Abstract. On board the four Cluster spacecraft, the Cluster Ion Spectrometry (CIS) experiment measures the full, three-dimensional ion distribution of the major magnetospheric ions (H+, He+, He++, and O+) from the thermal energies to about 40 keV/e. The experiment consists of two different instruments: a COmposition and DIstribution Function analyser (CIS1/CODIF), giving the mass per charge composition with medium (22.5°) angular resolution, and a Hot Ion Analyser (CIS2/HIA), which does not offer mass resolution but has a better angular resolution (5.6°) that is adequate for ion beam and solar wind measurements. Each analyser has two different sensitivities in order to increase the dynamic range. First tests of the instruments (commissioning activities) were achieved from early September 2000 to mid January 2001, and the operation phase began on 1 February 2001. In this paper, first results of the CIS instruments are presented showing the high level performances and capabilities of the instruments. Good examples of data were obtained in the central plasma sheet, magnetopause crossings, magnetosheath, solar wind and cusp measurements. Observations in the auroral regions could also be obtained with the Cluster spacecraft at radial distances of 4–6 Earth radii. These results show the tremendous interest of multispacecraft measurements with identical instruments and open a new area in magnetospheric and solar wind-magnetosphere interaction physics.Key words. Magnetospheric physics (magnetopause, cusp and boundary layers; magnetopheric configuration and dynamics; solar wind - magnetosphere interactions)

A survey of solar wind three‐dimensional proton velocity distributions as measured by the Helios solar probes between 0.3 and 1 AU is presented. A variety of nonthermal features like temperature anisotropies, heat fluxes, or proton double streams has been observed. The relative speed of the second proton component increases on the average with increasing wind speed and decreasing heliocentric radial distance and shows a correlation with the local Alfvén speed. A marked anisotropy in the core of proton distributions with a temperature larger perpendicular than parallel to the magnetic field ( T ∥ c < T ∥ c ) is a persistent feature of high speed streams and becomes most pronounced in the perihelion (≈0.3 AU). Fairly isotropic distributions have only been measured very close to and directly at magnetic sector boundaries. Low and intermediate speed distributions usually show a total temperature anisotropy T ∥ p / T ⊥ p > 1 frequently caused by ‘high‐energy shoulders’ or a resolved second proton component. No clear radial gradient of the temperature anisotropy could be established in these cases. The average dependence of the proton temperature on heliocentric radial distance is given by a power law R −α , where α ≈ 1 for T ⊥ p and 0.7 < α < 1 for T ⊥ p are compatible neither with isothermal nor adiabatic expansion. Flattest radial temperature profiles are obtained in high‐speed streams. These observations indicate that local heating or considerable proton heat conduction occurs in the solar wind. Some consequences of nonthermal features of proton distributions for plasma instabilities are discussed as well as kinetic processes that may shape the observed distributions.

Further Heos 2 plasma and magnetic field data obtained in the frontside boundary layers of the magnetosphere are presented. They reveal that the low‐latitude extension of the entry layer is of a somewhat different nature. The most pronounced difference with respect to the entry layer in the cusp region is the substantial density jump at the magnetopause. Furthermore, the low‐latitude boundary layer tends to be thinner and less turbulent, and the flow velocity inside the layer is always lower than that of the adjacent magnetosheath. This observation excludes large‐scale reconnection at the front of the magnetosphere as the origin of the layer. It is suggested that diffusive entry of magnetosheath plasma and/or heating of detached plasma from the plasmasphere leads to the formation of the layer. It appears likely that reconnection is dominantly occurring as a transient process in the cusp region and accompanies the eddy convection inside the entry layer. As a consequence, magnetic flux is being eroded from the front of the magnetosphere. This is in agreement with the signature of short‐term large‐amplitude magnetic perturbations observed in the low‐latitude boundary layer.

Comprehensive plasma observations carried out on board the Heos 2 satellite have provided the first systematic description of plasmas in the distant polar magnetosphere. These observations have revealed the presence of a persistent layer of tailward-flowing magnetosheathlike plasma inside of and adjacent to the magnetopause. This region has been termed the ‘plasma mantle.’ The mantle has been found to extend over the entire surface of the magnetosphere tailward of the polar cusp and northward of the plasma sheet. Vela observations of a ‘magnetotail boundary layer’ obtained in the vicinity of the plasma sheet by Hones and coworkers refer to the same phenomenon. The salient features of the plasma mantle as provided by Heos measurements from February to December 1972 can be summarized as follows: (1) The mantle was found to be present in over 70% of the passes through the polar magnetosphere in the region described above. (2) Its thickness varies greatly, ranging up to ≳ 4 RE, and does not appear to depend significantly on position or the state of the magnetosphere as measured by Kp. (3) A tailward-directed bulk flow parallel to the local terrestrial magnetic field was nearly always distinctly measurable. It was found to lie usually between 100 and 200 km s−1 and was always less than the concurrent flow speed in the nearby magneto sheath. (4) The flow speed in the mantle is positively correlated with the flow speeds in the magnetosheath and solar wind but depends only very weakly, if at all, on distance from the polar cusp, i.e., on XGSM. (5) A narrow region of low density and/or low flow speed plasma, i.e., a ‘gap,’ 0.1–0.2 RE thick, is frequently observed between the plasma mantle and the magnetopause. (6) The mantle protons are normally significantly cooler along B than perpendicular, i.e., T∥ < T⊥. (7) The proton density, temperature, and bulk speed all tend to decrease gradually with depth inside the magnetopause, but this trend can at times be obscured by fluctuations and magnetopause motions. At the inner edge of the mantle the proton distribution is often very narrow in both energy and angle, i.e., relatively cold, before it finally disappears below the 100-eV threshold of the instrument. It is concluded, after an appraisal of several possible mechanisms, that the most probable cause for the formation of the mantle is the day side merging of terrestrial and interplanetary field lines.

Comets harbor the most pristine material in our solar system in the form of ice, dust, silicates, and refractory organic material with some interstellar heritage. The evolved gas analyzer Cometary Sampling and Composition (COSAC) experiment aboard Rosetta’s Philae lander was designed for in situ analysis of organic molecules on comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Twenty-five minutes after Philae’s initial comet touchdown, the COSAC mass spectrometer took a spectrum in sniffing mode, which displayed a suite of 16 organic compounds, including many nitrogen-bearing species but no sulfur-bearing species, and four compounds—methyl isocyanate, acetone, propionaldehyde, and acetamide—that had not previously been reported in comets.

A survey of solar wind helium ion velocity distributions and derived parameters as measured by the Helios solar probes between 0.3 and 1 AU is presented. Nonthermal features like heat fluxes or He 2+ double streams and temperature anisotropies have been frequently observed. Fairly isotropic distributions have only been measured close to sector boundaries of the interplanetary magnetic field. At times in slow solar wind, persistent double‐humped helium ion distributions constituting a temperature anisotropy T ∥α / T ⊥α > 1 have been reliably identified. Distributions in high‐speed wind generally have small total anisotropies ( T ∥α / T ⊥α ≳ 1) with a slight indication that in the core part the temperatures are larger parallel than perpendicular to the magnetic field, in contrast to simultaneous proton observations. The anisotropy tends to increase with increasing heliocentric radial distance. The average dependence of helium ion temperatures on radial distance from the sun is described by a power law ∼ R −β with 0.7 ≲ β ≲ 1.2 for T ∥α and 0.87 ≲ β ≲ 1.4 for T ⊥α . In fast solar wind the T ⊥α profile is compatible with nearly adiabatic cooling. Pronounced differential ion speeds Δv α p have been observed with values of more than 150 km/s near perihelion (0.3 AU). In fast streams Δv α p tends to approach the local Alfvén velocity v A , whereas in slow plasma values around zero are obtained. Generally, the differential speed increases with increasing proton bulk speed and (with the exception of slow plasma) with increasing heliocentric radial distance. The role of Coulomb collisions in limiting Δv α p and the ion temperature ratio T α / T p is investigated. Collisions are shown to play a negligible role in fast solar wind, possibly a minor role in intermediate speed solar wind and a distinct role in low‐speed wind in limiting the differential ion velocity and temperature.

A comparison between Solwind observations of coronal mass ejections (CME's) and Helios 1 observations of interplanetary shocks during 1979–1982 indicates that 72% of the shocks were associated with large, low‐latitude mass ejections on the nearby limb. Most of the associated CME's had speeds in excess of 500 km/s, but some of them had speeds in the range 200–400 km/s. An additional 26% of the shocks may have been associated with CME's, but we were less confident of these associations because the sizes and locations of the CME's did not seem appreciably different from those of the numerous CME's without Helios shocks. Only 2% of the shocks clearly lacked CME's. As the average level of sunspot activity declined during 1982, the shock frequency also declined, but the observed shocks and some of their associated CME's had unusually high speeds well in excess of 1000 km/s.

The shapes of three typical examples of electron distribution functions, which have been observed by Helios 2 in the solar wind, are analyzed and compared with theoretical predictions. We have considered a distribution function with a “narrow strahl” (narrow beam), which is extremely anisotropic and skewed with respect to the magnetic field direction at particle energies above 100 eV, a distribution function with a “broad strahl” (broad beam), which is less anisotropic and skewed, and finally a nearly isotropic distribution function which, however, shows a slight bidirectional anisotropy. The main results are as follows: (1) For each distribution function we may discern a “break,” i.e., a sudden change in the slope of the distribution function, separating the “core” at lower energies from the “halo” at larger energies. For the anisotropic distributions a significant break is observed in velocity directions opposite to the strahl and perpendicular to it but not along the strahl. Here the energy of the break (breakpoint energy) may be determined both by the interplanetary electrostatic potential and by collisions. In contrast, for the nearly isotropic distribution function, a significant break is observed for all velocity directions, and the breakpoint energy may be determined by collisions only. (2) The strahl observed at larger energies in the anisotropic distribution functions can be qualitatively explained by existing theoretical approaches describing the propagation of electrons in the solar wind. However, at least for the distribution function with the broad strahl as well as for the nearly isotropic distribution function, the halo electrons should be scattered by unknown anomalous scattering processes, which do not show a strong energy dependence. (3) For the anisotropic distribution functions we find a velocity shift between the peak of each distribution function and the solar wind bulk velocity, which is typically 100 km s −1 to 300 km s −1 . This shift is drastically reduced compared to the shift predicted by exospheric theory, indicating strong frictional processes between electrons and ions. However the results do not settle the question whether this friction is provided by the combined action of wave‐particle interactions and Coulomb collisions or by Coulomb collisions only. For the nearly isotropic distribution function this shift is probably not significantly different from zero. In this case it may be determined by some anomalous processes and/or trapping in closed magnetic field structures. (4) For the anisotropic distribution functions the heat flux is carried mainly by the strahl. For the nearly isotropic distribution function most of the heat flux is carried by the core electrons. For this distribution, part of the halo electrons carry heat flux in the opposite direction, and the total heat flux is probably not significantly different from zero. (5) The pitch angle distribution in the energy regime of the halo may provide some indications for the global structure of the magnetic field.