ISBN (PDF)

Transkriptio

1 Suomen avaruustutkijoiden XI kansallinen COSPAR-kokous FinCOSPAR Korpilampi Ohjelma ja abstraktit Toim. Markku Poutanen ja Heli Suurmäki COSPARin kansalliskomitea Geodeettinen laitos Kansainvälinen polaaritutkimuksen vuosi / International Polar Year

2 Lokakuun 4. päivä 2007 tulee kuluneeksi tasan 50 vuotta ensimmäisen Maata kiertävän satelliitin, Sputnikin lähettämisestä. Tänä vuonna on kulunut myös 50 vuotta edellisestä kansainvälisestä geofysiikan vuodesta, josta syystä nyt vietetään kansainvälistä polaaritutkimuksen vuotta. Kokouksen erityisteemoina ovat kansainväliseen polaarivuoteen liittyen kaukokartoitus ja Maata tutkivat ja kartoittavat satelliitit. Lisäksi toivotaan sekä suullisia että posteriesityksiä mm. suomalaisten panoksesta planeettaluotaimissa, sekä yleensä avaruustutkimukseen ja tähtitieteeseen liittyvistä aiheista. Kokouksen yhteydessä järjestetään yhteistyössä Tekesin ja Suomen Akatemian kanssa Suomen avaruustutkimuksen strategiaa käsittelevä keskustelutilaisuus. FinCOSPAR 2007-kokouksen järjestelyistä vastaavat Geodeettinen laitos ja COSPARin kansalliskomitea. Järjestelytoimikuntaan kuuluvat Markku Poutanen (pj, GL), Eero Ahokas (GL), Juhani Huovelin (HY), Hannu Koskinen (IL/HY), Sini Merikallio (IL), Jouni Pulliainen (IL), Heli Suurmäki (GL) ja Jenni Virtanen (GL). ISBN (PDF)

3 FinCOSPAR 2007 Hotelli Korpilampi, Torstai :00-11:00 Ilmoittautuminen, tulokahvit ja posterien ripustus Sessio I. Puheenjohtaja Markku Poutanen 11:00-11:05 Kokouksen avaus 11:05-11:45 Jussi Tuovinen: Planck-luotain 11:45-12:15 Hannu Karttunen: 50 vuotta Sputnikista 12:15-13:15 lounas Sessio I (jatkuu). Puheenjohtaja Markku Poutanen 13:15-13:45 Risto Pellinen: Suomen avaruustutkimuksen historiaa 13:45-14:15 Juhani Huovelin: Suomalaisia instrumentteja Merkuriukseen BepiColombo-luotaimella 14:15-14:45 Kalevi Mattila: Kolme vuotta ESO-jäsenyyttä 14:45-15:00 kahvi Sessio II. Puheenjohtaja Hannu Koskinen 15:00-16:45 Avaruusfoorumi; keskustelu Suomen avaruustutkimusstrategiasta Sessio III. Puheenjohtaja N.N. 17:00-18:00 Posterien suullinen esittely (á 2 min.), postereihin tutustuminen ja vapaata keskustelua 18:30- Illallinen Perjantai Sessio IV. Puheenjohtaja Kirsti Kauristie 09:00-09:30 Markku Poutanen: Satelliittigeodesian vallankumous 09:30-10:00 Mirjam Bilker-Koivula, Jenni Virtanen, Heikki Virtanen, Jaakko Mäkinen: Gravity field models from dedicated gravity satellite missions 10:00-10:20 Eero Ahokas, Sanna Kaasalainen, Juha Hyyppä, Harri Kaartinen, Antero Kukko: Laserkeilauksen uusia menetelmiä 10:20-10:40 Jouni Peltoniemi, Juha Suomalainen, Eetu Puttonen, Teemu Hakala: Very basic measurements of optical remote sensing science 10:40-11:00 kahvi Sessio V. Puheenjohtaja Karri Muinonen 11:00-11:30 Kirsti Kauristie, Richard Harrison, Allan Weatherwax, Rami Vainio, IHY and ICESTAR Teams: Finnish space research activities within IPY 11:30-11:50 Noora Partamies, Mikko Syrjäsuo, Kirsti Kauristie: Revontulien värikuvaus 11:50-12:10 Pekka Janhunen: Electric sail: possible breakthrough propulsion technology for many types of deep-space missions

4 12:10-12:30 Marko Aittola, Jouko Raitala, Petri Kostama, Terhi Törmänen, Teemu Öhman, Jarmo Korteniemi, Hanna Lahtela, Matias Hyvärinen, Toni Kainu: Eurooppalaiset luotainhankkeet ja planeettojen pinnan tutkimus 12:30-13:30 lounas Sessio VI. Puheenjohtaja Jenni Virtanen 13:30-14:00 A.-M. Harri, R. Pellinen, M. Uspensky, J. Polkko, V. Linkin, A. Lipatov, H. Savijärvi, V. Vorontsov, A. Ivankov: MetNet atmospheric science network for Mars 14:00-14:20 Walter Schmidt, Ari-Matti Harri, Henrik Kahanpää, Mark Paton, Jouni Polkko, Janne Kauhanen, Hannu Savijärvi: Mars Phoenix Lander: Finnish MET-Sensor and landing site simulation 14:20-14:40 Karri Muinonen, Jani Tyynelä, Evgenij Zubko, Gorden Videen, Yurij G. Shkuratov: Single-scattering mechanism for asteroid negative polarization and opposition brightening 14:40-15:00 Mikael Granvik, Karri Muinonen: Linking scarce asteroid astrometry at discovery and over apparitions 15:00-15:20 Juri Poutanen, Boris Stern: Efficient deceleration of relativistic jet in active galaxies via photon breeding mechanism 15:20-15:40 Petri Mutka: Dark Matter Haloes and Strong Gravitational Lensing 15:40 päiväin päätös Posterit: Marja Annala, Juri Poutanen: Constraints of parameters in the radiation models of x-ray pulsars Kalle Huttunen_Heikinmaa, Eino Valtonen: Particle acceleration in interplanetary shocks: SOHO/ ERNE observations in Riku Järvinen, Esa Kallio, Ilkka Sillanpää, Pekka Janhunen: Aurinkotuulen aiheuttama hiukkaspako Venuksen ilmakehästä Tomas Kohout, Tiiu Elbra, Lauri J. Pesonen: Physical properties of meteorites and applications in space research Timo Laitinen: Modeling the frequency dependence of MHD turbulence Sini Merikallio, Ari-Matti Harri: Suomen avaruustutkimusseura Dagmara Oszkiewicz, Karri Muinonen, Mikael Granvik, Jenni Virtanen: Asteroid orbits from Markov- Chain Monte-Carlo ranging Hannu Parviainen, Jyri Näränen, Karri Muinonen: Planetary Soft X-Ray Spectroscopy: Effects of Regolith Properties Jens Pomoell, Rami Vainio: Shock Structure of Flare/CME Event in the low Corona Eetu Puttonen, Juha Suomalainen, Jouni Peltoniemi, Teemu Hakala: Polarization and reflectance properties of urban surfaces as remote sensing calibration targets Marianna Ridderstad, Mika Juvela: 3D modeling of the high-latitude cloud L1780 Arto Sandroos, Rami Vainio: Shokkikiihdytys ja Auringon korkeaenergiset hiukkaset Juha Suomalainen, Teemu Hakala, Jouni Peltoniemi, Eetu Puttonen: Finnish Geodetic Institute Field Goniospectrometer (FIGIFIGO): a device for multi-angular reflectance measurements Johanna Torppa, Karri Muinonen: Asteroidien muotojen luonnehdinta ja statistiikka Pekka Verronen, Annika Seppälä, Erkki Kyrölä, Johanna Tamminen, Herbert M. Pickett, Esa Turunen: Mesospheric Production of Odd Hydrogen and Loss of Ozone During the January 2005 Solar Proton Event

5 Laserkeilauksen uusia menetelmiä ja algoritmeja Eero Ahokas, Sanna Kaasalainen, Juha Hyyppä, Harri Kaartinen ja Antero Kukko Geodeettinen laitos, Geodeetinrinne 2, Masala Geodeettisessa Laitoksessa tutkitaan aktiivisesti laserpohjaisia kaukokartoitusmenetelmiä. Kaukokartoituksen ja fotogrammetrian osasto on kehittänyt uusia menetelmiä laserkeilauksen mittaustekniikkaan sekä lentokoneesta että maasta käsin tehtävissä mittauksissa. Lisäksi olemme kehittäneet menetelmiä tulosten automaattiseen analysointiin ja kohteiden luokitteluun. Laitos on toiminut EuroSDR:n Building Extraction ja Tree Extraction -projektien koekeskuksena. Olemme myös julkaisseet uudentyyppisen kalibrointimenetelmän laserkeilauspohjaiseen kirkkausmittaukseen, joka perustuu maassa käytettäviin siirrettäviin kirkkausstandardeihin. Kehitystyön tuloksena laserkeilauksen data-aineistosta on saatavana entistä enemmän ja tarkempaa tietoa kohteiden pintamalleista ja kirkkaudesta. Kuva 1. Maalaser FARO ja kirkkausstandardit laboratoriossa. (Kuva H. Hyyppä) Kuva 2. Sorien heijastuskoejärjestely lentokonekeilausta varten Espoonlahdessa. (Kuva H. Hyyppä)

6 Eurooppalaiset luotainhankkeet ja planeettojen pinnan tutkimus Marko Aittola, Jouko Raitala, Petri Kostama, Terhi Törmänen, Teemu Öhman, Jarmo Korteniemi, Hanna Lahtela, Matias Hyvärinen ja Toni Kainu Fysikaalisten tieteiden laitos, tähtitieteen osasto, Oulun Yliopisto, PL 3000, FIN Oulu Planetologian ryhmä Oulun yliopiston tähtitieteen osaston planetologian ryhmä tekee Mars- ja Venus tutkimusta uusimpiin luotainaineistoihin pohjautuen, sekä on mukana suunnittelemassa uusia luotainhankkeita. Mars-tutkimus: Mars Express Mars Express luotaimen HRSC-kamera jonka tiimissä ryhmämme on mukana CO-I asemassa - tuottaa erinomaista tutkimusaineistoa, jota käytämme työssämme yhdessä NASAn aineistojen kanssa. Mars Expressin monikanavainen (mm. B, R, G, Ir, stereo) HRSC-aineisto mahdollistaa planeetan pinnan monipuolisen analysoinnin sekä auttaa tutkimusta tarjoamalla mahdollisuuden tutkia isoja alueita tarkalla erotuskyvyllä (10-20 metriä) sekä merkittävänä parannuksena aikaisempiin aineistoihin ovat nyt saatavat väri- ja 3D -kuvat. Tämä MEX HRSC -aineistoa hyödyntävä Marsin geoympäristön tutkimus on osa ESAn Mars Express -luotaimen konsortion yhteistyötä. Tutkimme Marsin geologiaa, ilmastoa ja ympäristömuutoksia. Työ syventää uusimpia tutkimustuloksia (mm. Neukum et al., 2004) antaen tietoa Marsin paleo-ympäristön piirteistä, kehityksestä ja muutoksista: a) veden merkityksestä eri aikoina; b) muutoksista veden aktiivisuudessa ja määrässä; c) geologisten tapahtumien merkityksestä; ja d) geoympäristön tapahtumien ajoittumisesta ja seurauksista sekä paikallisesti että globaalisti. Tulokset (mm. Korteniemi et al. 2005; Ivanov et al., 2005; Öhman et al. 2006) auttavat ymmärtämään Marsin ympäristön ja ilmaston vuorovaikutusta pinnan geologisten muodostumien kehityksessä ja löytämään muutosten syitä. Tulokset antavat tärkeää lisätietoa myös muiden maankaltaisten planeettojen ympäristömuutosten syihin. Venus-tutkimus: Venus Express ja EVE Venus-tutkimuksessa käytämme NASAn Magellan aineiston ohella uutta Venus Express aineistoa, jonka Virtis kameran työryhmässä olemme mukana. Instrumentti on tarkoitettu lähinnä ilmakehätutkimukseen, mutta Virtiksen infrapunakanavat (1.02µm, 1.10µm ja 1.18µm) tarjoavat myös äärimmäisen tärkeää tietoa planeetan pinnan lämpötilasta ja jopa mahdollisesta vulkaanisesta aktiivisuudesta. Tähän mennessä instrumentin avulla on kyetty saamaan aineistoa jo lähes koko eteläiseltä pallonpuoliskon alueelta (Helbert et al., 2007). Näitä saatavilla olevia tutka- ja infrapuna -aineistoja hyödyntäen analysoimme Venuksen pinnan piirteiden ja erityisesti vulkaanis-tektonisten rakenteiden aktiivisuutta ja mahdollisesti yhä jatkuvaa vulkaanista toimintaa (mm. Aittola ja Kostama 2002; Kostama ja Aittola 2005; Aittola et al 2007). Jatkotutkimuksia varten olemme laatineet globaalin luettelon näistä rakenteista ja analysoimme niiden kehityshistoriaa, suhdetta muihin vulkaanisiin keskuksiin sekä roolia planeetan lämpöhäviössä.

7 Työ Venuksen tuliperäisten rakenteiden, tulivuoritoiminnan ja lämpöhäviön osalta tehdään uutta VEX-VIRTIS aineistoa hyödyntäen kansainvälisenä yhteistönä. Tämä tarjoaa aivan uuden mahdollisuuden arvioida naapuriplaneettamme vulkaanista menneisyyttä, nykytilaa - ja ehkä myös tulevaisuutta. Olemme mukana myös kansainvälisessä European Venus Exploration (EVE) projektissa, joka tähtää eritoten tutkimuspallojen sekä lasketumisalusten saamiseen planeetan pinnalle ja kaasukehään, joista erityisesti pinnan sekä alemman kaasukehän koostumus ja rakenne ovat olleet aikaisempien luotaimien tavoittamattomissa. Projektissa ovat Eurooppalaisten kumppaneiden lisäksi vahvasti mukana myös Venäjä (laukaisu sekä laskeutumisalukset) sekä Japani (alakaasukehää tutkivat pallot). Ryhmämme on ollut alusta lähtien tiivisti mukana suunnittelemassa luotaimen potentiaalisia laskeutumialueita sekä määrittelemässä tarvittavaa instrumentaatiota ja jatkamme toimintaamme ryhmässä CO-I -asemassa. Muut projektit ja yhteistyöhankkeet Edellä mainittujen lisäksi menneillään olevia hankkeita ovat aineistoja tutkimus-, opetusja julkisuuskäyttöön tarjoavan pohjoismaisen planeetakuva-arkiston (Nordic Regional Planetary Image Facility) ylläpitäminen ja kehittäminen yhteistyössä NASAn kanssa. Tämän lisäksi ryhmämme on mukana tutkijakoulutusohjelmissa IRSPS (International Research School of Planetary Sciences) sekä NIR (Network on Impact Research). Nämä antavat mahdollisuuden opiskelijoiden sekä tutkijoiden kansainväliseen tiiviiseen yhteistyöhön planeettojen ja törmäyskraattereiden tutkimuksessa. Viitteet: Aittola, M., V.-P. Kostama (2002): Chronology of the formation process of Venusian novae and the associated coronae. Journal of Geophysical Research (Planets), Volume 107, Issue E11, pp. 22-1, CiteID 5112, DOI /2001JE Aittola, M., Öhman, T., Leitner, J.J. and Raitala J. (2007): Venusian polygonal impact crater. Earth, Moon and Planets, DOI /s Helbert J., N. Müller, L. Marinangeli, G. Hashimoto, P. Kostama, G. Piccioni, P. Drossart and the VIRTIS on VEX team (2007): Exploring the surface of Venus with VIRTIS on VenusExpress. European Planetary Science Congress 2007 Berlin, Germany, August 2007, EPSC2007-A Ivanov, M.A., J. Korteniemi, V.-P. Kostama, M. Aittola, J. Raitala, M. Glamoclija, L. Marinangeli, G. Neukum and the HRSC Co-Investigator Team (2005): Major episodes of the hydrologic history in the region of Hesperia Planum, Mars. Journal of Geophysical Research, Volume 110, Issue E12, CiteID E12S21. Korteniemi, J., V.-P. Kostama, M. Aittola, T. Öhman, T. Törmänen, H. Lahtela, J. Raitala, G. Neukum and the HRSC Co-Investigator team (2005): The complex geology of two large impact craters in Terra Tyrrhena, Mars: Detailed analysis using MEX HRSC-camera data. Journal of Geophysical Research - Planets, Vol. 110, E12S18, doi: /2005je Kostama, V.-P., M. Aittola (2004): Arcuate graben of Venusian volcano-tectonic structures: The last phase of tectonic activity? Astronomy and Astrophysics, v.428, p Neukum, G Jaumann, R., Hoffmann, H., Hauber, E., Head, J. W., Basilevsky, A. T., Ivanov, B. A., Werner, S. C., van Gasselt, S., Murray, J. B., McCord, T.; HRSC Co- Investigator Team (2004): Recent and episodic volcanic and glacial activity on Mars revealed. Nature, Volume 432, Issue 7020, pp Öhman, T., M. Aittola, V.-P. Kostama, J. Raitala (2006): Polygonal impact craters in Argyre Region, Mars: Evidence for influence of target on the final crater morphology. Meteoritics & Planetary Science vol. 41, no. 8, p

8 Constraints of parameters in the radiation models of X-ray pulsars Marja Annala 1 and Juri Poutanen 1 1 Astronomy Division, Department of Physical Sciences, Oulun Yliopisto, Finland maannala@paju.oulu.fi We study light curves of 88 X-ray pulsars, which are mainly in high-mass X-ray binary systems. Light curves are classified according to the number of pulses seen in one period, usually dividing them into two different classes, single- and double-peaked. Comparing the probabilities of having certain number of pulsars in a single- or double-peaked classes with the probabilities predicted by different radiation models, one can find restrictions on the parameters of a model. The beam patterns in the models studied are so called pencil and fan beam with different modifications. We present the results conserning two beam patterns, black body and a modified pencil beam. The shape of the light curves depend on the angle between the rotational axis and the observer and the angle between the magnetic and rotational axes. Also the gravitational light deflection must be taken into account because of the relativistic nature of the objects. As well the threshold for detecting a secondary pulse inflicts on the probability to observe peaks in the light curves. The constraints on the parameters have implications for the neutron stars mass-radius relation and their equation of state.

9 Gravity field models from dedicated gravity satellite missions Mirjam Bilker-Koivula, Jenni Virtanen, Heikki Virtanen, Jaakko Mäkinen Geodeettinen laitos, Geodeetinrinne 2, Masala The dedicated gravity satellite missions CHAMP and GRACE have in the recent years considerably improved our knowledge of the Earth s gravity field. Static global models derived from CHAMP and GRACE data show a significant improvement in the longwavelength components of the models compared with pre-champ models. Additionally, GRACE has made it possible to study the temporal variations in the gravity field. GRACE is able to correctly reproduce the main signal and scale of the water storage in the Finnish watershed area Gravity Satellites The first mission CHAMP has been in orbit since CHAMP started at an altitude of about 450 km and is coming slowly down to about 300 km altitude by the end of its lifetime. The satellite s orbit is determined with GPS and an accelerometer on board provides observations to correct for non-gravitational forces. From the satellites orbit and acceleration data the gravity field is derived. CHAMP has contributed to the improvement of the longwavelength part (up to degree and order 90) of the gravity field. The second mission, the satellite-pair GRACE, became operational in The two satellites are during their lifetime slowly coming down from the starting altitude of about 500 km to 300 km. In addition to orbit determination by GPS, the distance between the satellites is accurately measured. Both satellites are also equipped with an accelerometer to correct for non-gravitational forces. GRACE has improved the knowledge of the medium wavelength part (up to degree and order 200) of the gravity field. Additionally, it has become possible to calculate monthly global gravity field models, enabling studies of the temporal variations in the gravity field. The GOCE satellite, to be launched in 2008, will carry a gradiometer on board. It will further improve knowledge on the short-wavelength part of the gravity field. Static gravity field models Since the satellites CHAMP and GRACE have starting to orbit the Earth, many new global gravity field models have become available. The models are provided as coefficients of a spherical harmonic expansion up to a maximum degree and order. Satellite-only models, calculated using only gravity satellite data, go up to degree and order 120 in case of CHAMP and up to degree and order 150 in case of the later GRACE models. In combined models information on the long and medium wavelength part of the gravity field is determined from satellite data and information on the short wavelength part is derived from surface data. These combined models go up to degree and order 360. Bilker-Koivula (2006) gives an overview of the models produced by the CHAMP and GRACE missions. One way to analyse static gravity field models is by comparing geoid heights derived from the models with geoid heights obtained by GPS and levelling. Analysis of gravity field models from the CHAMP and GRACE mission using GPS-levelling data covering Finland and Sweden shows an improvement in the gravity field models at the long and medium long wavelengths (see also Bilker, 2005).

10 Gravity field time series In addition to static global gravity field models, the GRACE mission has made it possible to produce global models covering shorter time spans. Monthly geopotential models are calculated from the GRACE observations at three processing centres: The Center for Space Research of the University of Texas (CSR), the GeoForschungsZentrum Potsdam (GFZ), and the Jet Propulsion Laboratory (JPL). The models are available over a period of more than 4 years. The provided monthly models have been calculated from the GRACE observations using background models for solid earth and ocean tides, pole tide, and atmosphere and oceanic variability. The remaining gravity variations are mainly due to changes in continental water storage and other non-modelled gravity changes such as post-glacial rebound. If we assume that all variations in geopotential are caused by changes in surface mass, mass variations can be directly calculated from the models coefficients. We calculated water equivalent time series for the Finnish watershed area from the GRACE monthly models and compared them with water storage data from the Finnish Watershed Simulation and Forcasting System, WSFS, (Vehviläinen et al., 2005). The comparisons show that GRACE is able to correctly reproduce the main signal and scale of the water storage in the WSFS area (see also Bilker-Koivula et al., 2007, and Virtanen et al., 2007b). Other studies have shown that the GRACE gravity time series for Metsähovi fit well to the time series of the superconducting gravimeter in Metsähovi (see e.g. Virtanen et al., 2007a). Acknowledgements Part of this work is funded by the Academy of Finland, decision numbers , , and The authors would like to thank the Finnish Environment Institute for providing the WSFS models. References Bilker, M. (2005): Evaluation of the new gravity field models from CHAMP and GRACE with GPS-levelling data in Fennoscandia. In: Viljanen, A., Mäntyniemi, P. (Eds.), XXII Geofysiikan Päivät, Helsinki , Geofysiikan Seura, Helsinki, 2005, pp ISBN /ISSN Bilker-Koivula, M. (2006): Global gravity field models from satellite measurements. In: Kukkonen, I., O. Eklund, A. Korja, T. Korja, L. Pesonen, M. Poutanen (Eds.), Lithosphere 2006 Symposium, Espoo, Institute of Seismology, University of Helsinki, report S-46, Helsinki, 2006, pp.1-5, ISBN /ISSN Bilker-Koivula, M., J. Virtanen, H. Virtanen, J. Mäkinen, M. Tervo (2007a): Analysis of GRACE monthly gravity field models using water storage time series. In: Kaila, K., T. Korja (Eds.), XXIII Geofysiikan Päivät, Oulu , Geofysiikan Seura, Oulu, 2007, pp ISSN Vehviläinen, B., M. Huttunen, I. Huttunen (2005). Hydrological forcasting and real time monitoring in Finland: The Watershed Simulation and Forcasting System (WSFS). International conference on innovation advances and implementation of flood forecasting technology, 17 to 19 October 2005, Tromsø, Norway. Virtanen, H., M. Bilker-Koivula, M. Tervo, J. Virtanen, J. Mäkinen (2007a): Suprajohtava gravimetri ja hydrologia. XXIII Geofysiikan Päivät, Oulu , Geofysiikan Seura, Oulu, 2007, pp ISSN Virtanen, J., J. Mäkinen, M. Bilker-Koivula, H. Virtanen (2007b): Itämeren korkeuden vaihtelun vaikutus GRACE-painovoima-aikasarjaan. XXIII Geofysiikan Päivät, Oulu , Geofysiikan Seura, Oulu, 2007, pp ISSN

11 Linking scarce asteroid astrometry at discovery and over apparitions Mikael Granvik 1 and Karri Muinonen 1 1 Observatory, University of Helsinki Currently about 10% of all asteroid astrometry reported to the Minor Planet Center (MPC) belong to single-night observation sets. Similarly, roughly 10 15% of the asteroids that have received a designation by the MPC have been observed only during one apparition. Due to the scarce astrometry, which leads to large ephemeris uncertainties, most of the underlying asteroids have essentially been lost. However, by linking a few of these scarce data sets, the underlying object can be recovered. Due to challenges such as short observational time spans, a small amount of observed positions, astrometric uncertainties, long linking intervals, parallax, and particularly in the future massive amounts of data, the linking task is highly non-trivial. We have developed novel linking methods capable of dealing with the challenges posed both by the short-term linking of single-night astrometry (Granvik and Muinonen 2005) and by the long-term linking of singleapparition astrometry (Granvik and Muinonen 2007). The methods are based on statistical inversion of asteroid astrometry for the probability-density functions of the orbital elements. Through the use of dimensionality-reduction techniques and efficient data structures the methods with a computational complexity of O(n log n), where n is the number of included observation sets. The methods are thus suitable for future large-scale surveys which anticipate a substantial increase in the astrometric data rate. We will present the methods and the key techniques used, with an emphasis on the new long-term linking method. We will also show results obtained for both simulated and real astrometry. The focus will be on the results obtained when searching for linkages among the tens of thousands of real observation sets spanning less than two days. References: Granvik, M. and Muinonen, K Asteroid identification at discovery. Icarus 179, Granvik, M. and Muinonen, K Asteroid identification over apparitions. Submitted to Icarus.

12 METNET atmospheric science network for Mars A.-M. Harri (1), R. Pellinen (1), M. Uspensky (1), J. Polkko (1), V. Linkin (2), A. Lipatov (2), H. Savijärvi (3), V. Vorontsov (4), A. Ivankov (4) (1) Finnish Meteorological Institute, Helsinki, Finland (2) Russian Space Research Institute, Moscow, Russia (3) University of Helsinki, Finland (4) Babakin Space center, Moscow, Russia / Phone ) A new kind of planetary exploration vehicle for Mars is being developed. The MetNet mission to Mars is based on a new semi-hard landing vehicle called Mars Meteorological Lander (MML). The scope of the MetNet Mission is eventually to deploy several tens of MMLs on the Martian surface using inflateable descent system structures. The MML will have a versatile science payload focused on the atmospheric science of Mars. Detailed characterisation of the Martian circulation patterns, boundary layer phenomena, and climatological cycles requires simultaneous in-situ meteorological measurements from networks of stations at the Martian surface. The scientific payload of the MetNet Mission encompasses separate instrument packages for the atmospheric entry and descent phase and for the surface operation phase. For the descent phase an imager, accelerometers and devices for free flow pressure and temperature observations are envisaged. At the Martian surface the MML will take panoramic pictures, and perform measurements of pressure, temperature, humidity, wind direction and speed, as well as atmospheric optical depth. The MetNet prototype has been developed and the critical subsystems have been qualified for Martian environmental and functional conditions. Presently a suborbital test launch is under preparation to test the descent systems of the MetNet. The first mission step in the MetNet Mission is to have a MetNet Precursor Mission with a few MMLs deployed to Mars. The MetNet -type of mission is what the Martian atmospheric science currently needs. Detailed characterization of the Martian atmospheric circulation patterns and climatological cycles requires simultaneous in situ atmospheric observations by a network of stations at the Martian surface. The MetNet mission will provide the logical next mission tool in the field of Martian atmospheric science. 1

13 Particle acceleration in interplanetary shocks: SOHO/ERNE observations in Kalle Huttunen-Heikinmaa and Eino Valtonen Space Research Laboratory, Department of Physics, University of Turku, Turku University 1. Introduction We have statistically studied Energetic Storm Particle (ESP) events observed by SOHO/ERNE between May 1996 and April We first compiled a comprehensive database of interplanetary shocks candidates (606 entries) from published lists and lists available in the internet. We then deduced the magnetohydrodynamic modes of the shock candidates by using solar wind data from WIND, ACE, and SOHO spacecraft, and ranked them according to the quality of the plasma signatures. For the ESP observations, SOHO/ERNE data was used. As for the shock candidates, the observed ESP signals were classified according to the quality of the signatures: intensity enhancements in several energy channels temporally close to the shock passage with no velocity dispersion. 2. Shock and ESP classification A majority of the shock candidates was found to be fast forward shocks (54 %), but also a notable fraction of the candidates (22 %) was judged not to be shocks at all (Figure 1). For 85 % of the fast forward shocks ERNE data were available for the entire shock passage period. # of events % 7 % 11 % 6 % 22 % Low- Quality Medium- Quality High- Quality Fast Forward Fast Reverse Slow Forward Shock type Slow Reverse No Shock (?) Figure 1. The shock types of the database entries. The quality ratings refer to the (subjective) goodness of the plasma parameter (B, V SW, T p, n p ) jumps.

14 It was found that 29 % of the fast forward shocks were clearly associated and 13 % probably associated with high-energy ( MeV/n proton and helium) ESP events. Very weak signals were found for 12 % of the cases and 46 % of the fast forward shocks had no associated high-energy ESPs. A more detailed analysis showed that roughly 40 % of the interplanetary fast forward shocks accelerate ESPs up to energies greater than 1.5 MeV. 3. Solar cycle dependence A clear solar cycle variation was seen in the yearly occurrence frequency of fast forward shocks as well as in the high-energy ESP effectiveness of these shocks (Figure 2). We further studied the proton energy spectra at the time of fast forward shock passage (286 events) and their solar cycle dependence during the seven-year study period. The ESP spectra were compared with reference spectra calculated every day at 12:00 UT in the same manner as the ESP spectra. It was found that the standard power law well fits the spectra and that while ESP spectra are statistically significantly steeper than the reference spectra, the power law factors are larger for the ESP events. FF shocks with ESPs (lines) 90 % 80 % 70 % 60 % 50 % 40 % 30 % 20 % 10 % No. of FF shocks (bars) 0 % Year of study (May 1. - April 30.), Figure 2. Yearly occurrence frequency of interplanetary fast forward shocks (bars) and the fraction of those associated with high energy ESPs (lines). The percentages of association are calculated for the grey bars that represent the fast forward shocks with available ERNE data. Red squares represent the fraction of shocks "clearly" associated with ESPs, and blue diamonds "probably" associated with ESPs. Black thick line with error bars shows the sum of the red squares and blue diamonds. 0

15 Electric sail: possible breakthrough propulsion technology for many types of deep-space missions Pekka Janhunen Finnish Meteorological Institute, Erik Palmenin aukio 1, POB 503, Helsinki Previously known spacecraft propulsion methods are the chemical rocket, the ion engine (electric propulsion) and the solar sail. The chemical rocket can produce its impulsive kick rather fast, but as the amount of fuel required increases as ~ exp(dv/(4 km/s)) where dv is the delta v velocity vector change required for the mission, chemical rockets cannot be used in missions requiring high delta v manoeuvres. The use of chemical rockets is often linked with gravity assist manoeuvres to reduce the required delta v. This, however, induces the programmatic drawback of reducing the number and duration of possible launch windows for the mission. An ion engine is basically a solar or nuclear powered ion accelerator which is not dependent on chemical energy of the propellant. It can thus produce higher delta v, but it requires production of high onboard electric power with good power versus mass ratio. The solar sail is a lightweight solid surface which is pushed by Sun's radiation pressure. Operating it does not require any consumables, but a solar sail with desirable performance is hard to construct and deploy in space. The electric sail (E sail) is a new propulsion invention (Janhunen, 2006) which uses the solar wind push for producing thrust. An E sail spacecraft has a number (~ ) of long (~ km) and thin (~ 20 um) conducting tethers which are kept stretched by rotation. The tethers are kept in a high (~ +20 kv) positive potential so that they repel solar wind protons and thereby capture momentum from them by perturbing their orbits. The potential of the tethers is actively maintained by an onboard solar powered electron gun. Luckily, it turns out that the electron gun needs only modest (~ W) power to compensate for the continuous thermal electron current arriving from the surrounding solar wind plasma. This makes the electric sail concept feasible and attractive from the technical point of view. From the application point of view, it is made attractive by the fact that it could be used to reach (according to numerical estimates) extremely high delta v values in the range km/s. Were this speed range achieved, the outer solar system would become roughly as accessible for small probes as the inner solar system is now, and the firstever mission out of the heliosphere to measure the properties of unperturbed interstellar space would be feasible in a timeframe which is only years and not years as with best existing traditional techniques. On top of this, the electric sail can also be used for more modest missions (such as sample return from asteroids) as a more lightweight and

16 therefore cheaper alternative than traditional techniques. Figure 1. Principle of spinning electric sail. Solar wind protons (SWps) arrive from the left, pushing the charged tethers which are kept straight by rotation. Electrons are expelled from the spacecraft by an electron gun by maintain the charging. According to scientific and engineering analysis performed by us and several groups worldwide, the electric sail should be possible to construct with today's technology, i.e., no further breakthroughs are expected to be needed to meet the unforeseen application possibilities outlined above. Recent efforts include successful bonding of thin wires for tether production. Partial list of collaborators and contributors: Arto Sandroos, Juha Pekka Luntama, Petri Toivanen, Markku Mäkelä, Mikhail Uspensky ym. (FMI), Edward Haeggström, Henri Seppänen, Eija Tuominen, Rami Vainio (UH+HIP), prof. Simo Pekka Hannula, Yossi Ezer, Eero Haimi, Tomi Suhonen (TKK/MAT), prof. Aarne Halme, Tomi Ylikorpi (TKK/AUT), Pasi Tarvainen, Erkki Heikkola, Antti Niemistö (Numerola Oy), prof. Mikhail Zavyalov, prof. Slava Linkin, Pavel Tuyruykanov (IKI, Moscow), Robert Hoyt (Tethers Unlimited Inc.), prof. Giovanni Mengali, Alessandro Quarta (Univ. Pisa), Giovanni Vulpetti (Rome), prof. Giancarlo Genta (Torino), prof. Pierre Rochus, Yvan Stockman (Univ. Liege), Lutz Richer (DLR Bremen), Greger Thornell (ÅSTC, Uppsala), Fredrik Bruhn (ÅAC, Uppsala), prof. Viktor Trakhtengerts (Nizhny Novgorod). More info: References Janhunen, P. (2006): Electric sail for producing spacecraft propulsion, US Patent 11/ pending (filed March 2, 2006). Janhunen, P. and A. Sandroos: Simulation study of solar wind push on a charged wire: basis of solar wind electric sail propulsion, Ann. Geophys., 25, , Janhunen, P., Sähköpurje, aurinkovoimasatelliitit ja energiantuotanto, Arkhimedes 3/2007.

17 Aurinkotuulen aiheuttama hiukkaspako Venuksen ilmakehästä Riku Järvinen, 1 Esa Kallio, 1 Ilkka Sillanpää, 1 and Pekka Janhunen 1 1 Ilmatieteen laitos, PL 503, HELSINKI riku.jarvinen@fmi.fi Sisäisesti magnetoitumattoman Venuksen tiheä ilmakehä ja erityisesti sen johtava yläkerros, ionosfääri, muodostavat tehokkaan esteen magnetoituneen aurinkotuulen etenemiselle. Kohdatessaan ionosfäärin aurinkotuulen virtaus hidastuu ja kiertää planeetan ohi. Samalla aurinkotuulen magneettikenttä kasaantuu planeetan yläilmakehää vastaan päiväpuolella ja kietoutuu planeetan ympäri. Näin Venukselle muodostuu indusoitu magnetosfääri. Aurinkotuuli poimii Venuksen ilmakehän hiukkasia mukaansa. Hiukkasten poiminta on mahdollista alueessa, jossa yläilmakehän ionisoituneet hiukkaset ulottuvat aurinkotuulen virtaukseen. Poiminta tapahtuu, kun aurinkotuulen suhteen lähes paikallaan olevat hiukkaset kiihtyvät magnetoituneen virtauksen sähkökentän vaikutuksesta. Euroopan avaruusjärjestön Venus Express -luotain on tehnyt havaintoja Venuksen plasmaympäristöstä huhtikuusta 2006 alkaen. Plasmatutkimuksen kannalta luotaimen kiinnostavimmat havaintolaitteet ovat hiukkasinstrumentti ASPERA-4, jonka ohjaustietokone ja tietokoneohjelmisto on suunniteltu Ilmatieteen laitoksessa, ja MAG-magnetometri. Venuksen plasmaympäristöä on edellisen kerran tutkittu 1980-luvulla NASAn Pioneer Venus -missiossa. Globaalin mallinnuksen avulla pystytään tulkitsemaan planeettaluotainten havaintoja paenneista hiukkasista ja muodostamaan kokonaiskuva planeetan plasmaympäristöstä. Mallinnus on välttämätön menetelmä, koska yksittäiset luotainhavainnot tuottavat vain lokaalia informaatiota tutkitusta fysikaalisesta systeemistä. Kehittämämme numeerinen plasmasimulaatiokoodi HYB perustuu semikineettiseen hydridimalliin, joka mahdollistaa ionipaon itsekonsistentin mallintamisen. Mallissa ioneja käsitellään kineettisinä hiukkasina Lorentzin voimakentässä: m i dv i dt ja elektroneja varauksen neutraloivana nesteenä: = q i (E + v i B), (1) E + U e B = η a J (2) q α n α + q e n e = 0. (3) α Sähkömagnetismi mallinnetaan Maxwellin yhtälöillä säteilemättömällä rajalla: E = B t (4) B = µ 0 J (5) ( B = 0) (6) ( E = ρ q ɛ 0 ), (7)

18 2 missä lähteenä toimii sähkövirta: J = q i n i V i + q e n e U e. (8) } {{ } i } {{ } neste kineettinen Ionit ja sähkömagnetismi ovat näin ollen mallissa itsekonsistentisti kytkettyjä. Kuvassa 1 on visualisoitu HYB-koodilla laskettu Venus-simulaatio tietyllä ajanhetkellä. Väriskaala esittää plasman hiukkastiheyttä. Aurinkotuuli virtaa simulaatiotilavuu- Kuva 1: Plasman hiukkastiheys Venus-simulaatiossa. teen etuvasemmalta ja planeetan eteen päiväpuolelle on muodostunut iskurintama (bow shock). Yöpuolelle on muodostunut matalan tiheyden magneettinen pyrstö. Iskurintama on päiväpuolella alle planeetan säteen etäisyydellä Venuksen pinnasta, kun tyypillisesti maapallon tapauksessa etäisyys on yli kymmenen sädettä. Tässä simulaatioajossa happipaon nopeus Venuksesta saavuttaa arvon 2, /s, joka on massapakona 58 g/s. Ionipaon nopeus on aurinkotuulen parametrien, Auringon EUV-ionisaation ja ilmakehän rakenteen funktio. Viitteet [1] Jarvinen R., Kallio E., Sillanpää I., Janhunen P. (2007): Hybrid Modelling the Pioneer Venus Orbiter Magnetic Field Observations, Advances in Space Research (submitted manuscript). [2] Kallio, E., Jarvinen, R., Janhunen, P. (2006): Venus-solar wind interaction: Asymmetries and the escape of O + ions, Planetary and Space Science 54 (13-14), [3] Kallio, E., Zhang, T. L., Barabash, S., Jarvinen, R., Sillanpää, I., Janhunen, P., Fedorov, A. (2007): Venusian induced magnetosphere: A case study of plasma and magnetic field measurements on Venus Express mission, Planetary and Space Science Letters (submitted manuscript).

19 Finnish space research activities within IPY Kirsti Kauristie 1, Richard Harrison 2, Allan Weatherwax 3, Rami Vainio 4, IHY and ICESTAR Teams 1Finnish Meteorological Institute, P.O.Box 503, FI-00101, Helsinki, Finland 2 Rutherford Appleton Laboratory, STFC, UK 3Siena College, USA 4University of Helsinki, Finland The IPY project 63 ( Heliosphere Impact on Geospace ) conducts multinational research on solar-generated events which affect the composition and dynamics of the atmosphere in the terrestrial polar areas. This cluster is a collective effort of 29 international consortia which run versatile space research instrumentation in both the Arctic and the Antarctic to support the IPY campaign. The activity is led by two complementary initiatives: the International Heliophysical Year (IHY) programme coordinates the use of spacecraft missions with ground-based observatory instruments to study the Sun s influence on the heliosphere, including effects at the Earth; ICESTAR, endorsed by SCAR (Scientific Council of Antarctic Research), coordinates research on magnetospheric and upper atmospheric responses to solar inputs, with emphases on the networking of ground-based instruments and the study of interhemispheric relationships. Several groups of Cluster 63 have recently installed new instrumentation to the polar regions in order to improve the spatial coverage and resolution and to provide pairs of geomagnetically conjugate observations from both hemispheres. The resulting observations and value-added data products are used together with state-of-the-art models and simulations to improve our quantitative understanding of the near-earth space environment. The scientific goals of Cluster 63 be categorized under the following three main themes: (i) Coupling processes between the different atmospheric layers and their connection with the solar activity: E.g. effects of mid-atmospheric circulation and extreme solar activity on the content of stratospheric ozone and minor constituents, variations of the cosmic ray fluxes above the polar areas and South Atlantic Anomaly, energy transfer from powerful weather fronts to geospace heights and using novel technology for stratospheric magnetic field measurements. (ii) Energy and mass exchange between the ionosphere and the magnetosphere: E.g. multiscale and tomographic studies of ionospheric phenomena (auroral precipitation, convection, turbulence and electron content) as driven by magnetospheric and solar activity, remote-sensing of the radiation belts, and balloon-borne radio soundings of the ionosphere in conjunction with ground stations and satellites. (iii) Inter-hemispheric similarities and asymmetries in geospace phenomena: Science goals as above but under this theme special emphasis is put on using both Arctic and Antarctic observations. In addition to several magnetometer and optical instrument networks bipolar data will be available also from HF-radars, riometers, digital ionosondes, dynasondes, dualfrequency GPS receivers and LEO satellite beacon receivers.

20 Finnish space research has a prominent role in the Cluster 63 activities. The Space Research Unit of Finnish Meteorological Institute (FMI) serves as the primary contact between Cluster 63 and the IPY project office. FMI s Space Research and Earth Observation units together with research groups from the Oulu University have participated also to the scientific work especially under the two first themes described above. Universities of Helsinki and Turku have participated to the IHY work. The presentation will describe Finnish activities in more detail and discuss most interesting scientific findings so far.

21 Physical properties of meteorites and applications in space research Tomas Kohout 1, 2, 3, Tiiu Elbra 1 and Lauri J. Pesonen 1 1 Division of Geophysics, University of Helsinki, Finland Tomas.Kohout@helsinki.fi 2 Department of Applied Geophysics, Charles University in Prague, Prague, Czech Republic 3 Institute of Geology, Academy of Sciences, Prague, Czech Republic Introduction Physical properties of meteorites provide valuable information about the meteorite composition, history and the meteorite parent bodies - asteroids. However, meteorites are rare and often friable material and it is difficult to loan them directly to the laboratory for scientific studies. To increase the existing database of meteorite physical properties a novel mobile laboratory facility fitted in a van was developed at the Division of Geophysics, University of Helsinki in order to make a research tour to several museums and collections in Europe (Fig. 1). The measurements of the physical properties of meteorite samples were done in the presence of the curators using harmless, non-destructive methods. Instruments and methods During the European meteorite research tour the team measured physical properties of over 200 samples. Measurement of bulk physical parameters (magnetic susceptibility, bulk and grain density, porosity and magnetic remanence) was performed. The Hämäläinen TH-1 portable susceptibility meter with large (12 cm) coil was used for susceptibility measurements of unprepared samples. For bulk volume measurements the chemically inert glass beads (20 50 µm in diameter) were used to replace liquids used in traditional Archimedean method. Grain volume was measured by Notari portable air pycnometer working at low pressures. Mass was determined using digital balance always calibrated prior the measurements and magnetic remanence was measured using portable Schoenstedt PSM-1 remanence meter. Figure 1. The European meteorite research tour visited 14 institutions in 8 European countries. Data application and results The results of the project are used to enhance existing database of physical properties of meteorites. The magnetic susceptibility and density show characteristic values for different meteorite classes and can be used for rapid meteorite classification (Fig. 2) (Terho et al.,

22 1993; Rochette et al., 2003; Rochette et al., 2007), identification of mislabeled samples, pairing the samples from meteorite showers and improving the link between meteorite and asteroidal compositions (Fig. 3) E range Magnetic susceptibility (10-8 m3/kg) L range LL range H range Chondrite types E H L LL L/LL E new H new L new LL new L/LL new Bulk density (kg/m3) Figure 2. Magnetic susceptibility vs. bulk density of various ordinary and enstatite chondrite groups. The magnetic susceptibility increases from LL chondrites to L, H and E chondrites. The unweathered meteorites measured in laboratory (grey symbols) and using mobile instrumentation (colored symbols) are displayed. The porosity data shows wide scatter even among meteorites of the same class. There is a trend in porosity showing decrease with the increasing metamorphic degree as well as with level of terrestrial weathering. Other applications include Solar System history studies, data interpretation of planetary and asteroid space missions, future sample return research and asteroid mitigation efforts. For more information visit Figure 3. The composition of Bjurböle L/LL4 meteorite (left) is in close mach to the Itokawa asteroid (right) which was recently visited by Hayabusa space probe. Acknowledgements This work would not be possible without help of Petr Schnabl, Stanislav Slechta and staff from participating institutions. The project was financially supported by the Academy of Finland, Sohlberg Delegation and Väisälä Foundation grants References Terho M., Pesonen L.J., Kukonen I.T., Bukovanska M. (1993): The Petrophysical Classification of Meteorites. Studia Geophysica et Geodaetica, vol. 37, Rochette P., Sagnotti L., Bourot-Denise M., Consolmagno G., Folco L., Gattacceca J., Osete M. L., and Pesonen L. (2003): Magnetic classification of stony meteorites: 1. Ordinary chondrites. Meteoritics & Planetary Science, vol. 38, Rochette P., Gattacceca J., Bonal L., Bourot-Denise M, Chevrier V, Clerc J.-P., Consolmagno G., Folco L., Gounelle M., Kohout T, Pesonen L.J., Quirico E., Sagnotti L. ans Skripnik A. (2007): Magnetic Classification of Stony Meteorites: 2. Non-Ordinary Chondrites. Meteoritics & Planetary Science, under review.

23 Modeling the frequency dependence of MHD turbulence Timo Laitinen 1 Physics Department, FI Turku University timo.laitinen@utu.fi The heliospheric turbulence has a very central role in defining the environment for the solar energetic particles. As a significant energy source, the sun-originated fluctuating magnetic fields are believed to be the main driver for the heating and acceleration of the solar wind, and thus are the main agent for the defining the whole heliosphere. The energetic particles themselves also experience changes due to the turbulence, on their energy and propagation path, as they start their voyage from the ambient thermal plasma population near the sun, to be observed near the Earth with up to relativistic energies. The current modeling efforts of the turbulence are concentrated on low frequency turbulence, as the MHD turbulence is believed to be strongly anisotropic and lack significant energy transfer in frequency (parallel wavenumbers). The interactions of the turbulence with particles, however, take place on wider range of frequencies, up to the proton cyclotron frequency, and particularly the phenomenological turbulence models, the only choice for large-scale particle simulations, do not treat turbulence evolution consistently in such configurations. We have initiated studies on understanding the frequency dependence of MHD turbulence's evolution rate. The primary goal is to obtain a physically-sound phenomenological model for the use of large-scale energetic particle studies. In this presentation we present the different approaches to the modeling, show initial results and and discuss the significance of the work.

24 Kolme vuotta ESO-jäsenyyttä Kalevi Mattila Observatorio, Tähtitorninmäki, Helsingin yliopisto ESO tänään Euroopan eteläinen observatorio (European Southern Observatory, ESO) on vuonna 1962 perustettu, eteläisellä pallonpuoliskolla tähtitieteellistä tutkimusta tekevä eurooppalainen järjestö. Se antaa eurooppalaisille tähtitieteilijöille käyttöön huipputasoa olevat välineet tutkimusta varten. ESOn toimintaa tukevat Alankomaat, Belgia, Espanja, Iso-Britannia, Italia, Portugali, Ranska, Ruotsi, Saksa, Suomi, Sveitsi, Tanska ja Tsekin tasavalta. Kiinnostuksensa jäseneksi liittymiselle ovat ilmaisseet myös Itävalta, Puola ja Irlanti. Suomi liittyi ESOn jäseneksi heinäkuussa ESO-jäsenyys perustuu valtiosopimukseen, joten se on voimassa toistaiseksi. Jäsenmaiden maksuosuus määräytyy vuosittain kolmen aiemman vuoden BKT-luvuista, mikä aiheuttaa joskus suuriakin suhteellisia muutoksia. Suomen osuus on noin 1,6% ESOn 121 milj. euron budjetista. Vuonna 2007 Suomen jäsenmaksu oli 1,898 milj. euroa. ESO työllistää noin 570 henkilöä. Päämaja, jossa on järjestön tieteellinen, teknillinen ja hallinnollinen keskus, sijaitsee Münchenin lähellä Garchingissa. ESOlla on keskus myös Santiagossa ja kolme observatoriota Atacaman autiomaassa Chilessä. ESOn havaintolaitteet ovat tähän saakka olleet pääasiassa optisella ja infrapuna- alueella ( mikrometria) toimivia, mutta ESOssa on käynnistetty jo vuonna 1987 myös millimetrialueen radioastronominen tutkimus (SEST ; APEX 2005-). Kaksi observatoriota, vanhempi La Silla, jossa on useita keskikokoisia teleskooppeja, sekä uudempi Paranal, palvelevat optista/infrapuna-tähtitiedettä. Paranalilla on ESO:n tämän hetkinen lippulaiva, VLT (Very Large Teleoscope). VLT käsittää neljä 8,2 metrin teleskooppia sekä neljä pienempää aputeleskooppia. ESO huomenna Kolmas paikka on 5000 metrin korkeudella oleva Llano de Chajnantor lähellä San Pedro de Atacamaa. Uusi alimillimetriteleskooppi APEX toimii siellä ja sinne on rakenteilla jättiläismäinen 12-metrisistä alimillimetriantenneista muodostuva järjestelmä, Atacama Large Millimetre Array (ALMA). Tämän ESOn, USA:n, Kanadan ja Japanin, yhteistyössä Chilen kanssa toteuttaman hankeen kautta ESO ottaa merkittävän harppauksen myös radioastronomian eturintamaan. ALMAan rakennetaan vähintään 50 alimillimetrialueen teleskooppia. Näiden valmistuttua ESOlla on maanpäällisessä tähtitieteessä kiistaton johtoasema. Tulevaisuutta silmälläpitäen ESO on alkanut suunnitella Euroopan tähtitieteilijöiden käyttöön erittäin suurta optisen ja infrapuna-alueen kaukoputkea (E-ELT), jonka pääpeilin halkaisija on nominaalisesti 42 metriä. E-ELT on kuitenkin niin kallis, että se ei mahdu tämänhetkiseen budjettiin. Joko ESO hankkii ulkopuolista rahaa tai sitten (vanhat ja mahdolliset tulevat) jäsenmaat myöntävät lisämaksuja. Tämä on kuitenkin vielä epävarmaa, ja nähtäväksi jää, onko jäsenmaksun nostolle paineita. Kilpailu havaintoajasta ja suomalaisten tuloksia ESOssa tehtävä tutkimus muodostuu teleskoopilla toteutetusta havaintoprojektista sekä näin saadun mittausaineiston analysoinnista. Jälkimmäinen työvaihe tapahtuu tutkijan kotiinstituutissa ja vaatii yleensä moninkertaisen ajan itse havaintotyöhön verrattuna.

25 ESOn laitteet ovat huippuluokkaa ja niitä käyttämään pääsemiseksi on läpäistävä kova kilpailu. Lähes kaikki ESO-datasta tuotetut julkaisut tehdään kansainvälisissä yhteistyöprojekteissa. Suomalaiset ovat nopeasti päässeet tekemään hyviä havaintosarjoja ja suomalaisten tutkimustulokset ovat herättäneet kansainvälistä huomiota. Suomessa kaikki tähtitieteen laitokset Helsingissä, Turussa, Oulussa sekä TKK:n radiotutkimusasema hyödyntävät ESOn havaintolaitteita. ESOn teleskooppien havaintoajasta käytävässä kilpailussa suomalaiset tutkijat ovat menestyneet hyvin. ESO on tehnyt tilaston myönnetystä havaintoajasta Tilasto osoittaa, että suomalaisten saama havaintoaika, kun otetaan huomioon että Suomi oli tästä ajanjaksosta jäsenenä vasta kaksi vuotta, oli täysin vertailukelpoinen muiden maiden saamaan käyttö-aikaan, jäsenmaksuosuuden suhteessa. Suomalaisten johtamien havaintoprojektien osuus jäsenmaiden tutkijoiden yhteenlasketusta osuudesta oli näin laskien 1.6 % VLT:llä ja 4.2% La Sillalla. APEX:illa suomalaisten osuus oli vielä suurempi. Kaudella ESOn havaintoaikahankkeisiin on osallistunut noin 20 suomalaista tähtitieteilijää, heistä noin kolmannes jatko-opiskelijoita. Kaksivuotiskaudella on vertaisarviointia käyttävissä sarjoissa ilmestynyt noin 20 ESO-havainto-ohjelmiin perustuvaa julkaisua. Myös useita ESO-ohjelmiin perustuvia väitöskirjoja on valmisteilla. Esitelmässä kerrotaan joistakin suomalaishankkeista ja niissä saaduista tuloksista. Ohjelmisto- ja laitetoimitukset ESO:oon Suomen liittyessä ESOn jäseneksi 2,5 milj. euron osa liittymismaksusta (12,5 milj. euroa) korvattiin ohjelmistotoimituksella (Sampo-projekti). Tämä toiminta on osoittautunut menestykseksi ja osaltaan lisännyt suomalaisen tieteen vaikuttavuutta ESOssa. FINPRO ry koordinoi Suomen teknologiayritysten ja ESOn välistä yhteistyötä. Finpron organisoimana Suomen teollisuus on esittäytynyt ESOssa ja saanut erittäin hyvän vastaanoton. Finpro on onnistunut aktivoimaan suomalaisia yrityksiä osallistumaan tarjouskilpailuihin ja ensimmäisiä tilauksia toivotaan lähiaikoina.

26 Suomen avaruustutkimusseura Sini Merikallio ja Ari-Matti Harri Suomen avaruustutkimusseura (SATS-SAFF ry) perustettiin vuonna 1959 edistämään avaruustutkimusta ja erityisesti lisäämään avaruustoiminnan ja avaruustekniikan tuntemusta Suomessa. Jäseniä on tällä hetkellä noin 200. Seura on äänivaltainen IAF:n jäsen ja pyrkii vuosittain lähettämään edustajansa järjestön yleiskokoukseen. SATSin säännölliseen toimintaan kuuluvat avaruusaiheiset tapahtumat sekä teemapäivät ja -viikot, kuten kansainvälinen avaruusviikko. Pienoismallirakettitoiminta on erityinen toiminnan painopistealue. Seura järjestää vuosittain useita pienoismallirakettikursseja alan harrastajille sekä vasta-alkajille. Tällä alueella SATS on ainut Suomen Turvatekniikan Keskuksen (TUKES) hyväksymä organisaatio joka voi myöntää rakettien ammuntaan tarvittavan luvan. Seura jakaa myös kunniamainintoja avaruustekniikan ja -tutkimuksen aloilla ansioituneille tekijöille Suomessa. Tärkeä rooli SATSin toiminnassa on Avaruusluotain -lehdellä. Avaruusluotain käsittelee avaruustekniikan ja tieteiden aiheita, sekä pienoismallirakettitoimintaa laaja-alaisesti. Näillä aloilla avaruusluotaimella on tärkeä rooli kotimaisessa kentässä. Se lähetetään jäsenistölle ja lukuisiin kirjastoihin ympäri Suomea. Suomi on ollut vuodesta 1995 Euroopan Avaruusjärjestön, ESA:n, täysjäsen ja viimeisen 20 vuoden aikana on maahamme muodostunut ammattikunta, joka työkseen harjoittaa avaruustutkimusta tai muuta avaruustoimintaan liittyvää ammattityötä. Tästä joukosta monet ovat SATSin jäseniä. Seuran johtokunta edustaa enimmäkseen avaruustekniikan ammattilaisia. Seuralla on myös noin 10 yritysjäsentä, joista useimmat ovat mukana avaruustutkimuksessa. Seuran jäseniksi voivat liittyä kaikki avaruustutkimuksesta ja sen tunnettavuuden lisäämisestä kiinnostuneet henkilöt ja yhteisöt. Kaikki uudet ja vanhat jäsenet ovat tervetulleita mukaan edistämään avaruustutkimusta ja sen yleistä tuntemusta Suomessa. Tervetuloa mukaan toimintaan!

27 Single-scattering mechanism for asteroid negative polarization and opposition brightening Karri Muinonen 1, Jani Tyynelä 1, Evgenij Zubko 2,3, Gorden Videen 4, and Yurij G. Shkuratov 3 1 Observatory, P.O. Box 14, FI University of Helsinki, Finland Karri.Muinonen@helsinki.fi 2 Institute of Low Temperature Science, Hokkaido University, Kita-ku North 19 West 8, Sapporo , Japan 3 Astronomical Institute, Kharkov National University, 35 Sumskaya Street, Kharkov, 61022, Ukraine 4 Army Research Laboratory, AMSRD-ARL-CI-EM, 2800 Powder Mill Road, Adelphi, Maryland 20783, U.S.A. There are two ubiquitous phenomena observed near opposition for asteroids and other atmosphereless solar-system objects as well as interplanetary and cometary dust: the photometric opposition effect and the negative polarization confined to within 10 and 30 degrees from opposition, respectively. The coherent-backscattering and shadowing mechanisms have been introduced to explain the phenomena sometimes showing up at extremely small phase angles. Coherent backscattering has been shown to contribute to both intensity and polarization; whereas, shadowing has been shown to contribute to the opposition effect only. We present a novel single-scattering mechanism to explain the substantial angular widths of the negative polarization branches (Muinonen et al. 2007, Tyynelä et al. 2007). First, negative polarization is caused across the full phase-angle regime by the longitudinal component of the internal electric fields (parallel to the direction of incidence) induced in the single wavelength-scale scatterers. Second, after nulling the longitudinal components of the internal fields, both negative polarization and brightness enhancement can be seen to be caused by the coherence of transverse internal-field components. The mechanism has been verified for both spherical and nonspherical single scatterers with wavelengthscale sizes. With the help of the aforedescribed mechanism, it becomes possible to analyze the dependence of the polarization branches on single-scatterer sizes, shapes, and complex refractive indices. The new mechanism bears considerable similarity to the coherentbackscattering mechanism in multiple scattering. We present a theoretical assessment of

28 the information content in linear polarization observations of solar-system objects as well as of the interrelation of the coherent-backscattering and single-scattering mechanisms. References Muinonen, K., Zubko, E., Tyynelä, J., Shkuratov, Yu. G., and Videen, G. (2007). Light scattering by Gaussian random particles with discrete-dipole approximation. J. Quantit. Spectrosc. Radiat. Transfer 106, Tyynelä, J., Zubko, E., Videen, G., and Muinonen, K. (2007). Interrelating angular scattering characteristics to internal electric fields for wavelength-scale spherical particles. J. Quantit. Spectrosc. Radiat. Transfer 106,

29 Dark Matter Haloes and Strong Gravitational Lensing P. T. Mutka 1 1 Theoretical Physics Division, Department of Physical Sciences, Oulun Yliopisto, Finland Petri.Mutka@oulu.fi The large scale structure formation at the linear scale is dominated by the expansion of the universe, dark matter and the dark energy. The nonlinear effects in the matter distribution become important at the scale of galaxy clusters, where the potential is dominated by the dark matter halo component. This has been extensively studied with N-body simulations. The dark matter haloes reach a dynamical end state, when merger processes have abated and a number of empirical universal density profiles have been invented as a result. These density profiles share common properties: a cusp within the center, and a scale radius after which the density becomes ρ r 3. The profiles face severe problems, when they are inserted into the context of galactic dynamics. Most studies of individual galaxies do not permit such strongly cusped centers. In our study we employ a special case of double imaged quasar gravitational lenses as a probe for the density profile of the lens objects. We have developed an analytical theory for the lensing with parametrized radial profile. The lensing model gives an analytical relation between the location of the optical axis, the cusp slope for the density profile and the magnification ratio of the images on the opposite sides of the caustic curve. This relation does not depend directly on the cosmology, the lens and the source object distances nor mass of the lens object, which makes it an ideal tool for probing general properties of the dark matter haloes (Mutka & Mähönen 2006). From our theoretical result we have generated an estimate for the maximum cusp slope, that can produce observed magnification ratios for each double image lens with any lensing geometry (Mutka & Mähönen 2007). The distribution of these values is depending on the general properties of the dark matter haloes. Our results tentatively suggest two halo populations with cusp slopes α I 2.0 and α II 1.5. References Mutka, P. T. & Mähönen, P. H.,2006, MNRAS, 373; Mutka, P. T. & Mähönen, P. H.,2007, manuscript in preparation.

30 FinCOSPAR 2007 Asteroid orbits from Markov-Chain Monte-Carlo ranging Dagmara Oszkiewicz, Karri Muinonen, Mikael Granvik Observatory, University of Helsinki, P.O. Box 14, FIN Helsinki, Finland Jenni Virtanen Finnish Geodetic Institute, P.O. Box 15, FI Masala, Finland Statistical methods of asteroid orbit computation have proven their importance in such problems as computing Earth impact risk, performing dynamical classification, identifying asteroids, and aiding the recovery of lost objects. These methods will be of major importance in the Gaia mission (to be launched in 2011). We present a novel variant of the statistical ranging method. As earlier, we examine the Bayesian a posteriori probability density of the orbital elements using Monte Carlo methods that map an unbiased hyper-volume in element phase space. In particular, we use a Markov-Chain Monte-Carlo technique (MCMC) to map the phase space. From the full set of observations, we select two and generate two random topocentric distances (ranges). We assume Gaussian proposal densities for both ranges and angular coordinates and introduce random Gaussian deviates to them. A set of two observations and ranges constitutes a state. We then compute a trial orbit for a given state. If the a posteriori probability of the trial is higher than that from the previous iteration the state is accepted as a new origin state for the Gaussian proposal densities. If the probability density function (pdf) value of the trial orbit is lower than the one from the previous iteration then we calculate the ratio of these two pdfs. We accept the proposal state as a new origin for the Gaussian distributions with a probability equal to the ratio of the two probability densities. The Markov Chain Monte Carlo technique is introduced to increase the performance of sampling over the phase space in the statistical ranging method. However, though the method itself can be faster in finding sample orbits than standard ranging, its efficiency for the orbit computation problem is still under examination. Preliminary tests using the MCMC method have suggested the following: the efficiency of this method relies strongly on the standard deviation of the proposal densities for the ranges, the dependence of efficiency on the standard deviation of the angular coordinates seems to be very small. At present, we are considering the benefits of introducing the so called Utility function (cf. articial intelligence) that will indicate the best choice of proposal standard deviations, and numbers of required samples for different classes of asteroids (namely Near-Earth objects, Main-belt objects and trans-neptunian objects). We are planning to make this function dependent on, e.g., the ratio of accepted orbits to trial orbits, ratio of phase-space coverage obtained to coverage required and the observational time interval, etc. Finally, we foresee a possible development of different kinds of proposal densities. 1

31 Revontulien värikuvaus Noora Partamies 1, Mikko Syrjäsuo 1 ja Kirsti Kauristie 1 1 Ilmatieteen laitos, Avaruus- ja yläilmakehä -tutkimusyksikkö, PL 503, Helsinki noora.partamies@fmi.fi Perinteinen automaattinen revontulikuvaus nykyään suoritetaan joko nk. valkoisen valon kameroilla tai kameroilla, joissa on suodinkiekko ja suotimet revontulien eri värien aallonpituuksia varten. Yleisimmin kuvatut aallonpituudet ovat keltainen (557.7nm), punainen (630.0nm) ja sinertävän violetti (427.8nm). Näissä instrumenteissa on tyypillisesti ns. kalansilmäoptiikka, jolla koko taivas voidaan kuvata kerralla. Laajimmat revontulikameraverkostot ovat tällä hetkellä Fennoskandiassa sijaitseva Ilmatieteen laitoksen ylläpitämä MIRACLE (8 kameraa), Pohjois-Kanadassa ja Alaskassa sijaitseva NASA:n THEMISprojektin maanpintakomponentti (20 kameraa) ja Calgaryn yliopiston ylläpitämä NORSTAR (8 kameraa). Suotimien avulla revontulivalosta saadaan tarkasti eroteltua eri emissiot, joista voidaan edelleen laskea esimerkiksi ionosfääriin satavien elektronien energiavuo tai arvioida revontulihiukkasten kantamaa sähkövirtaa tai energioita. Toisaalta suotimet ja niiden vaatima korkealuokkainen optiikka ovat hyvin kalliita. Valkoisen valon kameroiden etuna on mahdollisuus korkeaan, vain muutaman sekunnin aikaresoluutioon, kun suodinkiekkoa ei tarvitse liikutella kuvien ottamisen välillä. Suurin haitta on kuitenkin se, että suodattamattomissa kuvissa ei ole aallonpituusinformaatiota, eikä niitä siksi voida hyödyntää yhtä tehokkaasti fysikaalisten suureiden ratkaisemiseksi. Revontulien värikuvausmahdollisuuksia ryhdyttiin selvitettämään Calgaryn yliopiston avaruustutkimusryhmässä vuonna Nykyään revontulivärikameroita on toiminnassa niin Kanadassa osana NORSTAR-verkkoa kuin Suomessakin osana MIRACLE:a. Alun perin värien tarkoituksena oli helpottaa revontulien automaattista tunnistusta suurista kuvamääristä. Värikameroissa CCD-kennon pinnalle on integroitu värimatriisi, jonka perusteella jokaiselle pikselille tallentuu oma väri. Lopullista värikuvaa varten kunkin pikselin kohdalle interpoloidaan viereisten pikseleiden perusteella puuttuvat värit. Tällä tavoin saadaan aikaan silminnähden todellisen kaltaisia revontulikuvia, jotka kiinnostavat suuresti sekä mediaa että suurta yleisöä, ja tekevät samalla automaattisesta revontulitunnistuksesta merkittävästi yksinkertaisemman ongelman. Koska värikuvat kuitenkin konstruoidaan yksittäisistä väreistä, voidaan myös koostaa erilliset kuvat, jotka vastaavat keltaista, punaista ja sinistä revontuliväriä. Näiden värivasteiden maksimit ovat tällöin revontulien päävärien tuntumassa, vaikka värikaistat kattavatkin kaikki näkyvän valon aallonpituudet. Tuoreimpien tutkimusten mukaan näinkin leveistä värivasteista voidaan ratkoa fysikaalisia suureita. Tämä esitys on yhteenveto siitä, mitä revontulien värikuvauksesta on opittu sitten vuoden 2004.

32 Planetary Soft X Ray Spectroscopy: Effects of Regolith Properties Hannu Parviainen, Jyri Näränen and Karri Muinonen Observatory, PL 14 (Tähtitorninmäki), 0014 University of Helsinki We present results from a study on how the regolith properties affect the measured fluorescent soft X ray spectra from atmosphereless planetary surfaces as a function of particle size distribution, surface roughness and viewing geometry. The relative fluorescent elemental line intensities from the X ray spectra measured from a planetary surface can be used to determine the mineralogy of the surface. Regolith particle size distribution, surface roughness and viewing geometry all have their effects on the observed spectrum. The study utilizes laboratory measurements and numerical simulations to analyze the significance of these effects when determining the mineralogy of a planetary surface. We have performed laboratory measurements to simulate the observations from an orbiting spacecraft with a high resolution X ray spectrometer on olivine basalt samples using two different grain sizes over the phase angle range of 7 51 degrees. The measurements confirm that the fluorescent peaks at higher energies are enhanced at larger phase angles, thus changing the measured relative intensities. The interpretation of the results from the laboratory measurements is carried in parallel with the results obtained from a numerical ray tracing Monte Carlo simulation code under development. The code simulates the fluorescent signal induced by realistic solar like X ray flux from a regolith consisting of spherical particles with different physical properties, as illustrated in Fig. 1. Effects due to the large scale surface roughness are taken into account by including a statistical rough surface model into the simulations. Figure 1: A 1 x 1 mm piece of simulated regolith geometry composed of spherical particles with a realistic size distribution. The height of the medium is bound by a statistical rough surface model.

33 Atmospheric modeling for realistic EDL scenarios Mark Paton and Walter Schmidt Finnish Meteorological Institute, Erik Palménin aukio 1, Helsinki With manned flights planned to Mars during the next decades it becomes crucial to control the landing vehicles entry, descent and landing as precisely as possible. All of the current scenarios foresee the deployment of an unmanned infrastructure before the manned landing takes place. A prerequisite for this approach is the possibility to constrain the area of touchdown of all mission vehicles to a manageable small area of only hundreds of meters in diameter. If large masses of fuel for navigating should be avoided, the atmospheric influences on the descent vehicles along the descent path have to be estimated as correctly as possible. Global models of the Martian atmosphere have been developed over the last decades and been compared with in-situ measurements from earlier and current Mars landing missions and with observations from orbiting remote sensing instruments. While they help to understand the development of large scale phenomena they are not detailed enough to provide the information about possible atmospheric influences on the descent trajectory of a landing vehicle. Based on meteorological high resolution weather forecast models used by the Finnish and other European meteorological institutes, we developed a 3D Mars Local Area Model (MLAM) to describe mesoscale developments of the Martian atmosphere. Combining these results with boundary conditions used for the Aerobrake 2D program, high fidelity simulations for fine tuning EDLs are possible. Variations of temperature, atmospheric pressure and wind speed and direction as a function of altitude and ground topography can be used to optimize the entry scenario, shape of the entry vehicles and effective use of active guidance systems. A similar approach can be used for developing atmospheric reentry scenarios into the Earth atmosphere for sample return and manned missions. Different examples of such iterative optimization steps will be shown based on vehicles described in the Mars for Less mission and Apollo 6 reentry analysis.

34 Very basic measurements of optical remote sensing science Jouni Peltoniemi, Juha Suomalainen, Eetu Puttonen, and Teemu Hakala 1 1 Geodeettinen laitos, Geodeetinrinne 2, PL 15, Masala Jouni.Peltoniemi@fgi.fi The starting point of all scientific analysis of observational data is understanding its origin. In empirical sciences this understanding is reached making systematic experiments and developing theories and models. Remote sensing, as well as most other space science, stands a couple of crucial steps behind. Reflectance properties of land surfaces are of crucial importance in quantitative remote sensing. Today Earth is observed by thousands of airborne cameras and tens of satellites, and the number of observations will be increasing massively by the introduction of new advanced fixed and mobile sensors, especially unmanned flying observation systems. We have developed a mobile remote sensing measurement facility for polarised anisotropic reflectance measurements in high spectral resolution and large range [ nm]. We have measured reflection properties (BRF) of over 100 samples from most common land cover types in Boreal and Subartctic regions. This unique and extensive data set allows to draw many far ranging conclusions on remote sensing and climatolocic questions. We have observed that reflection properties of land cover types vary in very large range (up to and over a factor of 100). Some types are strong forward scatterers, some backward scatterers, some reflect specularly, some have strong colours, some are bright in visual, some in infrared, some has other spectral features. We noted that spatial variations even among same type of vegetation can be well over 20%, diurnal variations of the same order, seasonal variation often over a factor of 10. We state that the accuracy of optical remote sensing can be improved by an order of magnitude, if better physical reflectance models can be introduced. Further improvements can be reached by more optimised design of sensors and orbits/flight lines, by effective combining of several data sources, and better processing of atmospheric effects. We acknowledge that even such a basic parameter in climate modelling as surface albedo, contain natural inaccuracies and observation errors much more than the models tolerate for any reliable results. We conclude that much more extensive and systematic laboratory experiments and field measurements are needed, and much more modelling effort.

35 Shock Structure of a Flare/CME Event in the low Corona Jens Pomoell and Rami Vainio Department of Physical Sciences, Gustaf Hällströmin katu 2, University of Helsinki jens.pomoell@helsinki.fi We study the MHD processes related to a flare/cme event in the lower solar corona using numerical simulations. Our initial state is an isothermal gravitationally stratified corona with an embedded flux rope magnetic field structure. The eruption is driven by applying an artificial force to the flux rope, enabling us to study the shock structures created by CMEs with different height-time profiles. The results show that as the flux rope rises, a shock structure is formed, reaching from ahead of the flux rope all the way to the solar surface. Thus, two main shock fronts are created, one front moving away from the Sun and another sweeping the solar surface. The relation to observed wave phenomena on the solar disk, and formation times of the CME-driven shocks are discussed.

36 Efficient deceleration of relativistic jet in active galaxies via photon breeding mechanism Juri Poutanen 1 and Boris Stern 1,2,3 1 Astronomy Division, Department of Physical Sciences, University of Oulu juri.poutanen@oulu.fi 2 Institute for Nuclear Research, 60-letiya Oktyabrya 7a, Moscow , Russia 3 AstroSpace Center, Lebedev Phys. Inst., Profsoyuznaya 84/32, Moscow , Russia High-energy photons propagating in the magnetized medium with large velocity gradients can mediate energy and momentum exchange. Conversion of these photons into electron-positron pairs in the field of soft photons with the consequent isotropization and emission of new highenergy photons by Compton scattering can lead to the runaway photon-pair cascade fed by the bulk energy of the flow. This is the essence of the photon breeding mechanism (Stern & Poutanen 2006). The problem of high-energy emission of relativistic jets in blazars via photon breeding mechanism was studied here using 2D ballistic model for the jet with the detailed treatment of particle propagation and interactions. We demonstrate that a jet propagating in the soft radiation field can convert a significant fraction (up to 80%) of its total power into radiation. We show that the gamma-ray background of similar energy density as observed at Earth is sufficient to trigger the photon breeding. The considered mechanism produces a population of high-energy electrons (and positrons) and, therefore, alleviate the need for alternative (Fermitype) particle acceleration models that have not yet been shown to produce high-energy leptons self-consistently. The mechanism reproduces basic spectral features observed in blazars including the blazar sequence (shift of spectral peaks towards lower energies with increasing luminosity). The significant deceleration of the jet at subparsec scales and transversal gradient of the Lorentz factor (so called structured jet) predicted by the model reconcile the discrepancy between the high Doppler factors determined by the fits to the spectra of TeV blazars and the low apparent velocities observed at VLBI scales. The mechanism produces significantly broader angular distribution of radiation than that predicted by a simple model assuming an isotropic emission in the jet frame. This helps to reconcile the observed statistics and luminosity ratio of FR I and BL Lac objects with the large Lorentz factors of the jets as well as to explain the high level of the TeV emission in the radio galaxy M87. References Stern B.E., Poutanen J. (2006): A photon breeding mechanism for the high-energy emission of relativistic jets. MNRAS, 373, 836 Stern B.E., Poutanen J. (2007): Dissipation of the bulk energy of relativistic jets in blazars via photon breeding. MNRAS, submitted

37 Satelliittigeodesian vallankumous Markku Poutanen Geodeettinen laitos, Geodeetinrinne 2, Masala Satelliittipaikannus GPS mullisti geodeettiset mittaukset, ja sen vaikutukset ulottuvat jokapäiväiseen elämään saakka. Auto- ja käsinavigaattorit ovat arkipäivää, metritarkkuinen paikannus onnistuu keneltä tahansa ja maankuoren liikkeitä voidaan tutkia millimetrien tarkkuudella. Eurooppalainen Galileo-paikannusjärjestelmä on tuloillaan, Venäjä ehostaa GLNONASS-järjestelmäänsä ja Kiinakin on alkanut rakentaa omaansa. Yhteisellä nimellä näitä kutsutaan GNSS-satelliiteiksi (Global Navigation Satellite System). Vähintään yhtä suuri vaikutus on ollut monilla Maata tutkivilla satelliiteilla. ERS 1 ja 2, Topex/Poseidon, Jason ja Envisat ovat luodanneet merenpinnan korkeuksia, CHAMP ja GRACE mittaavat Maan painovoimakenttää ennennäkemättömän tarkasti ja LAGEOSsatelliitteja on jo vuosikymmenet käytetty Maan massakeskipisteen realisointiin. Geodesian kolme peruspilaria Heinrich Bruns, matemaatikko, tähtitieteilijä ja geodeetti esitti jo 1800-luvun lopulla ajatuksen geodesian kolmesta peruspilarista: geometrinen geodesia, astronomiset mittaukset ja painovoima. Satelliittitekniikan myötä nämä geodesian kolme perustehtävää ovat tulleet entistäkin ajankohtaisemmiksi. Vasta satelliittien avulla on voitu luoda globaaleita järjestelmiä ja yhdistää eri mantereilla olevia geodeettisia havaintoverkkoja toisiinsa. Havaintotarkkuuden lisääntyessä koordinaattijärjestelmien tarkkuus ja pysyvyys ovat yhä tärkeämpiä. Tämä koskee sekä globaaleita että paikallisia järjestelmiä. Mannerlaattojen liikkeet, mutta myös paikalliset maankuoren liikunnat täytyisi tuntea nykyistä paremmin, jotta hallittaisiin koordinaatistojen ajalliset muutokset ja tulevaisuuden tarkkuusvaatimukset. Uudet mittaukset tuovat esille vanhojen verkkojen epätarkkuudet, mutta mukana on myös todellisista liikkeistä aiheutuneita muutoksia. Globaalimuutosten tutkimiseen ja seuraamiseen, jopa kansallisten tai paikallisten koordinaattijärjestelmien ylläpitoon tarvitaan kymmeniä vuosia stabiileina pysyviä vertausjärjestelmiä. Paikanmääritystä varten tarvitsemme tiedon Maata kiertävän satelliitin radasta, mutta myös maapallon asennosta avaruudessa. Satelliittien radat ja maapallon asento kaukaisen tähtitaivaan suhteen ja pyörimisliikkeessä tapahtuvat muutokset saadaan mitatuksi avaruusgeodeettisin havainnoin. Satelliittilaser ja pitkäkantainterferometria (VLBI) ovat korvaamattomia. Kolmas pilari, painovoima tulee mukaan kun lasketaan satelliittien ratoja, mutta myös korkeudenmäärityksessä. Vaaituksin määritetyt korkeudet ovat painovoimaan sidottuja fysikaalisia suureita, ja satelliittimittausten avulla saataviin geometrisiin korkeuksiin täytyykin liittää painovoiman avulla luotu geoidimalli. Vasta sen jälkeen tiedämme mihin suuntaan vesi virtaa. Maan geopotentiaalin tasa-arvopintaa, geoidia ei ennen nykyisiä painovoimasatelliitteja tunnettu globaalisti metriä tarkemmin. Muutaman vuoden kuluttua ESA.n GOCEsatelliitin jälkeen käytettävissä on senttimetrintarkka globaali geoidi. Myös geoidin ajallisia muutoksia voidaan seurata satelliittien avulla. GRACE-satelliitin aikasarjoista näkyy mm. alueellisesta hydrologiasta aiheutuvat massamuutokset. Satelliiteista tehtävät painovoimamittaukset kertovat myös globaaleista massanmuutoksista, esimerkiksi jäätiköiden sulamisesta ja meriveden korkeuden muutoksista.

38 Kuva 1 (yllä). Geodesian kolme peruspilaria. Näiden kaikkien havaitsemiseen ja ylläpitoon tarvitaan satelliittitekniikkaa. Kuva 2 (oikealla). Satelliittigeodesian menetelmät. Näistä VLBI on ainoa, joka ei perustu Maata kiertäviin satelliitteihin. Sen avulla mitataan maan asento inertiaalikoordinaatiston (Maan liikkeeseen osallistumattoman koordinaatiston) suhteen. Satelliittilaserin avulla realisoidaan Maan massakeskipisteen paikka. (GGOS) Geodeettiset havaintojärjestelmät Tulevaisuudessa geodeettisten havaintoverkkojen tuottama tieto koordinoidaan Kansainvälisen geodeettisen assosiaation (IAG) perustaman globaalin havaintojärjestelmän, Global Geodetic Observing System, GGOS kautta. GGOS:n tavoitteena on tuoda havaintoverkkojen tuottamat aineistot paremmin käyttäjien saataville sekä palvella tutkimusta ja koordinaattijärjestelmien ylläpitoa. GGOS on mukana YK:n alaisessa hallitusten välisessä GEO-sopimuksessa (Group on Earth Observations), ja siihen liittyvässä GEOSS (Global Earth Observing System of Systems) verkostossa. Pohjoismaisen geodeettisen komission (NKG) työryhmä NGOS (Nordic Geodetic Observing System) on GGOS:n alueellinen sovellus, jonka tarkoituksena on seurata mahdollisimman tarkoin GGOSin periaatteita ja tavoitteita. NGOS käsittää Fennoskandian lisäksi Islannin, Grönlannin, Huippuvuoret, Pohjois-Atlantin ja suuren osan Arktista merialuetta. NGOS on Pohjoismaissa tärkein geodeettinen hanke tulevina vuosina. Se tarjoaa mm. pohjoismaisten koordinaatti- ja korkeusjärjestelmien yhteensopivuuden, pääsyn pysyvien havaintoverkkojen dataan tai metadatan, sekä geodeettisten havaintoaineistojen yhtenäisyyden ja virhekontrollin. Suomessa Geodeettisen laitoksen mittausasemat ja verkot ovat osa kansainvälistä geodeettista verkostoa ja laitos on mukana myös GGOS:n ja NGOS:n toiminnassa. Erityisen keskeinen merkitys on Suomen pysyvän GPS-verkon, FinnRefin lisäksi Metsähovin tutkimusasemalla, jossa ovat mm. satelliittilaser ja geodeettinen VLBI. Kumpiakin on maailmassa vain kolmisenkymmentä. Metsähovin pohjoinen sijainti on merkittävä, koska polaarialueilla havaintoasemia on erittäin vähän. Esimerkiksi Metsähovin satelliittilaser on maailman pohjoisin.

39 Polarization and reflectance properties of urban surfaces as remote sensing calibration targets Eetu Puttonen 1, Juha Suomalainen 1, Jouni Peltoniemi 1, and Teemu Hakala 1 1 Finnish Geodetic Institute; P. O. Box 15, 02431, Masala, Finland eetu.puttonen@fgi.fi Measurement of Bidirectional Reflection Factor (BRF) gives valuable information about structural properties of different surfaces and objects. Until now BRF has been mostly measured and modeled without taking the polarization of incoming light into consideration. Polarization can yield additional information of the composition of surfaces. Using Finnish Geodetic Institute s goniospectrometer, FIGIFIGO, we have measured polarized reflectances from several man made surfaces in Southern Finland. FIGIFIGO is a portable goniospectrometer made for both laboratory and field measurements. It can measure reflectance factor of studied target from almost every point of full hemisphere and two different polarizations (horizontal and vertical) in wide spectral range (wavelengths nm). Figure 1. Horizontally (left) and vertically (right) polarized HRFs measured from asphalt surface at 600 nm. Illumination was 48 o from zenith. We measured several asphalt and sand surfaces during summer Knowledge of reflective properties of these surfaces in polarized light can prove to be important for in flight calibration of remote sensing equipment. Effects of polarization to the calibrated equipment are usually not known well. This causes great challenges for the calibrations success. Results from measured data have shown that the reflective properties of asphalts change rapidly during the first few years and that they begin to resemble more coarse materials when they are old. Ratio between reflected polarizations from these surfaces was observed to be almost equal excluding the forward direction where the amount of horizontal polarization was slightly dominant. We have measured abundant amount of good quality data. Analyze of it is in progress and new conclusions will be presented. Collected data is stored into new databank. Purpose of this databank is to provide possibility for more systematic research of the effects of different surfaces on polarization in coming years, when more data is accumulated and its handling methods have been well established.

40 3D modeling of the high-latitude cloud L1780 Marianna Ridderstad and Mika Juvela Helsinki University Observatory, PL 14, University of Helsinki The properties of dust in the high-latitude translucent cloud Lynds 1780 were analyzed by Ridderstad et al. (2006) using ISOPHOT maps at 100 and 200 micrometers and raster scans at 60, 80, 100, 120, 150 and 200 micrometers. It was found that in far-infrared (FIR) emission, the cloud has a single core that coincides with the maxima of visual extinction and 200um optical depth. The maximum visual extinction in the cloud core is 4.0 mag, and the minimum temperature is 14.9+/-0.4 K. L1780 has no detectable star formation. The FIR observations by Ridderstad et al. (2006), combined with IRAS observations, suggested the presence of different, spatially distinct dust grain populations in the cloud: the FIR core region is the realm of the "classical" large grains, whereas the very small grains and the PAHs have separate maxima on the Eastern side of the cold core, towards the "tail" of this cometary-shaped cloud. The color ratios indicated an overabundance of PAHs and VSGs in L1780. The FIR observations combined with the optical extinction data indicated an increase of the emissivity of the big grain dust component in the cold core, possibly suggesting grain coagulation. To address the question of grain abundance variations quantitatively, a 3- dimensional radiative transfer model of L1780 was built. A 3D model cloud, based on the ISO observations, was built, and the numerical modelling code based on the Monter Carlo method by Juvela & Padoan (2003) was applied. L1780 is situated at a high galactic latitude and is illuminated by an asymmetric InterStellar Radiation Field (ISRF). The effect of the asymmetricity of the ISRF was taken into account, and the effects of varying the intensity of the ISRF were quantified. The effect of the presence of thin diffuse interstellar medium around the cloud was also examined. The dust model by Li & Draine (2001) was used, and the results were compared with those obtained using a dust model which has only big grains. The increased far-infrared emissivity observed in the cold core of L1780 was also modelled by applying a dust model where the big grain component had been modified. The 3D radiative transfer modelling of L1780 showed that the separate maxima of the different dust populations are not caused by radiative transfer effects alone but are due to true variations in the abundances of the grains of different types through the cloud.

41 Viitteet Juvela M. and Padoan P. (2003), Dust emission from inhomogeneous interstellar clouds: radiative transfer in 3D with transiently heated particles, Astronomy & Astrophysics, vol. 397, p Li and Draine B. (2001), Infrared Emission from Interstellar Dust. II. The Diffuse Interstellar Medium, Astrophysical Journal, vol. 554, p Ridderstad M., Juvela M., Lehtinen K., Lemke D., and Liljeström T. (2006), Properties of dust in the high-latitude translucent cloud L1780 I: Spatially distinct dust populations and increased dust emissivity from ISO observations, Astronomy & Astrophysics, vol. 451, p. 961.

42 Shokkikiihdytys ja Auringon korkeaenergiaiset hiukkaset Arto Sandroos¹ ² ja Rami Vainio¹ ¹Fysikaalisten tieteiden laitos, Helsingin Yliopisto ²Ilmatieteen laitos, Avaruus ja yläilmakehä, PL 503, Helsinki Auringosta saapuvat korkeaenergiaiset hiukkaset jaotellaan usein kuuluviksi joko lyhyt- tai pitkäkestoisiin hiukkastapahtumiin. Ionien kiihdytysmekanismit selitetään aaltohiukkasvuorovaikutuksilla roihupurkauksissa (lyhytkestoiset) ja diffusiivisellä shokkikiihdytyksellä koronan massapurkauksissa (pitkäkestoiset). Pitkäkestoisissa tapahtumissa hiukkasmäärät ovat tyypillisesti suurempia ja ionien pitoisuudet vastaavat koronan pitoisuuksia. Lyhytkestoisten tapahtumien tyypillisiä piirteitä ovat korkeammat ionien varausasteet, kohonnut 3He / 4He suhde ja kohonneet raskaiden ionien pitoisuudet verrattuna koronaan. Tyypilliset piirteet perustuvat mittauksiin noin 1 10 MeV / nukleoni energiavälillä. Korkeammilla energioilla suurissa pitkäkestoisissa tapahtumissa raskaiden ionien ominaisuudet ovat osoittautuneet erittäin vaihteleviksi, ja näyttäisivät omaavan lyhytkestoisten tapahtumien tyypillisiä piirteitä. Esityksessä käsitellään shokkikiihdytystä Auringon koronassa ja mekanismeja, jotka vaikuttavat kiihdytettyjen ionien ominaisuuksiin. Näitä mekanismeja ovat muun muassa shokin nopeus, ionien varaus / massa -suhde, koronan kiihdytysalueen magneettinen geometria, sironta Alfvenin aalloista sekä shokin muodon muuttuminen massapurkauksen liikkuessa poispäin Auringosta. Shokkikiihdytystä on mallinnettu testihiukkassimulaatioilla (Sandroos & Vainio 2007). Viitteet Sandroos, Arto ja Vainio, Rami: Simulation results for heavy ion spectral variability in large gradual solar energetic particle events. The Astrophysical Journal 662:L127-L130, 2007.

43 Mars Phoenix Lander: Finnish MET-Sensor And Landing Site Simulation Walter Schmidt 1, Ari-Matti Harri 1, Henrik Kahanpää 1, Mark Paton 1, Jouni Polkko 1, Janne Kauhanen 2 and Hannu Savijärvi 2 1 Finnish Meteorological Institute, Erik Palménin aukio 1, Helsinki Walter.Schmidt@fmi.fi, Ari-Matti.Harri@fmi.fi, Henrik.Kahanpaa@fmi.fi, Mark.Paton@fmi.fi, Jouni.Polkko@fmi.fi 2 University of Helsinki, Department of Physical Sciences, Division of Atmospheric Sciences, Gustaf Hällströmin katu 2, University of Helsinki Janne.Kauhanen@helsinki.fi, Hannu.Savijarvi@helsinki.fi On August 4, 2007, at 12:26 Finnish time a three-stage Delta II launcher sent the 664 kg Phoenix Lander from the Cape Canaveral Air Force Station, Florida, on its 680 million kilometer long flight towards Mars, where it should land on May 25, 2008 on the frigid northern plains of Mars. For 90 Martian days (sols) it will investigate for the first time in situ the polar regions of our neighbor planet. Phoenix Instruments Under the lead of the University of Arizona the surface material and lower atmosphere will be looked at in great detail. A Robotic Arm will dig trenches, scoop up soil and water ice samples, and deliver them to the other instruments for analysis. The Microscopy, Electrochemistry, and Conductivity Analyzer (MECA) together with the Thermal and Evolved Gas Analyzer (TEGA) will determine the samples composition and properties. The Surface Stereo Imager (SSI) maps the surrounding, and the Canadian Meteorological Station (MET) will record the daily weather. The MET package uses a vertical lidar for dust and cloud observations, three temperature sensors at different altitudes, a Danish wind detector, and FMI s pressure sensor, similar to the one successfully flown on the Cassini/Huygens mission to Titan. Figure 1. The Phoenix Lander lowers itself onto Mars using a set of powerful thrusters. No airbags for this tricky touch down on the red planet. Image Credit: JPL/Corby Waste Figure 2. FMI-built pressure sensor Barobit as part of the Canadian MET package: Mass 16 grams Dimensions 30 x 30 x 14 mm Measurement range 0-30 hpa Resolution better than 0,01 hpa

44 Landing site simulation The selection of the landing site was supported by several months of special observations with the high-resolution camera on board the Mars Reconnaissance Orbiter and atmospheric modeling at three US-institutes and at FMI. The Mars Limited Area Model (MLAM) (Kauhanen, 2002) was used to simulate atmospheric circulations for the proposed landing sites during different seasons (Siili et al., 2006). Introducing the effects of CO 2 ice formation in the polar regions, a more realistic insight into the temperature and wind behavior in these latitudes could be gained. Figure 3. Selected Landing site is in box B Figure 4. MLAM Temperature and wind simulation of Phoenix Landing Site. The circle corresponds to the area depicted in figure 3. References J.Kauhanen, H.Savijärvi, T. Siili, S. Jarvenoja (2002): MLAM, first results. (Mars high resolution Limited Area Model), DPS 34th Meeting, October 2002 T. Siili, J. Kauhanen, H. Savijärvi, A.-M. Harri, W. Schmidt, S. Järvenoja, P. L. Read, L. Montabone, and S. R. Lewis (2006): Simulations of Atmospheric Circulations for the Phoenix Landing Area and Season of Operation with the Mars Limited Area Model (MLAM), Forth International Conference on Mars Polar Science and Exploration. October , Davos, Switzerland, Conference proceedings p.8049

45 Finnish Geodetic Institute Field Goniospectrometer (FIGIFIGO): a device for multi-angular reflectance measurements Juha Suomalainen 1, Teemu Hakala 1, Jouni Peltoniemi 1, and Eetu Puttonen 1 1 Finnish Geodetic Institute; P. O. Box 15, 02431, Masala, Finland juha.suomalainen@fgi.fi Brief description Finnish Geodetic Institute Field Goniospectrometer (FIGIFIGO) is a highly automated portable instrument for multi-angular reflectance measurements. It can be used in measurement of sample s bidirectional reflectance factor (BRF) either at field using sunlight or in laboratory using artificial illumination. The polarizing optics allow also the BRF to be measured with polarization information. The samples may have diameter between 5 and 50 cm. The spectral range of measurements is from 350 to 2500 nm. Measurement of full hemisphere of measurements (~200 spectra) takes only 10 minutes. Technical information The most visible part of FIGIFIGO is the telescopic measurements arm which houses the custom-made active optics system. The optics collect light from the sample positioned on ground in front of the instrument. The computer driven arm turns from side to side, measuring spectra from up-to 85 zenith angles. Full BRF measurements are achieved by rotating the instrument around the sample and repeating similar zenith turns. The light collected by the optics is transferred Figure 1. FIGIFIGO measuring asphalt sample via optical fiber to ASD FieldSpec Pro FR spectrometer positioned within casing. While reflected light is measured with FieldSpec an Avantes AvaSpec3648 spectrometer is used to constantly monitor incident irradiance. In addition to the spectrum data also support data is needed in order to collect BRF. Thus the goniometer is equipped with assisting sensors. A GPS receiver provides coordinates and time information that is needed in sun position calculation; a high precision electronic compass

46 provides instrument azimuth turn position; and an inclinometer gives the zenith position of the measurement arm correctly even on tilted surfaces. Figure 2. Bidirectional Reflectance Factor anisotropies (directional reflectance in relation to the nadir reflectance) of some common Finnish understorey species at 850 nm wavelength and approximately 50 illumination zenith angle. Data Since 2005 we have measured BRF of over 150 samples mostly concentrating on forest understorey, snow, and urban city surfaces. Major part of this data library will soon be published online for scientific use on Finnish Geodetic Institute webpages. For further examples of data please see the abstract by Puttonen et. al. Reference Suomalainen J. (2006) Multiangular spectrometry and optical properties of debris covered surfaces, Master's thesis, Physics, University of Helsinki, (available at

47 Mesospheric Production of Odd Hydrogen and Loss of Ozone During the January 2005 Solar Proton Event Pekka T. Verronen 1, Annika Seppälä 1, Erkki Kyrölä 1, Johanna Tamminen 1, Herbert M. Pickett 2, and Esa Turunen 3 1 Finnish Meteorological Institute, Earth Observation, Helsinki, Finland pekka.verronen@fmi.fi 2 Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California, USA 3 Sodankylä Geophysical Observatory, University of Oulu, Sodankylä, Finland Among the most striking phenomena affecting ozone in the middle atmosphere are solar proton events (SPE). During SPE, precipitation of energetic particles into the polar atmosphere results in production of odd hydrogen (HO x ) and odd nitrogen (NO x ) species. Enhancements of HO x and NO x lead to depletion of ozone through the well-known catalytic reaction cycles (see Fig. 1). Although the effects of SPE on atmospheric minor constituents have been studied since the 1960s, there has been lack of HO x observations. Thus, the theory of HO x production, involving quite complex hydrate ion chemistry, has not been validated by direct measurements. We utilize measurements from the MLS/Aura and GOMOS/Envisat instruments together with a coupled 1-D ion and neutral chemistry model to study the production of odd hydrogen and depletion of ozone in the mesosphere during the January 2005 solar proton event (see Fig. 2 and Verronen et al. (2006)). Unique observational data from the two satellite instruments allow Figure 1: Schematic view on the chain of mesospheric processes starting from ionization caused by protons and ending in loss of ozone. Production of HO x from H 2 O is preceded by formation and recombination of complex water cluster ions.