As the solar wind reaches Mercury it interacts with the planet’s magnetic field slowing down, forming a bow shock in front of the planet and diverting the flow around it. Along with the solar wind comes the interplanetary magnetic field, an extension of the sun’s magnetic field. The interaction between the bow shock and the interplanetary magnetic field impacts the behaviour of the plasma both up- and downstream of the bow shock. An important factor is the angle between the normal to the bow shock surface and the interplanetary magnetic field, θ_BN. The angle can be divided into two categories: quasi-parallel for when θ_BN < 45° and quasi-perpendicular for θ_BN > 45°. It is expected for a quasi-parallel configuration to have stronger fluctuations in both the solar wind upstream of the bow shock and in the magnetosheath downstream caused by reflected particles backstreaming into the solar wind. Quasi-perpendicular configurations are expected to have less fluctuations in both regions due to fewer solar wind particles being reflected back. In this thesis this connection is investigated at the bow shock at Mercury using magnetic field data from the MESSENGER mission. By looking at the data when the spacecraft travels through the thin bow shock the local θ_BN angle can be calculated. The fluctuation level is then calculated as the standard deviation of the magnetic field in a 30 second period upstream and downstream of the crossing. The results found are unexpected as the correlation between θ_BN and the fluctuation levels are weaker and more uniformly distributed than expected compared to similar studies conducted at Earth using the Cluster satellites. This is most likely due to the smaller spatial scale of the Hermean system: the structures perpendicular to the interplanetary magnetic field of upstream activity, such as SLAMS, cover a greater proportion of the bow shock than at Earth allowing them to extend over into neighbouring regions of different θ_BN values, giving a more uniform distribution of the fluctuation levels.

När solvinden når Merkurius växelverkar den med planetens magnetfält och solvinden saktas ned och avledes till att flöda kring planeten. Då solvinden decelereras formas en chock framför planeten, bogchocken. Tillsammans med solvinden kommer det interplanetära magnetfältet, som är en förlängning av solens magnetfält. Växelverkan mellan bogchocken och det interplanetära magnetfältet påverkar plasmat både upp- och nedströms från bogchocken. En viktigt faktor är vinkeln mellan normalen till bogchocken och det interplanetära magnetfältet, θ_BN . Bogchocken kan delas in i två kategorier: kvasi-parallell då θ_BN < 45° och kvasi-vinkelrät då θ_BN > 45°. Vid kvasi-parallella förhållanden förväntas starkare fluktuationer i magnetfältet både uppströms i solvinden och nedströms i magnetskiktet, orsakat av reflekterade partiklar som färdas in i den inkommande solvinden. Kvasi-vinkelräta förhållanden förväntas ha mindre fluktuationer då färre partiklar reflekteras. I den här uppsatsen undersöks kopplingen vid Merkurius bogchock med data från rymdsonden MESSENGER. Genom att använda data då rymdsonden färdas igenom den tunna bogchocken kan det lokala värdet på θ_BN uträknas. Fluktuationsnivåerna räknas ut som standardavvikelsen av magnetfältet under en 30 sekundersperiod uppströms och nedströms från korsningen. Resultaten är ej som förväntade då kopplingen mellan θ_BN och fluktuationsnivån är mycket svagare och jämnt fördelade än förväntat, baserat på resultat från jorden från Cluster-satelliterna. Den mest troliga förklaringen är att Merkurius och dess bogchock är mindre än jordens: de strukturerna som är vinkelräta till det interplanetära magnetfältet hos uppströmsfenomen, t.ex SLAMS, täcker då en större proportion av bogchocken än vid jorden vilket tillåter dem att sträcka sig in i närliggande regioner med annorlunda θ_BN värden, vilket ger en mer jämn utbredning av fluktuationsnivåerna.