The Fast Plasma Investigation (FPI) was developed for flight on the Magnetospheric Multiscale (MMS) mission to measure the differential directional flux of magnetospheric electrons and ions with unprecedented time resolution to resolve kinetic-scale plasma dynamics. This increased resolution has been accomplished by placing four dual 180-degree top hat spectrometers for electrons and four dual 180-degree top hat spectrometers for ions around the periphery of each of four MMS spacecraft. Using electrostatic field-of-view deflection, the eight spectrometers for each species together provide 4pi-sr field-of-view with, at worst, 11.25-degree sample spacing. Energy/charge sampling is provided by swept electrostatic energy/charge selection over the range from 10 eV/q to 30000 eV/q. The eight dual spectrometers on each spacecraft are controlled and interrogated by a single block redundant Instrument Data Processing Unit, which in turn interfaces to the observatory's Instrument Suite Central Instrument Data Processor. This paper describes the design of FPI, its ground and in-flight calibration, its operational concept, and its data products.

Abstract We report on the in‐flight performance of the Solar Wind Ion Analyzer (SWIA) and observations of the Mars‐solar wind interaction made during the Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN) prime mission and a portion of its extended mission, covering 0.85 Martian years. We describe the data products returned by SWIA and discuss the proper handling of measurements made with different mechanical attenuator states and telemetry modes, and the effects of penetrating and scattered backgrounds, limited phase space coverage, and multi‐ion populations on SWIA observations. SWIA directly measures solar wind protons and alpha particles upstream from Mars. SWIA also provides proxy measurements of solar wind and neutral densities based on products of charge exchange between the solar wind and the hydrogen corona. Together, upstream and proxy observations provide a complete record of the solar wind experienced by Mars, enabling organization of the structure, dynamics, and ion escape from the magnetosphere. We observe an interaction that varies with season and solar wind conditions. Solar wind dynamic pressure, Mach number, and extreme ultraviolet flux all affect the bow shock location. We confirm the occurrence of order‐of‐magnitude seasonal variations of the hydrogen corona. We find that solar wind Alfvén waves, which provide an additional energy input to Mars, vary over the mission. At most times, only weak mass loading occurs upstream from the bow shock. However, during periods with near‐radial interplanetary magnetic fields, structures consistent with Short Large Amplitude Magnetic Structures and their wakes form upstream, dramatically reconfiguring the Martian bow shock and magnetosphere.

Coupling between the lower and upper atmosphere, combined with loss of gas from the upper atmosphere to space, likely contributed to the thin, cold, dry atmosphere of modern Mars. To help understand ongoing ion loss to space, the Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) spacecraft made comprehensive measurements of the Mars upper atmosphere, ionosphere, and interactions with the Sun and solar wind during an interplanetary coronal mass ejection impact in March 2015. Responses include changes in the bow shock and magnetosheath, formation of widespread diffuse aurora, and enhancement of pick-up ions. Observations and models both show an enhancement in escape rate of ions to space during the event. Ion loss during solar events early in Mars history may have been a major contributor to the long-term evolution of the Mars atmosphere.

The Solar Orbiter mission seeks to make connections between the physical processes occurring at the Sun or in the solar corona and the nature of the solar wind created by those processes which is subsequently observed at the spacecraft. The mission also targets physical processes occurring in the solar wind itself during its journey from its source to the spacecraft. To meet the specific mission science goals, Solar Orbiter will be equipped with both remote-sensing and in-situ instruments which will make unprecedented measurements of the solar atmosphere and the inner heliosphere. A crucial set of measurements will be provided by the Solar Wind Analyser (SWA) suite of instruments. This suite consists of an Electron Analyser System (SWA-EAS), a Proton and Alpha particle Sensor (SWA-PAS), and a Heavy Ion Sensor (SWA-HIS) which are jointly served by a central control and data processing unit (SWA-DPU). Together these sensors will measure and categorise the vast majority of thermal and suprathermal ions and electrons in the solar wind and determine the abundances and charge states of the heavy ion populations. The three sensors in the SWA suite are each based on the top hat electrostatic analyser concept, which has been deployed on numerous space plasma missions. The SWA-EAS uses two such heads, each of which have 360° azimuth acceptance angles and ±45° aperture deflection plates. Together these two sensors, which are mounted on the end of the boom, will cover a full sky field-of-view (FoV) (except for blockages by the spacecraft and its appendages) and measure the full 3D velocity distribution function (VDF) of solar wind electrons in the energy range of a few eV to ∼5 keV. The SWA-PAS instrument also uses an electrostatic analyser with a more confined FoV (−24° to +42° × ±22.5° around the expected solar wind arrival direction), which nevertheless is capable of measuring the full 3D VDF of the protons and alpha particles arriving at the instrument in the energy range from 200 eV/q to 20 keV/e. Finally, SWA-HIS measures the composition and 3D VDFs of heavy ions in the bulk solar wind as well as those of the major constituents in the suprathermal energy range and those of pick-up ions. The sensor resolves the full 3D VDFs of the prominent heavy ions at a resolution of 5 min in normal mode and 30 s in burst mode. Additionally, SWA-HIS measures 3D VDFs of alpha particles at a 4 s resolution in burst mode. Measurements are over a FoV of −33° to +66° × ±20° around the expected solar wind arrival direction and at energies up to 80 keV/e. The mass resolution ( m /Δ m ) is > 5. This paper describes how the three SWA scientific sensors, as delivered to the spacecraft, meet or exceed the performance requirements originally set out to achieve the mission’s science goals. We describe the motivation and specific requirements for each of the three sensors within the SWA suite, their expected science results, their main characteristics, and their operation through the central SWA-DPU. We describe the combined data products that we expect to return from the suite and provide to the Solar Orbiter Archive for use in scientific analyses by members of the wider solar and heliospheric communities. These unique data products will help reveal the nature of the solar wind as a function of both heliocentric distance and solar latitude. Indeed, SWA-HIS measurements of solar wind composition will be the first such measurements made in the inner heliosphere. The SWA data are crucial to efforts to link the in situ measurements of the solar wind made at the spacecraft with remote observations of candidate source regions. This is a novel aspect of the mission which will lead to significant advances in our understanding of the mechanisms accelerating and heating the solar wind, driving eruptions and other transient phenomena on the Sun, and controlling the injection, acceleration, and transport of the energetic particles in the heliosphere.

Abstract High Altitude Reflection Potential Structures (HARPS) with typical magnitudes of a few tens of volts have been frequently detected above Earth's sunlit polar cap. They are thought to be electrostatic structures forming between 1 to several Earth radii in altitude. Previous satellite studies have been unable to probe the temporal variability of their magnitude owing to their fast motion through the region of observation. In this study, we present a 10 min time series of observations of HARPS from NASA's Endurance sounding rocket. These observations were made from a spatially localized region, enabling the first experimental investigation of the temporal variability of HARPS. The magnitude of the potential drop was found to vary unexpectedly rapidly between 15.5 and 23.7 V on a time cadence of s. We additionally find an inverse correlation between polar rain precipitating flux and reflection potential magnitude, consistent with predictions from prior theoretical work.