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.

Observations at high temporal resolution of the frontside magnetopause and plasma boundary layer, made with the Los Alamos Scientific Laboratory/Max‐Planck‐Institut, Institut für Extraterrestrische Physik, fast plasma analyzer on board the Isee 1 and 2 spacecraft, have revealed a complex quasi‐periodic structure of some of the observed boundary layers: cool tailward streaming boundary layer plasma is seen intermittently, with intervening periods of hot tenuous plasma which has properties similar to the magnetospheric population. While individual encounters with the boundary layer plasma last only a few minutes, the total observation time may extend over 1 hour or more. One such crossing, at 0800 hours local time and 40° northern GSM latitude, is examined in detail, including a quantitative comparison of the boundary layer entry and exit times of the two spacecraft. The data are found to be compatible with a boundary layer that is always attached to the manetopause but where the layer thickness has a large‐scale spatial modulation pattern which travels tailward past the spacecraft. Included are periods when the thickness is essentially zero and others when it is of the order of 1 R E . The duration of these periods is highly variable but is typically in the range of 2–5 min, corresponding to a distance along the magnetopause of the order of 3–8 R E . The observed boundary layer features include a steep density gradient at the magnetopause, with an approximately constant boundary layer plasma density amounting to about 25% of the magnetosheath density, and a second abrupt density decrease at the inner edge of the layer. It also appears that the purely magnetospheric plasma is occasionally separated from the boundary layer by a halo region in which the plasma density is somewhat higher, and the temperature somewhat lower, than in the magnetosphere. A tentative model is proposed in which the variable boundary layer thickness is produced by the Kelvin‐Helmholtz instability of the inner edge of the layer and in which eddy motion provides effective mixing within the layer.

The temporal relationship between the solar wind and magnetospheric activity has been studied using 34 intervals of high time resolution IMP 8 solar wind data and the corresponding AL auroral activity index. The median values of the AL index for each interval were utilized to rank the intervals according to geomagnetic activity level. The linear prediction filtering technique was then applied to model magnetospheric response as measured by the AL index to the solar wind input function VB s . The linear prediction filtering routine produces a filter of time‐lagged response coefficients which estimates the most general linear relationship between the chosen input and output parameters of the magnetospheric system. It is found that the filters are composed of two response pulses speaking at time lags of 20 and 60 min. The amplitude of the 60‐min pulse is the larger for moderate activity levels, while the 20‐min pulse is the larger for strong activity levels. A possible interpretation is that the 20‐min pulse represents magnetospheric activity driven directly by solar wind coupling and that the 60‐min pulse represents magnetospheric activity driven by the release of energy previously stored in the magnetotail. If this interpretation is correct, the linear filtering results suggest that both the driven and the unloading models of magnetospheric response are inportant facets of a more comprehensive response model.

Vela satellite observations of electrons and protons with E > 100 ev have shown that a sheet of plasma with enhanced energy density stretches across the earth's magnetotail from the dusk to the dawn boundaries of the magnetosphere. The plasma has been observed at geocentric distances between 15.5 and 20.5 earth radii; this plasma sheet probably extends from the night-side termination of the radiation belt to beyond 31 RE in the antisolar direction. Near the midnight meridian at ∼17 RE the sheet is often ∼4–6 RE thick, while toward the dusk and dawn boundaries the sheet flares out to about twice that thickness. The plane of symmetry of the sheet lies above or below the solar magnetospheric equatorial plane depending on whether the geomagnetic dipole axis tilts toward or away from the sun. The plasma is located in the vicinity of the ‘neutral sheet’ region of magnetic field reversal; inside the plasma sheet the measured kinetic energy densities of the electrons are comparable to the expected magnetic field energy densities, while outside the sheet the kinetic energy densities are much lower. The energy spectrums are quasi-thermal in character, having average energies extending from ∼200 ev to above 12 kev; omnidirectional fluxes extend to above 109 cm−2 sec−1. Both rapid (100–200 sec) and slower changes occur in the average energies of the plasma sheet electrons, resulting in large variations in the flux of energetic electrons (E > 45 kev). The plasma sheet boundaries, which are frequently in motion, are clearly defined by large changes in the electron flux. The average energy of the electron population is higher on the dawn side of the magnetotail than the dusk side, resulting in a more frequent appearance of energetic electrons on the dawn side.

Various theories regarding the magnetotail are reviewed and discussed. These include the work of Dungey (1961) and Eastman et al., (1976) regarding the generation of the magnetotail, Frank et al., (1976) concerning the so-called magnetotail fireball and its characteristics, and Hones et al., (1976 and 1976a) on the formation of a neutral line across the near-earth plasma sheet near the substorm onset. A detailed discussion of a fireball encounter during 0900-1400 UT in April 1974 is presented, noting plasma and magnetic phenomena observed, and magnetic records from the earth. A critique is made by Hones of the interpretation of this fireball made by Frank et al. In an accompanying reply, Frank et al. comment on the observations made by Hones, with attention to the most evident discrepancy between the two theories, i.e., the generation of large closed magnetic loops in the plasma sheet during magnetic substorms.