mHz) and chorus waves. Chapter 5, presents a statistical analysis concerning the differences between ICME and SIR driven disturbances as well as their result in the various electron population (seed, relativistic

Interplay of source/seed electrons and wave-particle interactions in producing relativistic electron PSD enhancements in the outer Van Allen belt

We perform a superposed epoch analysis on two groups of selected geospace disturbance events, emerging from single and isolated interplanetary drivers, and resulting in either the enhancement or the depletion of the average relativistic electron Phase Space Density (PSD). We investigate the occurrence of behavioural/temporal patterns of solar wind and geomagnetic parameters, chorus and ULF Pc5 wave activity, and the source/seed electron PSD in the outer Van Allen radiation belt. Our results indicate that the source electron population of μ = 10 MeV/G exhibits a similar behaviour during both event groups, while the μ = 1 MeV/G population can be considered as negligible for the whole process of wave excitation and electron energisation. Moreover, events that result in relativistic electron enhancement are characterised by statistically stronger and prolonged storm, substorm and wave activity, combined with an abundance of seed electrons of μ = 100 MeV/G, mostly at L* = 4–5, the nominal heart of the outer radiation belt.First author draf