SB
S. Bame
Author with expertise in Solar Physics and Space Weather
Achievements
Cited Author
Key Stats
Upvotes received:
0
Publications:
19
(16% Open Access)
Cited by:
8,237
h-index:
107
/
i10-index:
349
Reputation
Biology
< 1%
Chemistry
< 1%
Economics
< 1%
Show more
How is this calculated?
Publications
0

Evidence for magnetic field reconnection at the Earth's magnetopause

B. Sonnerup et al.Nov 1, 1981
Eleven passes of the ISEE satellites through the frontside terrestrial magnetopause (local time 0900–1700; GSM latitude 2–43°N) have been identified, where the plasma velocity in the magnetopause and boundary layer was substantially larger than it was in the magnetosheath. This paper examines the nature of the plasma flow, magnetic field, and energetic particle fluxes in these regions, with a view to determining whether the velocity enhancements can be explained by magnetic‐field reconnection. The principal question is whether the observed difference in tangential plasma velocity Δv between a point in the magnetopause or boundary layer and a reference point in the adjacent magnetosheath, had the direction and magnitude Δv theory produced by the Maxwell stresses in the magnetopause, assuming that the magnetosheath plasma moved across that boundary. Except for its sign, Δv theory is shown to be independent of the normal magnetic field component B n and flow component υ n . For the 11 cases, the average ratio |Δv|/|Δv| theory was in the range 0.6–1.2, with a composite average of 0.8. The average angular error was <25°, with a composite average of 10°. The plasma results would require 10 of the crossings to have been located north of the reconnection line ( B n < 0), and one (at 2.4° N latitude) south of it ( B n > 0). The B n values obtained from minimum variance analysis of the magnetic data were mostly poorly determined, but in general their signs were consistent with the plasma results. The flow velocity across the magnetopause was also poorly determined but it had a negative (inward) composite average as expected. In several cases energetic magnetospheric particles with the proper flow anisotropy and, in one case, reflected magnetosheath particles, were observed outside but adjacent to the magnetopause. All of these results support the reconnection hypothesis. The energetic particles were also used to identify the outer separatrix surface. In one case it was possible to conclude from its location relative to the magnetopause that the reconnection site was in the vicinity of the equatorial plane and not in the cusp. The electric field tangential to the magnetopause is inferred to be in the range 0.4–2.8 mV/m.
0

Geomagnetic activity associated with earth passage of interplanetary shock disturbances and coronal mass ejections

J. Gosling et al.May 1, 1991
Coronal mass ejection events (CMEs) are important occasional sources of plasma and magnetic field in the solar wind at 1 AU, accounting for approximately 10% of all solar wind measurements in the ecliptic plane during the last solar activity maximum. Previous work indicates that virtually all transient shock wave disturbances in the solar wind are driven by fast CMEs. Using a recently appreciated capability for distinguishing CMEs in solar wind data in the form of counterstreaming solar wind electron events, this paper explores the overall effectiveness of shock wave disturbances and CMEs in general in stimulating geomagnetic activity. The study is confined to the interval from mid‐August 1978 through mid‐October 1982, spanning the last solar activity maximum, when ISEE 3 was in orbit about the L1 Lagrange point 220 R e upstream from Earth. We find that all but one of the 37 largest geomagnetic storms in that era were associated with Earth passage of CMEs and/or shock disturbances, with the large majority of these storms (27 out of 37) being associated with interplanetary events where Earth encountered both a shock and the CME driving the shock (shock/CME events). Although CMEs and/or shock disturbances were increasingly the cause of geomagnetic activity as the level of geomagnetic activity increased, many smaller geomagnetic disturbances were unrelated to these events. Further, approximately half of all CMEs and half of all shock disturbances encountered by Earth did not produce any substantial geomagnetic activity as measured by the planetary geomagnetic index K p . The geomagnetic effectiveness of Earth directed CMEs and shock wave disturbances was directly related to the flow speed, the magnetic field magnitude, and the strength of the southward (GSM) field component associated with the events. The initial speed of a CME close to the Sun appears to be the most crucial factor in determining if an earthward directed event will be effective in exciting a large geomagnetic disturbance.
0

Bidirectional solar wind electron heat flux events

J. Gosling et al.Aug 1, 1987
Normally the ≳ 80‐eV electrons which carry the solar wind electron heat flux are collimated along the interplanetary magnetic field (IMF) in the direction pointing outward away from the sun. Occasionally, however, collimated fluxes of ≳ 80‐eV electrons are observed traveling both parallel and antiparallel to the IMF. Here we present the results of a survey of such bidirectional electron heat flux events as observed with the plasma and magnetic field experiments aboard ISEE 3 at times when the spacecraft was not magnetically connected to the earth's bow shock. The onset of a bidirectional electron heat flux at ISEE 3 usually signals spacecraft entry into a distinct solar wind plasma and field entity, most often characterized by anomalously low proton and electron temperatures, a strong, smoothly varying magnetic field, a low plasma beta, and a high total pressure. Significant field rotations often occur at the beginning and/or end of bidirectional heat flux events, and, at times, the large field rotations characteristic of “magnetic clouds” are present. Approximately half of all bidirectional heat flux events are associated with and follow interplanetary shocks, while the other events have no obvious shock associations. When shock associated, the delay from shock passage typically is ∼13 hours, corresponding to a radial separation of ∼0.16 AU. Independent of any shock association, bidirectional heat flux events typically are ∼0.13 AU thick in the radial direction, although considerable variability is evident from one event to another. Near solar activity maximum, bidirectional heat flux events occurred at a rate of ∼3 per month, and the solar wind electron heat flux was bidirectional ∼5% of the time. Bidirectional heat flux events often contain strong out‐of‐the‐ecliptic field components and thus can be effective in producing geomagnetic disturbances. This is particularly true for shock‐associated events where the intrinsically strong fields in the leading portions of the events are amplified by compression in transit from the sun and where strong out‐of‐the‐ecliptic field components resulting from compression and draping of the ambient field are often present within the shocked plasma immediately ahead. Consistent with previous work we interpret the bidirectional heat flux as evidence for a closed field topology in interplanetary space. Further, we suggest that these events are one of the more prominent signatures of coronal mass ejection events in the solar wind at 1 AU.
0

The magnetospheric boundary layer: Site of plasma, momentum and energy transfer from the magnetosheath into the magnetosphere

T. Eastman et al.Nov 1, 1976
Observations with the Los Alamos Scientific Laboratory (LASL) plasma probe and the Goddard Space Flight Center (GSFC) magnetometer on the IMP 6 satellite show that the magnetospheric boundary layer, first identified along the flanks of the magnetosphere, is also present at the magnetosphere's sunward surface. The magnetic field lines in this sunward sector of the boundary layer are closed, and the plasma flow has a component transverse to the field. These observations suggest that the boundary layer is a site of continual transfer of plasma, momentum and energy from the magnetosheath to the magnetosphere. These transfer processes supply plasma and magnetic field to the magnetotail. Also, they produce, indirectly, the dawn‐to‐dusk electric field across the polar cap, the field‐aligned currents that border the dayside polar cap, and the soft particle fluxes that characterize the cleft precipitation, including recently reported dawn‐dusk asymmetries of these fluxes. Magnetosheath plasma directly enters the outer few hundred to few thousand kilometers of the magnetosphere's surface to form the boundary layer. There it is enabled to flow across the magnetic field (and approximately parallel to the magnetosphere's surface) by becoming electrically polarized. Leakage of the polarization charge along magnetic field lines to the earth produces the dayside high latitude effects mentioned above. The polarizing current flowing across the boundary layer interacts with the magnetic field to oppose the boundary layer plasma flow, taking up its momentum. In this way the magnetic field lines are pulled downstream. The process described here is independent of the interplanetary magnetic field (IMF) and thus may constitute the principal transfer mechanism during prolonged periods of northward IMF when the magnetosphere is very quiet. It is not clear how the effects of southward IMF are superposed on this process.
0
Citation442
0
Save
0

Electron velocity distributions near the Earth's bow shock

W. Feldman et al.Jan 1, 1983
A survey of two‐dimensional electron velocity distributions, ƒ( V ), measured near the earth's bow shock using Los Alamos/Garching plasma instrumentation aboard ISEE 2 is presented. This survey provides clues to the mechanisms of electron thermalization within the shock and the relaxation of both the upstream and downstream velocity distributions. First, near the foreshock boundary, fluxes of electrons having a power law shape at high energies backstream from the shock. Although most often they appear as a monotonically decreasing extension of solar wind distributions in the backward hemisphere along the magnetic field direction, , they occasionally appear as a resolved peak in energy. Within the interior of the foreshock, in addition to the hot, isotropic electrons at higher energies, field‐aligned depressions in ƒ( V ) are observed at the lowest energies ( E ≲ 15 eV) and twin angular peaks centered on are observed at intermediate energies (15 eV ≲ E ≲ 45 eV). Such distributions are associated closely with 1‐Hz whistler waves. Second, within the shock, cuts through ƒ( V ) along ƒ( V ∥ ), often show single maxima offset toward the magnetosheath by speeds comparable to, but larger than, the upstream thermal speed. When sequences of such distributions are observed in a single shock transition, offset speeds increase and peak heights of ƒ( V ∥ ) decrease with increasing penetration toward the downstream (magnetosheath) side. Third, magnetosheath distributions generally have flat tops out to an energy, E 0 , with maxima substantially lower than that in the solar wind. Occasionally, cuts through ƒ(V) along show one and sometimes two small peaks at the edge of the flat tops making them appear concave upward. The magnetosheath distributions often have strong angular anisotropies which depend on energy. For energies less than E 0 , ƒ( V ∥ ) > ƒ( V ⊥ ) at constant E , whereas for E > E 0 , ƒ( V ∥ ) < ƒ( V ⊥ ). The electron distributions characteristic of these three regions are interpreted as arising from the effects of macroscopic (scale size comparable to or larger than the shock width) electric and magnetic fields and the subsequent effects of microscopic (scale size small in comparison with the shock width) fields. In particular, our results suggest that field‐aligned instabilities are likely to be present in the earth's bow shock.
0
Paper
Citation423
0
Save
0

Lion roars and nonoscillatory drift mirror waves in the magnetosheath

B. Tsurutani et al.Aug 1, 1982
A complete set of ISEE plasma wave, plasma, and field data are used to identify the plasma instability responsible for the generation of extremely low frequency (ELF) electromagnetic lion roars. Lion roars detected close to the magnetopause are generated by the cyclotron instability of anisotropic ( T ⊥ − / T ∥ − ≃ 1.2) thermal electrons when the local plasma critical energy, E M = B ²/8π N , falls to values ( E M ∼ 10–30 eV) close to or below the electron thermal energy, 25 eV, as a result of decreases in B . A companion theoretical paper, Thorne and Tsurutani (1981), demonstrates that the convective growth rates of lion roars under these conditions is greater than 100 dB R E −1 . The lion roars are terminated by increases in the ambient magnetic field magnitude and consequential increases in E M to values greater than 100 eV. Because there are few resonant particles at these high energies, the growth rate decreases by 3 orders of magnitude and measurable growth ceases. The value of the absolute upper limit of the frequency of unstable waves predicted by theory, ω max = A − Ω − /( A − + 1), is compared with observations. The predictions and observations are found to be in general, but not exact, agreement. Several possible explanations are explored. The quasi‐periodic, ∼20‐s magnetic and plasma oscillations which cause the variations in E M and hence alternately drive the cyclotron waves unstable and then stable are also investigated. The plasma and field pressures are shown to be out of phase, while the total pressure (electron + ion + field) remains relatively constant. Most of the pressure is associated with the particle thermal motion. The large 2∶1 variations in field strength cause large oscillations in β (8π P / B ²), from β = 1–2 at field maximum to β = 10–25 at field minimum. Analysis of the high‐resolution magnetic fields at the two closely separated spacecraft, ISEE 1 and 2, rule out the possibility that these field and plasma oscillations could be due to magnetopause motion. Cross‐correlation analyses of the magnetic fields at the two spacecraft and the time delays for maximum correlation are shown to be consistent with the magnetic structures being quasi‐static in nature. The temporal variations of the plasma and fields are due to spatial structures convecting past the spacecraft at the magnetosheath flow speed. The quasi‐periodic structures are ∼20 proton gyroradii in scale in the plasma rest frame. Magnetic structures with similar scale lengths are also shown to exist in the magnetosheaths of Jupiter and Saturn (Pioneer 11 data). The results are consistent with the interpretation that these magnetohydrodynamic structures are nonoscillatory ‘waves’ generated by the drift mirror instability. The condition for instability, β ⊥ /β ∥ > 1 + (1/β ⊥ ), is met for the cases studied in this paper. The electron and ion instabilities are intimately coupled. The generation of high β (>10), low critical energy ( E M = 10–30 eV) regions by the drift mirror instability leads to the electrons becoming cyclotron unstable. The consequential whistler mode lion roars can then be ducted by the enhanced‐density, low‐field regions. Thus lion roar durations may not represent the propagation time for an electromagnetic wave packet travelling at the group velocity, but may correspond to the convection of a magnetosheath duct (drift mirror wave) past the spacecraft. The cyclotron and drift mirror instabilities occurring in the magnetosheath are natural relaxation processes that reduce the plasma pressure anisotropies created by preferential heating of the solar wind plasma as it passes through the bow shock and the further compression that takes place as the plasma and fields approach the near‐subsolar magnetopause. One consequence of the onset of the instabilities and isotropization of the plasma is the enhanced expulsion of the plasma along field lines toward the flanks of the magnetosheath. It remains to be determined if this mechanism is a general process of ‘plasma removal’ from planetary magnetosheaths. Furthermore, the presence of nonoscillatory drift mirror waves and the convection of these structures to the magnetopause may have important consequences for magnetic merging. The alternating high and low β regions and the ( T ⊥ > T ∥ ) plasma temperature anisotropies may lead to patchy, sporadic reconnection.
Load More