Aktualizovaná mapa Marsu

Topographic map of Mars in scale 1 : 7 087 000.
Backround shaded relief map has resolution ~2.25 km/pix on Martian equator. All other basic information about map in english language are directly in the map (in the right lower corner). This is version of the map as 14MB JPG image. PDF version (56MB!) is available HERE.
This is updated version of the map from 11.12.2012.
Map was created by Daniel Macháček (2012).

Je tomu už téměř půl roku od doby, co jsem publikoval svou výškovou mapu Marsu. Protože jsem ji během té doby čtyřikrát aktualizoval, je tady malé zhrnutí a aktualizace pátá. Až na drobné výjimky, jako je třeba posunutí bodu přistání u vozítka Curiosity a použití hodnoty výšky Aeolis Mons z topografických map vytvořených ze snímků kamery HRSC, nedošlo k větším úpravám výškových údajů. Valná většina úprav se týká přidání nových názvů útvarů na povrchu Marsu. Mezinárodní astronomická unie (IAU) schvaluje nové názvy na Marsu docela svižným tempem, takže od časů původní mapy (z 26.6.2012) publikovala již celkem devět sad nových názvů. Zatím poslední sada byla uveřejněna 26. listopadu. Všechny nové názvy se dají nalézt na stránkách U.S. Geological Survey (USGS). Týká se to názvů publikovaných mezi 5.7.2012 (kráter Moanda) a 26.11.2012 (kráter Camichel apod.).

V aktualizacích mapy budu i nadále samozřejmě pokračovat a budou jako doposud k dispozici v původním příspěvku "Topografická mapa Marsu". Vespod příspěvku je tabulka, ve které je vždy napsána aktuální verze. Pokud by byl zájem, můžu na každou novou verzi upozornit novým příspěvkem na blogu, jinak počítám s tím, že nový příspěvek napíšu zase až po několika aktualizacích, či při podstatnějších změnách mapy.

Vestobraní

Původně měl být tento příspěvek věnován měsícům Uranu, ale před pár dny byly konečně publikovány "syrové" obrázky planetky Vesty z kamer sondy Dawn a já to nemohl nechat být jen tak. Abych to trochu osvětlil, tato data měla být původně publikována již na přelomu roku 2011/2012, což se nakonec málem i podařilo. Pak se situace zkomplikovala tím, co vždy věci komplikuje, a to politikou. Pokud vás zajímají podrobnosti (týkající se zejména sporů ohledně souřadnicového systému Vesty) můžete si je přečíst třeba zde. Nakonec se situace zřejmě vyřešila a data byla publikována. No a protože zpoždění nabralo téměř rok, během kterého jsem se často s očekáváním díval na stránky archivů PDS, zda už snímky nebyly zpřístupněny, tak jsem nynější možnost si je konečně prohlédnout přijal s nadšením.

Stálo to čekání za to? Určitě!
Dawn strávil u Vesty přes jeden rok a během tohoto roku bylo publikováno mnoho snímků z palubních kamer FC (Framing Cameras). Problémem je, že snímky byly publikovány takovým stylem, že se už málokdy daly smysluplně upravit, takže nebyly zajímavé pro amatéry mého ražení. Publikováním ojedinělých snímků také člověk těžko vnímá data v širším kontextu. A to je přesně to co nechybí publikovaným obrázkům. Jednotlivé sekvence snímků na sebe krásně navazují a Vesta z nich vystupuje jako svébytné těleso se zajímavou geologií a to jsou zatím dostupné jen snímky z vyšší orbity (přílet k Vestě až oběhy v rámci fáze HAMO). Jednu takovou sekvenci (obrázky 0006236 až 0006314), z 24. srpna minulého roku, jsem zběžně zpracoval do animace, ze které je patrný vzájemný pohyb sondy Dawn i rychlá rotace Vesty, díky které se na Vestě rychle mění světelné podmínky (je to patrné na stínech). V animaci lze vidět část oblasti okolo jižního pólu Vesty i s centrální "superhorou". Snímky byly pořízeny z výšky 2750 kilometrů s rozlišením okolo 270 m/pix.

Example image sequence of Vesta from Dawn spacecraft.
Animated sequence of images 0006236 - 0006314, which were taken by the Framing Cameras (FC). South polar region (impact basin Rheasilvia) of the asteroid Vesta is visible. Date: 24.8.2011. Altitude: ~2750 km. Resolution: ~270 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Snímky obecně mají výbornou kvalitu a to i navzdory tomu, že byly zatím publikovány jen nekalibrované verze. Bohužel byly pořizovány často z velmi velkým časovým odstupem (minuty), což u tak rychle rotující planetky, jakou je Vesta, vede k tomu, že je velmi obtížné z nich vytvářet mozaiky. Po několika snímcích se totiž Dawn už díval na Vestu z úplně jiné strany! Pokud je ale snímků jen pár, řekněme třeba čtyři snímky 0006121 až 0006124, z 23.8.2012, pak se ještě dají do mozaiky spojit. Výsledná černobílá mozaika je vidět na obrázku č.1. Dawn pořídil snímky z výšky 2747 km s rozlišením čtvrt kilometru na pixel.

Obrázek/Figure 1.
Black and white mosaic of the asteroid Vesta from the Dawn spacecraft. Images 0006121, 0006122, 0006123, 0006124 were taken by Framing Cameras (FC). Date:  23.8.2011. Altitude: 2747 km. Resolution: ~250 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Mozaika na obr.1 představuje maximum, které je možné ze snímků běžně vytvořit. Navíc všechny snímky vhodné pro takové mozaiky jsou jen černobílé (při jejich snímkování byl použit jediný širokospektrální filtr). Jak tedy vytvořit větší barevný obrázek Vesty? Jednou z možností, je vytvoření 3D modelu a reprojekce vhodných snímků na tento model. Takový postup volí samotný tým, který sestrojil kamery FC. Zatím sice nepublikoval žádnou rozsáhlejší mozaiku, ale v budoucnu ji můžeme očekávat. Protože nemám zatím takové zkušenosti s 3D grafikou, sestrojil jsem svou vlastní barevnou variantu mozaiky Vesty jiným způsobem. Jeden z posledních snímků Vesty, na kterém je vidět (téměř) celá, je snímek 0003520. Ten jsem použil jako podkladový snímek (po trojnásobném zvětšení), na který jsem potom pomocí metody warpování umístil jednotlivé obrázky, resp. už jejich barevné kompozice, ve vyšším rozlišení. Výsledná mozaika Vesty v rozlišení 200 metrů na pixel je na obr.2. Použité snímky jsou vypsány v textu na obrázku. Barva je získána ze snímků pořízených přes filtry F7 (červená), F2 (zelená) a F8 (modrá). Výsledná hnědavá barva odpovídá přibližně barvě Vesty ve viditelném světle. Na tomto místě musím poděkovat jednomu ze členů rodiny UMSF, Stefanovi, který nedávno publikoval malou, ale užitečnou kompozici tří planetek v přibližně reálných barvách. Tuto kompozici jsem využil při závěrečném dolaďování barvy mozaiky.
Pozorný čtenář si zřejmě velmi rychle všimne zvláštních stínů na této mozaice. Důvod je celkém jednoduchý. I když barva snímku blízká reálné, Vestu jako takovou bychom takhle nikdy vidět normálně nemohli. Jedná se totiž o mozaiku jižní polokoule Vesty, přičemž jižní pól je přibližně uprostřed. Díky tomu, že Vesta se otáčí jednou za 5 hodin (+ pár minut), mění se stíny tak rychle, že není možné nalézt dostatek snímků větších oblastí Vesty při stejném osvětlení a při podobné vzájemné poloze Vesty a sondy. Nejschůdnější variantou bylo použití snímků s co největším osvětlením s nejmenším výskytem stínů. Výsledná mozaika tak ukazuje polární oblast Vesty v téměř plném osvětlení, což je pohled, který reálně nikdy nespatříme.

Obrázek/Figure 2.
Approximately true color mosaic of the south polar region of the asteroid Vesta. All used images are named in image. Color is obtained from images, which were taken with F7 (as red), F2 (as green) and F8 (as blue) filters. Date: 12.-18.8.2011. Altitude: ~2750 km. Original images had resolution ~260 m/pix, mosaic is resampled to resolution 200 m/pix.
: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

To co je nevýhodou u mozaik, je výhodné u stereoskopických obrázků. Už dva po sobě pořízené černobílé obrázky jsou natolik odlišné, že je možné je zobrazit v podobě stereogramů. Obrázky č.3a,b představují takové stereogramy, na kterých je vidět relativně mladý kráter Cornelia z výšky 686 kilometrů (rozlišení je 64 m/pix). Použité snímky 0010191 a 0010192 byly pořízeny 13.10.2012.

Obrázek/Figure 3a,b.
Stereo images of the Cornelia crater on the asteroid Vesta made from images 0010191 and 0010192. Date: 13.10.2011. Altitude: 686 km. Resolution: 64  m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Původně jsem měl v plánu udělat ještě další mozaiku jako je na obr.2, ale nakonec jsem to (prozatím) zavrhl z časových důvodů. Barva Vesty je totiž ve viditelném světle velmi monotónní. Kamery systému FC nejsou ale omezeny jen na viditelné světlo. Jsou schopny snímat i v oblasti blízkého infračerveného pásma. Pokud se podíváme na Vestu v této oblasti elektromagnetického záření, naskytne se nám úplně jiný pohled.
Na obrázku 4 lze vidět celkem šest jednotlivých podobrázků, po třech ve dvou sloupcích. Pravý sloupec je tvořen skoro stejnými obrázky jako levý. Jediným rozdílem je extrémně zvýšená sytost barev. Všechny snímky byly pořízeny 30.10.2011 z výšky 725 km s rozlišením 68 m/pix. Dvojice nahoře je vytvořena ze snímků 0013829, 0013824 a 0013830, pořízených přes filtry (po řadě) F7, F2 a F8. Jsou to stejné filtry jako u mozaiky na obr.2. Každý z filtrů kamer FC pokrývá pásmo zhruba 40 nm široké, přičemž filtry F7, F2 a F8 mají největší propustnost na vlnových délkách 653, 555 a 438 nm (ve viditelném světle). Prostřední dvojice je vytvořená ze stejných snímků s filtry F7 a F2 jako horní dvojice, ale místo jako červený snímek byl použit snímek 0013826, pořízený přes filtr F4 s nejvyšší propustností při vlnové délce 917 nm, tedy v infračerveném pásmu (začíná zhruba u vlnové délky 740 nm). Na obrázku jsou najednou viditelné rozdíly v barvách různých terénů, které svědčí o jiném složení povrchových vrstev. Na poslední, spodní dvojici obrázků jsou tyto rozdíly viditelné ještě lépe. Tentokrát byl jako zelený obrázek použit snímek 0013828, pořízený s dalším infračerveným filtrem F6 (nejvyšší propustnost na 829 nm).

Obrázek/Figure 4.
Comparison of images of the region around Antonia crater (it's in top right part of the images) on Vesta in different filters. Images (center wavelength of the filter): 0013824 (555 nm), 0013826 (917 nm), 0013828 (829 nm), 0013829 (653 nm), 0013830 (438 nm). Left top image is in approx. true color, others are all false color images. Images in right column are higly saturated versions of the images in the left column. Date: 30.10.2011. Altitude: 725 km. Resolution: 68  m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Na závěr jsem si nechal dva obrázky jižní hory, které dále demonstrují vliv filtrů na vzhled výsledných obrázků. První obrázek (obr.5) je ze tří snímků 0005756, 0005761 a 0005755 opět pořízených přes filtry F7, F2 a F8, dne 20.8.2011. Takhle nějak vypadá Vesta ve viditelném světle z výšky 2713 km a při rozlišení 258 m/pix.

Obrázek/Figure 5.
Approx. true color image of the south polar mountain in center of the Rheasilvia crater. Images 0005756, 0005761, 0005755. Date: 20.8.2011. Altitude: 2713 km. Resolution: 258 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Podstatně barevnější obrázek č.6 je ze snímků 0003573, 0003572 a 0003571 pořízených přes filtry F2, F3 a F4, dne 6.8.2011 z výšky 2717 km, při rozlišení 256 m/pix.

Obrázek/Figure 6.
False color image of the south polar mountain in center of the Rheasilvia crater. Images 0003573, 0003572, 0003571. Date: 6.8.2011. Altitude: 2717 km. Resolution:  256 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Reference:

Všechny zde publikované obrázky jsou vytvořeny ze snímků publikovaných v práci SCHROEDER&GUTIER2011.

SCHROEDER&GUTIER2011:
Nathues, A., H. Sierks, P. Gutierrez-Marques, S. Schroeder, T. Maue, I. Buettner, M. Richards, U. Chistensen, U. Keller, DAWN FC2 RAW (EDR) VESTA IMAGES V1.0, DAWN-A-FC2-2-EDR-VESTA-IMAGES-V1.0, NASA Planetary Data System, 2011.

Infografika - "špionážní" družice

Obrázek/Figure 1.
SPOT satellites. SPOT-1 was the first successful non-military high-resolution satellite.
Copyright: CNES.

Po delší době se mi podařilo dodělat druhou infografiku (první je zde), opět věnovanou kosmickým observatořím, ale tentokrát těm namířeným na Zemi. Počet družic, které sledují či sledovaly Zemi, jde do tisíců, takže jsem vybral jen ty, které mne nyní nejvíce zaujaly a to družice s optickými přístroji s vysokým rozlišením. To znamená družice sledující povrch Země v elektromagnetické části spektra s vlnovou délkou zhruba 0,38 až 12 mikrometrů. Jako vysoké rozlišení je bráno rozlišení 10 metrů na pixel (či GSD - Ground Sampled Distance nebo GRD - Ground Resolved Distance) a lepší. To znamená, že v infografice jsou i družice s velmi vysokým rozlišením (pod 1 m/pix) a to včetně vojenských družic optického průzkumu ("špionážní družice").
V seznamu ale chybí z prostorových důvodů kamery na pilotovaných lodích a stanicích. Většina stanic měla na palubě kamery s rozlišením 5 až 10 metrů, výjimkou byly některé ruské Saljuty, které nesly monstrózní kameru AGAT-1 s ohniskovou vzdáleností 7200 mm a průměrem optiky 1 metr (největší v Rusku až do příchodu moderních kamer na palubách družic Araks a Persona).

Infografika je dostupná buďto jako menší obrázek 3 (rozlišení 14 268 × 3480 pixelů) nebo jako velký obrázek (20 600 × 5078 pixelů), který je možné stáhnout zde. Samozřejmě nejlepší verzí je originální PDF, dostupné přes Google Documents.

Celá infografika je rozdělená na dvě části, oddělené šedou osou znázorňující zemský povrch a umístěnou hned pod modrým pásem, znázorňujícím přibližně tloušťku hustších vrstev atmosféry. Nad touto osou je část informující o výšce nad zemským povrchem a pod je část věnována informacím o rozlišení. Všechny družice jsou seřazeny postupně od levé strany dle data vypuštění první úspěšné družice.

Každý typ družice je v infografice znázorněn barevnou siluetou, kde barva kóduje státní příslušnost vlastníka (viz obrázek 2 s anglickými popisky). Silueta svým umístěním znázorňuje průměrnou výšku nad zemským povrchem u civilních družic a minimální běžnou výšku u družic vojenských (mnohé z těchto družic mají rozsáhlé manévrovací schopnosti a mohou klesnout krátkodobě i do nižších výškových hladin). Siluety nejsou vzájemně v nějakém přesném poměru velikostí, ale přihlížel jsem zhruba k velikostem družic, takže miniaturní družice jsou maličké (např. DLR-TUBSAT), zatímco obří družice mají siluety největší (třeba řada KH-11). Siluety jsou zpravidla zepředu, takže družice by se pohybovaly směrem ven z monitoru. Výjimkou jsou starší družice řady KH a řady Zenit, které by zepředu vypadaly až příliš fádně, takže jsou znázorněny zboku.

Přibližně z místa, kde ústí optika hlavní kamery je u družic kužel, který se rozbíhá tak, že v místě nulové výšky jeho průměr odpovídá šířce snímané území. Značky na ose v nulové výšce umožňují odhad průměru snímaného území. Delší značky jsou od sebe vzdáleny 10 km a mezi nimi jsou po pěti kilometrech umístěny značky kratší.

Obrázek/Figure 2.
Described image of the example satellite from the infographic.
Kredit/Credit: Daniel Macháček.

Pod částí s výškovými údaji je část s údaji o rozlišení, přičemž stupnice je zde logaritmická. U každé družice je pak obdélník, který dosahuje až k hranici nejlepšího rozlišení dané družice. V případě, že je družice vybavena více přístroji, které mají odlišnou šíři snímaného území, či rozlišení, jsou pak tyto informace znázorněny samostatným obdélníkem. Často nejsou o některé družici publikovány žádné oficiální údaje, takže je třeba se spokojit jen s odhady (to se týká převážně vojenských družic). Poté mají obdélníky přerušovaný okraj.

Nad každou siluetou je název družice a údaj o rocích kdy družice daného typu dodávaly, či byly schopny dodávat snímky. Na siluetě je pak v případě, že stejný typ družice letěl ve větším počtu, číselný údaj o počtu úspěšných misí. Pro lepší přehlednost a prohlížení při menším zvětšení je pak jméno družice (často i s alternativním názvem) umístěné i v obdélníku znázorňujícím rozlišení.

Další část informací o družicích je znázorněna pomocí skupinky ikon umístěných těsně nad hlavní osou. Zatím jsem jich použil pět. Dvě představují typ družice z hlediska použité technologie pořizování snímků. První z těchto ikonek (políčko filmu) je použita u družic vybavených fotografickými kamerami, které snímají terén na filmový pás, který je nakonec po několika dnech poslán na zemi ve speciálním návratovém modulu. Druhá ikonka (radioteleskop) je věnována družicím s elektro-optickými kamerami s dálkovým přenosem dat (tedy družice, které mohou poslat data na zemi téměř ihned). Vojenské družice jsou představovány třetí ikonou ve tvaru přilba. Pár družic pak má možnost fotit i tepelné vyzařování objektů. Ty jsou znázorněny ikonou "TIR" (Thermal Infrared). V několika případech byly družice vybaveny i videokamerami, v infografice jsou vyznačeny ikonkou ve tvaru filmové kamery.

V současné době je infografika dodělána v podobě jednoho velkého souboru PDF, i když v budoucnu se snad dostanu i k menší vícestránkové verzi. Jednou z nevýhod této velké jednostránkové infografiky je špatná kompatibilita s Acrobat Readerem, alespoň mně se v něm tato vůbec nezobrazí. Proto doporučuji raději zvolit jiný prohlížeč, třeba velmi malý, přesto výkonný prohlížeč SumatraPDF (autor Krzysztof Kowalczyk).

Obrázek/Figure 3.
HIGH-RESOLUTION OPTICAL EARTH OBSERVATION SATELLITES
This is slightly smaller image version of the infographic (14 268 × 3480 pixels). Bigger image is available here (20 600 × 5078 pixels). Full PDF version is here. I cannot open this PDF in Acrobat Reader, so I recommend different PDF viewer, for example SumatraPDF (author Krzysztof Kowalczyk).
Kredit/Credit: Daniel Macháček.

Protože informace o vojenských družicích jsou často velice mlhavé, což pak mimo jiné vede k tomu, že se často objeví informace o parametrech, které jsou úplně mimo fyzikální a technickou realitu, přidal jsem pasáž věnující se krátce odhadům, použitým u těchto družic. Na začátek bych se zastavil u jednoho mýtu, který koluje velmi často. Je to oblíbené tvrzení, že to co vojáci zveřejní, je na daleko horší úrovni, než to co mají k dispozici v současnosti. Ano, to je částečně pravda. Agentury vojenského charakteru skutečně zpravidla nezveřejňují data o svých nejnovějších družicích. Zveřejňují je ale technicky vzdělaní autoři časopisů, jako je třeba Aviation Week nebo Jane's, kteří mají jednak své "speciální" zdroje a samozřejmě také vycházejí z informací, které se utajit nedají, jako je třeba velikost rakety, která tuto družici vynesla, či parametry oběžné dráhy družice. Vojenským průzkumným družicím se také věnují mnozí autoři z řad analytiků, kteří jsou schopni z jednotlivých střípků složit často velmi přesný obrázek o jejich schopnostech, či dokonce vzhledu (namátkou Jeffrey T. Richelson, Dwayne Day či Charles P. Vick).
Obecně platí, že navzdory tomu, že vojenské organizace mají na projekty více finanční prostředků, stále jsou limitovány fyzikálními omezeními (zejména difrakcí) a úrovní soudobé techniky. Proto i tak finančně zajištěné organizaci, jako je americká NRO, se může stát, že není schopna zajistit dotažení do konce u všech svých projektů (viz třeba projekt FIA a jeho FIAsko optické části).

Čína:

O čínském programu je známo jen velmi málo přesných údajů a většina informací jsou jen odhady odvozené z analýzy publikovaných snímků čínských družic a jejich velikosti. V infografice jsou použity odhady, které se zdají být dostatečně věrohodné a nepopírají ani fyzikální zákony ani reálné možnosti technologií.

Obrázek/Figure 4.
HELIOS-II, first European very high-resolution satellite.
Copyright: EADS-ASTRIUM.

Francie:

Francie patří mezi průkopníky civilních družic s vysokým rozlišením (řada SPOT, viz obr.1), ale od 90. let rozvíjí i program vojenských družic Helios. Ty mají mnoho společného s družicemi řady SPOT, ale využívají výkonnější kamery. Přesné parametry jsou utajované, ale rozlišení je u první generace (Helios 1) většinou udávané okolo jednoho metru a u druhé (Helios 2, obr.4) mezi 0,25 až 0,5 metry. V infografice je Helios 1 uveden s rozlišením 1 metr a s lineárním čidlem (TDI?) CCD s 10 000 prvky. U Heliosu 2 oficiální zdroje naznačují, že je použito obdobné technologie jako u družice SPOT-5 a to dvojice lineárních čidel CCD, které jsou oproti sobě posunuty o půl pixelu (příčně ke směru letu). Syntézou dat z obou čidel je pak získán dvakrát zvětšený snímek, přičemž skutečné rozlišení je asi o 2/3 lepší. Helios 2 je brán se dvěmi lineárními čidly s 20 000 prvky při rozlišení 0,5 m/pixel a možností přepočtení na 0,25 m/pixel s efektivním rozlišením okolo 0,35 m/pix. U družic typu Helios 2 je také oficiálně známo, že jsou jako jedny z mála vybaveny termovizním kanálem (pracujícím zřejmě v pásmu 3 až 5 mikrometrů).

Izrael:

Kupodivu přesných informací o izraelském programu vojenských družic je docela dost a to i z oficiálních zdrojů. Informace jsou dostatečně dobře známy na to, abych je v infografice neuváděl jako odhady, ale fakta (více viz zdroje informací).

Obrázek/Figure 5.
Soviet/Russian Yantar-4K (Kobalt) reconnaissance satellite. Image is from Daniel Marín's blog. Image link redirects you to his page with lots of other images of the Russian reconnaissance satellites.
Copyright: Novosti Kosmonautiky (?).

SSSR/Rusko:

Narozdíl od USA neběží v Rusku žádný podobný program postupného odtajňování informací o průzkumných družicích spojený s oficiálním publikováním dokumentů. Některé informace nejsou sice nadále utajovány, ale jejich zveřejnění je většinou spíše zásluhou různých zainteresovaných lidí, ať už z vojenského prostředí nebo přímo od firem vyrábějících tyto družice. Hodně informací je možné nalézt zejména v časopise Novosti Kosmonautiky a na jeho internetových stránkách. Mnoho starších družic projektu Zenit je umístěno v muzeích a tamtéž je možné najít i nejstarší zástupce projektu Jantar (obr.5). Na základě publikovaných informací o průměrech optiky a použitých formátech filmů je možné si udělat docela přesný obrázek o schopnostech těchto družic. Navíc některé vojenské průzkumné družice byly později využity v civilním programu (Zenit->Resurs-F, Jantar->Resurs-DK), takže mnoho dalších informací proniklo na veřejnost. I o novějších družicích typu Orlets se objevilo několik zajímavých informací (v Novosti Kosmonautiky).Používají například speciální panoramatickou kameru se zrcadlem o průměru 90 cm a obrovským filmovým formátem. Jedno políčko filmu měří neuvěřitelných 2,5×0,4 metru. Jedním snímkem je možné pokrýt rozlohu srovnatelnou s Českou republikou, Skotskem či Jižní Karolínou (až přes 74 000 km²).

Obrázek/Figure 6.
American military mapping reconnaissance satellite KH-9 HEXAGON in hangar.
Copyright: Lockheed (?).

USA:

Údaje o amerických průzkumných družicích jsou převzaty zejména z odtajněných materiálů organizace NRO (National Reconnaissance Organisation). U starších průzkumných družic řady KH (KH-1 až KH-9 - obr.6) bylo zveřejněno velké množství materiálů, které umožňují odvodit většinu podstatných parametrů, jako je rozlišení a velikost snímaného území. Výjimkou jsou jen družice s rozlišením lepším než dvě stopy. Z oficiálně odtajněných jsou to jen družice KH-7 a KH-8 programu GAMBIT-1/3. V jednom z odtajněných dokumentů byl ale tento údaj nechtěně ponechán, takže víme, že rozlišení ke konci programu (2. pol. 70. let až 1. pol. 80. let) bylo v ideálním případě lepší než 4 palce (~10 cm). To odpovídá i odhadům založených na znalosti optického systému a fyzikálních zákonech (zejména tzv. difrakčního limitu pro daný průměr vstupního optického členu a vlnové délce elektromagnetického záření zaznamenávaného kamerou). Rodina družic odvozených od digitálního systému KH-11 je utajovaná a údaje jsou jen odhady založené na jejich velikosti, na odhadovaném průměru velikosti zrcadla (2,34 metru později zvětšeném na průměr mezi 2,4 až ~3,05 m), velikosti průměru zorného pole (až ~2°) a velikosti lineárních CCD čipů se zohledněním k postupnému technickému vývoji, takže nejnovější družice mají lepší parametry než starší typy. Dále bylo publikováno, že přinejmenším první družice KH-11 pořizovaly snímky podobně jako KH-7 a KH-8 v delších pásech po směru letu (viz obr.7) a průměr zobrazovaného území byl srovnatelný či menší. Později přibyly digitální mapovací a možná i panoramatické kamery, protože družice pozdějších typů musely alespoň částečně nahradit schopnosti předchozích typů KH-8 a KH-9. V infografice jsou tyto rozdíly vyjádřeny rozdělením družic rodiny KH-11 na 4 subtypy Block I až Block IV. Zřejmě ojedinělá družice označovaná někdy jako "8X" nebo EIS (Enhanced Imagery System) je znázorněna jako obdoba družice KH-9 Hexagon se dvěmi kamerami s 2,4 metrovými zrcadly stejného typu, které loňský rok darovala NRO organizaci NASA. Darované optické systémy pochází z 90. let, jsou označovány jako space proven (vyzkoušeny v kosmu, či simulovaných kosmických podmínkách) a jsou natolik kompaktní, že je možné je umístit napříč do válce o průměru čtyř metrů (odpovídá zhruba max. průměru družic KH-11). Tato idea je pokud vím, má vlastní. Více o těchto teleskopech, které představovaly špičku na přelomu tisíciletí, je možné se dozvědět zde. "Neviditelná" družice programu MISTY je zahrnuta pod programem KH-11 Block III.

Obrázek/Figure 7.
Famous leaked picture of the Soviet Kiev aircraft carrier from USA military electro-optical reconnaissance satellite KH-11. Linear nature of the CCD detectors is clearly visible (image is from push broom imager).

Zdroje informací:

Většina údajů o civilních družicích je převzata ze stránek eoportal.org, které jsou vybaveny i konkrétními citacemi na originální zdroje informací. Pokud byly nějaké informace rozporuplné, snažil jsem se dohledat i další zdroje, ale hlavně ověřit dané parametry výpočtem na základě publikovaných dat. Například u francouzských družic řady Pleiades je někdy udáváno rozlišení 0,5 m/pix, přestože optika této družice takového rozlišení neumožňuje dosáhnout. Pravdivý je tedy druhý udávaný údaj, který se vyskytuje a to 0,7 m/pix (ten už není v rozporu s fyzikou). Informace o startech družic všech typů jsou často získány ze stránek astronautix.com, Space 40, či Gunter's Space Page. Údaje o vojenských družicích jsou kompilace informací z mnoha zdrojů, z nichž nejdůležitějšími jsou odtajněné materiály o projektech KH-1 až KH-9 od americké NRO, zejména série publikací Perry Histories či dokument HEXAGON (KH-9) MAPPING CAMERA PROGRAM AND EVOLUTION. Dalšími zdroji jsou výše zmíněné stránky (Astronautix, Space 40, Gunter's Space Page, eoportal.org) a také globalsecurity.org. Někdy existují i pro vojenské družice oficiální stránky, jako je tomu třeba u programu Helios (nebo zde - PDF). Informace (nebo odhady) o čínském programu družic elektrooptického průzkumu jsou převzaty z materiálů britského nakladatelství Jane's a internetových stránek dragoninspace.com a sinodefence.com. Údaje o izraelském programu průzkumných družic jsou získány ze stránek defense-update.com a stránek společnosti Elbit, která výrábí kamery pro tyto družice. Jak už bylo zmíněno výše, hodně informací o ruském a sovětském programu vojenských družic je převzata z Novosti Kosmonautiky a také analýzou fotografií umístěných na internetovém fóru tohoto časopisu. Ty jsem porovnával s odhady uvedenými na těchto zajímavých čínských stránkách, které obsahují tabulku s odhady rozlišení. Na mnoho zajímavých informací je také možné narazit na fóru Nasaspaceflight. Analýza publikovaných fotografií byla důležitým zdrojem u většiny vojenských družic, protože umožňuje určit možný rozsah průměru zrcadel a tedy i výsledné rozlišení systémů. Šířku snímaného pásu jsem například odvozoval ze známých parametrů optiky, či jejich odhadů. Pokud nebyly k dispozici, použil jsem odhad založený na možné velikosti lineárních čidel (od 5000 pixelů po maximum 100 000 pixelů) a jejich odečítací rychlosti (maximálně ~110 000 řádku za sekundu), která má přímý vliv na výsledné rozlišení. Na závěr bych dodal, že odhady jsou stále jen odhady a na přesná data si budeme muset počkat až do odtajnění dokumentů, ke kterému dříve či později dojde. To už ale budou k dispozici nové družice s lepšími parametry, které budou opět "jen" odhadovány analytiky.

Bude Curiosity pátrat po marťanech?

6.8.2012 ráno o půl osmé (5:31 UTC) úspěšně přistálo na Marsu americké vozítko Curiosity (MSL - Mars Science Laboratory). To je samozřejmě událost takového významu, že ji neopomenou připomenout prakticky všechny významné zpravodajské servery i další média. A do koloritu zpravodajského frmolu okolo přistání na Marsu vždy patří na prvním místě zdůraznit, že hlavním cílem mise je pátrat po životě na Marsu. Stačí si dát do vyhledávače slovo "život" a "Curiosity", popř. cizojazyčné ekvivalenty. Protože mezi vědecké úkoly nepatří ve skutečnosti pátrání po životě, ale zkoumání toho, jestli Mars byl, či je, obyvatelnou planetou, rozhodl jsem se, že udělám výjimku a napíšu příspěvek, který nebude o nějakých mých nových obrázcích, ale ve kterém budu spílat médiím a proklínat novináře, že si poctivě neschánějí informace. Nakonec jsem ale zjistil, že vědci si skutečně brousí zuby na možnost, že by našli život, ať už současný či minulý, takže příspěvek nakonec nespílá, ale vysvětluje (aspoň doufám).

Obrázek/Figure 1.
Anaglyph of the Gale crater based on DTM from HRSC camera images. MSL landing site is located approx. in the black circle. North is up and resolution is 50 m/pix.
Kredit/Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/K. Gwinner/Daniel Macháček.

Curiosity ("Zvídavost") přistála v kráteru Gale, který leží na hranici dvou velmi rozdílných území - Terra Cimmeria a Elysium Planitia (kráter i místo přistání lze nalézt v mé mapě Marsu, kterou jsem před dvěma dny aktualizoval). Tento kráter si můžete prohlédnout ve 3D na stereogramu (anaglyf) na obr.1. Obrázek byl vytvořen z digitálního modelu terénu (DTM) vytvořeném ze snímků kamery HRSC sondy Mars Express. Anaglyf byl vygenerován programem MicroDEM. Rozlišení je 50 metrů na pixel. MSL přistála přibližně v oblasti vyznačené černým kroužkem vlevo nad centrální horou (Aeolis Mons). Tato hora je nesporně dominantou kráteru a tyčí se do výše asi 5,5 kilometru nad okolní terén, takže je srovnatelná s nejvyššími vrcholky na Zemi. Z hlediska možnosti dřívějšího výskytu života jsou ale zajímavější jiné útvary. V okolí kráteru Gale jsou patrné kanály a jeden velký dokonce ústí do samotného kráteru. Je tedy možné, že se zde v minulosti nacházelo větší množství vody, což nakonec potvrzují i záběry ze zobrazovacích spektrometrů okolo Marsu obíhajících družic, které zjistily na jeho dně hydratované minerály (pěkný přehled s obrázky je třeba zde).

Obrázek/Figure 2.

Scientific instruments on the MSL (Curiosity) rover.
Kredit/Credit: NASA/JPL.

Mít alespoň teoretickou šanci najít na cizí planetě život, či nějaké pozůstatky minulého života, vyžaduje sadu sofistikovaných vědeckých experimentů opírajících se o velmi citlivé přístroje. A takových má Curiosity na palubě hned několik (viz obr.2) (viz třeba Grotzinger et al., 2012 nebo MSL Science Corner). Zde je jejich seznam s velmi stručným popisem:

• APXS (Alpha-Particle X-ray Spectrometer)
  Rentgenový spektrometr, který detekuje specifické rentgenové záření indukované ve zkoumaných materiálech proudem alfa částic (zdrojem je curium 244). Je umístěn na robotickém rameni. Umožňuje zjistit výskyt jednotlivých chemických prvků zhruba od 100 ppm (liší se dle prvku).
• ChemCam (Laser-Induced Remote Sensing for Chemistry and Micro-imaging)
  Kombinuje laserový spektrometr typu LIBS (Laser-Induced Breakdown Spectrometer) s kamerou RMI (Remote Micro-Imager). Zatímco laserový spektrometr určuje chemické složení povrchové vrstvičky povrchu na vzdálenost až 7 metrů, RMI pořizuje snímky (1024×1024 pixelů) stejné oblasti při rozlišení 0,7 mm, což umožňuje zasadit celé měření do širšího kontextu.
• CheMin (Chemistry and Mineralogy)
  Součást analytické laboratoře na palubě MSL. Zkoumá vzorky metodou rentgenové difrakce a fluorescence. Určuje mineralogické složení vzorků a to i v případě, že obsahují více různých minerálů.
• DAN (Dynamic Albedo of Neutrons)
  Aktivní/pasivní neutronový spektrometr určený k měření výskytu látek obsahujích vodík (hydratované minerály, vodní led) do hloubky asi 1 metr pod vozítkem.
• MAHLI (Mars Hand Lens Imager)
  Barevná kamera umístěna na robotickém rameni. Je schopná zaostřit na objekty vzdálené od vzdálenosti 20,4 mm až po nekonečno. Rozlišení je z nejbližší vzdálenosti 13,9 mikrometrů při velikosti snímku 1600×1200 pixelů. Sada bílých a UV diod umožňuje fotit i v noci a také pátrat po fluorescenčních materiálech.
• MARDI (Mars Descent Imager)
  Sestupová barevná kamera. Pořizovala snímky sestupu (1648×1200 pixelů při ~4 snímcích za sekundu) od doby těsně před odhozením tepelného štítu až po pár minut po přistání. V budoucnu může snímkovat terén pod vozítkem. Rozlišení bylo asi 75 cm z výšky jeden kilometr.
• Mastcam (Mast Camera)
  Dvojice barevných kamer umístěných 1,97 metru nad povrchem Marsu na stožáru RSM (Remote Sensing Mast). Jedna z kamer má ohniskovou vzdálenost 34 mm a rozlišení zhruba 22 cm na jeden kilometr, druhá kamera 100 mm a rozlišení 7,4 cm na jeden kilometr. Kamery pořizují snímky s rozlišením 1200×1200 pixelů a video při rozlišení 1280×720 a ~8-mi snímcích za sekundu (~8 fps) nebo 1200×1200 a ~4 fps.
• RAD (Radiation Assessment Detector)
  Analyzátor energetických částic. Sleduje galaktické kosmické záření, nabité částice ze Slunce, sekundární neutrony a další částice vznikající přímo na povrchu Marsu nebo v atmosféře. Umožní přesněji odhadnou radiační zátěž pro případné budoucí lidské průzkumníky Marsu.
• REMS (Rover Environmental Monitoring Station)
  Soustava několika přístrojů sledujících šest parametrů prostředí - rychlost a směr větru, relativní vlhkost atmosféry, tlak, teplotu atmosféry a povrchu, ultrafialové záření.
• SAM (Sample Analysis at Mars)
  Součást analytické laboratoře MSL obsahující tři přístroje - kvadrupólový hmotový spektrometr (QMS), plynový chromatograf (GC) a laserový spektrometr (TLS). Umožňuje detekovat i složitější organické sloučeniny (s 15-ti a více atomy uhlíku) a dokonce určit i jejich chiralitu. Citlivost u některých sloučenin je v jednotkách ppb.

Kromě toho byla prováděna měření během průletu atmosférou pomocí experimentu MEDLI (Mars Science Laboratory Entry, Descent, and Landing Instrument), jehož detektory byly umístěny na tepelném štítu. Dále jsou ve výbavě MSL čtyři navigační kamery (Navcam) a čtyři kamery (Hazcam) pomáhající předvídat možné nebezpečné situace (kolize s terénem apod.).

Přístrojové vybavení je tedy bohaté, ale je možné s těmito přístroji zjistit život?
Vědci se vždy rádi připravují na události, které se dají předvídat. A proto není divu, že se našli i takoví, kteří rozebírají právě možnosti detekce tzv. biosignatur, tzn. známek minulého či současného života, pomocí přístrojů na palubě Curiosity (Summons, et al., 2011) . Zde je upravený seznam ze (Summons, et al., 2011), který stručně popisuje možnosti jak a čím (v rámci kterého experimentu) by mohla MSL nalézt stopy po životě, a informací o tom, jak průkazně by se dala takto dokázat existence minulého či současného života na Marsu:

1. Morfologie organismů (určení biosignatur dle tvaru):
   Experiment: MAHLI.
   Organizmy, jejich fosílie či skořápky musí být minimálně 100 mikrometrů velké. Protože předpokládané životní formy na Marsu budou mikroskopické, je pravděpodobnost detekce malá. Případný objev by ale mohl být velmi průkazný.
2. Biogenní sedimenty, mikrobiální povlaky apod.:
   Experiment: MAHLI, MastCam.
   Je málo pravděpodobné, že by podařilo objevit takovou vrstvu, i když snímky z družice MRO ukazují odhalené vrstvy na úpatí Aeolis Mons. Průkaznost objevu by byla střední.
3. Diagnostické organické molekuly, organický uhlík:
   Experiment: SAM, ChemCam (při velkých množstvích).
   Zde existuje velmi dobrá šance, pokud tedy je na Marsu život. Objev by byl velmi průkazný.
4. Isotopické stopy:
   Experiment: SAM.
   Důležitý je kontext měření, výsledky můžou být jen obtížně interpretovatelné. Průkaznost objevu by byla střední.
5. Biomineralizace a látky změněné biologickou činností:
   Experiment: CheMin, možná MAHLI, SAM a APXS.
   Specifické minerály by měly být zjistitelné, užitečné můžou být i fotografie tvarů těchto minerálů (otázkou je, zda má MAHLI dostatečné rozlišení). Průkaznost objevu by byla malá.
6. Netradiční výskyt chemických látek v prostoru:
   Experiment: SAM, CheMin, ChemCam (při velkých množstvích).
   Distribuce prvků jako je uhlík, dusík či síra. Průkaznost objevu by byla malá (samostatně).
7. Výskyt biogenních plynů:
   Experiment: SAM.
   SAM je velmi citlivý přístroj pro detekci biogenních plynů. Průkaznost objevu by byla velká (např. u metanu).

Ze seznamu je patrné, že Curiosity může se štěstím známky života na Marsu objevit, pokud skutečně na Marsu život někdy byl a vyskytoval se i oblasti kráteru Gale. A tak mnozí novináři, snažící se psát co nejsenzačněji, nakonec zase až tak moc nepřeháněli.

Obrázek/Figure 3.

Best to date (few hours old) official mosaic from MSL (MastCam camera). In the center of this image is Aeolis Mons ("Mount Sharp"). Rim of the Gale crater is visible in distance.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

Nakonec menší galerie toho nejlepšího co zatím z MSL došlo na Zemi. Na obr.3 je zatím nejlepší oficiální panoráma z barevných snímků kamery MastCam, které JPL publikovalo sotva před pár hodinami. Uprostřed je vidět úpatí hory Aeolis Mons (neoficiálně "Mount Sharp") s postranními kaňony a pásmem tmavších písečných dun a po krajích mozaiky jsou v dáli patrné okraje kráteru Gale.

Obrázek/Figure 4.

Best to date complete mosaic from MSL by Björn Jónsson. Mosaic was made from Navcam images and then colorized by MastCam images.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS/Björn Jónsson.

Obrázek č.4 je asi nejlepší kompletní panoráma, které vytvořil Björn Jónsson ze snímků kamer Navcam, které poté obarvil barvou ze zmenšených snímků kamer Mastcam (snímky v plném rozlišení ještě nebyly v té době k dispozici).

Obrázek/Figure 5.

Amazing anaglyph made from MSL Navcam images by James Canvin.
Kredit/Credit: NASA/JPL/James Canvin.

Zřejmě nejlepším anaglyfem (3D obrázek) pořízeným z paluby MSL je zatím obrázek vytvořený Jamesem Canvinem ze snímků navigačních kamer Navcam (obr.5).

Obrázek/Figure 6.

Rim of the Gale crater from Mastcam images. This mosaic has ~2× better resolution than fig.3.
Kredit/Credit: NASA/JPL/MSSS/Daniel Macháček

Obrázek č.6 je mozaika okraje kráteru Gale ze snímků 34 mm kamery MastCam, které byly zveřejněny před nějakými čtyřmi hodinami. Oproti mozaice z JPL (obr.3) má asi 2× vyšší rozlišení a protože nebyly provedeny žádné operace, které deformují obraz, disponuje plným rozlišením publikovaných "raw" snímků (oproti originálům jsou tyto veřejně dostupné snímky komprimované ztrátovou kompresí, snímky v plné kvalitě budou pro veřejnost dostupné až za několik měsíců).

Posledním příspěvkem do galerie není obrázek, ale video, které vytvořili v Malin Space Science Systems ze snímků, resp. zatím jen jejich náhledů (!) kamery MARDI během sestupu MSL k Marsu. Snímky v plném rozlišení jsou zatím nahrány v paměti MSL a pomalu jsou přetahovány na Zemi. Zhruba za měsíc by měly být staženy všechny. Poté tohle video uvidíme v plném rozlišení 1648×1200 pixelů!

Reference:

(Grotzinger et al., 2012):
Grotzinger, J.P., J. Crisp, A.R. Vasavada, R.C. Anderson, C.J. Baker, R. Barry, D.F. Blake, P. Conrad, K.S. Edgett, B. Ferdowsi, R. Gellert, J.B. Gilbert, M. Golombek, J.Gómez-Elvira, D.M. Hassler, L. Jandura, M. Litvak, P. Mahaffy, J. Maki, M. Meyer, M.C. Malin, I. Mitrofanov, J.J. Simmonds, D. Vaniman, R.V. Welch, and R.C. Wiens, 2012. Mars Science Laboratory mission and science investigation, Space Science Reviews, online first, doi: 10.1007/s11214-012-9892-2. Available here.

(Summons, et al., 2011):
R.E. Summons, J.P. Amend, D. Bish, R. Buick, G.D. Cody, D.J. Des Marais, G. Dromart, J.L. Eigenbrode, A.H. Knoll, D.Y. Sumner, Preservation of Martian organic and environmental records: final report of the Mars Biosignature Working Group. Astrobiology 11, 2 (2011). doi:10.1089/ast.2010.0506. Available here.

Marťanské extrémy

Poslední příspěvek, který se týká přímo topografie Marsu, jsem plánoval již od mých prací na marsovské mapě (viz. předchozí příspěvek). Díky "nabobtnání" množství obrázků se mi jej podařilo dodělat až nyní.
A otázka, kterou v něm řeším se přímo nabízí, když už se zabýváme topografií.
Která místa Marsu jsou nejvýše a nejníže položená?

Co se týče nejvyššího místa, pak odpověď na tuto otázku známe již delší dobu. Když v roce 1971 přilétla k Marsu americká sonda Mariner 9 a stala se jeho první umělou družicí, povrch Marsu byl téměř kompletně skryt před našimi zraky globální prachovou bouří. Monotónní vzhled Marsu, jako koule bez výraznějších detailů, ale narušovaly v oblasti pojmenované Tharsis čtyři tmavší body. Bylo zřejmé, že se musí jednat o hory, které jsou natolik vysoké, že jejich vrcholky ční nad okolním prašným příkrovem planety. Mariner 9 nebyl vybaven žádným dálkoměrem, který by byl schopen přímo měřit výšky, ale byl vybaven citlivým spektrometrem. Díky tomuto přístroji je možné přibližně zjistit množství oxidu uhličitého v atmosféře v různých místech a z toho pak odvodit parametry atmosféry jakými jsou např. tlak či hustota. A stejně jako na Zemi se i na Marsu mění tlak s výškou. Další možností je použit vhodné snímky daného útvaru pořízené z odlišných úhlů pohledu a použít metodu stereogrametrie. Jako nejpravděpodobnější kandidát na titul nejvyšší marsovský útvar byl tak už v 70. letech minulého století nominována hora (sopka) Olympus Mons s udávanou výškou okolo 27 km (obr.1, převzatý ze staršího příspěvku, v rozlišení ~50 m/pix).

Obrázek/Figure 1.
Mosaic of the Olympus Mons volcano, the highest feature on Mars (21,281 m), made from 12 images taken by Viking Orbiter 1 (NASA/JPL) spacecraft. Resolution is ~50 m/pix. North is up and east is right. More info about this mosaic here.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Na přesná měření jsme si ale museli počkat až do roku 1997, kdy sonda Mars Global Surveyor začala mapovat Mars (mimojiné) pomocí laserového dálkoměru MOLA. Tento velmi přesný přístroj pořídil velké množství výškových profilů této hory. Nejvyšší naměřená hodnota nakonec dosáhla 21 280,76 metru a to konkrétně při okraji kráteru Pangboche (viz obr.7). Tento údaj je vztažen k tzv. areoidu, což je model povrchu s konstatním gravitačním potenciálem se započítaným rotačním potenciálem. Použitý model má označení mgm1025. Areoid je v podstatě obdoba mořské hladiny, ke které jsou vztahovány údaje o pozemské topografii. Pokud se zajímáte o podobné věci podrobněji, jistě si všimnete, že na tom údaji něco nesedí. Většina zdrojů (a to včetně NASA), udává jiné hodnoty, které se často liší i o více než 100 metrů.
Jak je to možné?
Odpověď je snadná. Většina údajů o výšce této hory je odvozena z výškových map (ze Smith et al., 2003). Protože tyto mapy jsou vytvořeny pomocí interpolace z výškových profilů a to v různých rozlišeních, jsou v těchto mapách údaje zkresleny. Přitom pro většinu útvarů platí, že vyšší rozlišení mapy rovná se přesnější údaje. Nejpřesnější údaje tak teoreticky dává mapa v rozlišení 128 pixelů na obloukový stupeň, což je zatím nejdokonalejší kompletní výšková mapa Marsu. Přesto, pokud někdo chce nejpřesnější údaje, musí se podívat na původní zdroje dat a použít přímo výškové profily publikované v datasetu MGS-M-MOLA-3-PEDR-L1A-V1.0 (Smith et al., 1999). Údaje z nich se dají velice snadno získat pomocí vyhledávače Mola PEDR Query. Nicméně každý přístroj někdy vyplivne nesmyslný nebo nepřesný údaj. Může být výše zmíněná hodnota chybná? Samozřejmě, to se stát může. Proto je dobré se podívat i na další měření, zvláště byla-li pořízena sondou jindy. Pokud jsou pak hodnoty podobné, pak je pravděpodobné, že daná hodnota je pravdivá (v rámci přesnosti měření, viz třeba příspěvek Topografická mapa Marsu). A jaký je tedy výsledek?
Čtyři nejvyšší hodnoty naměřené dálkoměrem MOLA pro výšku Olympus Mons jsou 21 280,76, 21 279,13, 21 277,86 a 21 275,43 metrů. Tyto hodnoty jsou si nejen velmi blízké, ale navíc byly všechny pořízeny v rámci různých výškových profilů a v různé dny. Z toho vyplývá, že nejvyšší údaj velmi pravděpodobně není chybou, ale spolehlivým měřením. K tomu je dobré dodat, že výškoměr MOLA není schopen měřit menší topografické útvary než pár desítek metrů v průměru a navíc nepokryl dokonale každičkou oblast Marsu (viz dále), takže skutečná výška bude zřejmě ještě o něco vyšší, snad okolo 21 300 metrů.

Obrázek/Figure 2.
Anaglyph of the area between northern Hellas Planitia and crater Huygens. The lowest place on Mars is in the left part of this image (look at fig.7). North is right and east is down. Anaglyph is made from stereo images from Mars Express' HRSC camera (images H0532_0000_S13 and H0532_0000_S23).
Resolution is ~200 m/pix. Date (for source images): 20.6.2004.
Kredit/Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejvyšší místo máme za sebou a před sebou to nejnižší. Už od dob Marineru 9 bylo podezření, že tímto místem je dno obří impaktní pánve Hellas Planitia. Než došlo na přesná měření pomocí výškoměru MOLA, byly uváděny hodnoty hloubky od 3 do 6-ti km. Pánev Hellas je ale rozsáhlá oblast o průměru ~2000 kilometrů a přesná poloha nejníže položeného místa byla docela záhadou. Data z výškoměru MOLA pomohla toto místo jak určit, tak i změřit hloubku. Ukázalo se, že nejnižším místem je menší nepojmenovaný kráter, ležící v severní části pánve a změřená hloubka dosáhla -8197,51 metru pod nulovou hladinou areoidu mgm1025. Byly zaznamenány další čtyři údaje menší než -8180 metrů, ale ty jsou součástí stejného výškového profilu. Nejnižší hodnota z jiného výškového profilu je -8179,09 metru. Přesto jsou to dost blízké hodnoty, takže nejnižší údaj je možné brát jako věrohodný. Ve výškových mapách vygenerovaných z těchto profilů je dokonce nejnižší údaj -8208  metrů, což dobře ilustruje jaké zkreslení výškových údajů mohou mít na svědomí interpolační algoritmy použité při tvorbě těchto map.
Jak už jsem se zmínil, MOLA nebyl dokonalý přístroj (což ostatně platí pro všechny přístroje) a měl svá omezení a mouchy. Během svého provozu nejenže neproměřil úplně celý povrch Marsu, či bylo měření nepřesné (i když to se stávalo jen zřídka), ale někdy i ve správně změřených výškových profilech prostě vypadla data. To znamená, že tento výškoměr mohl menší útvary snadno přehlédnout či minout. Přitom v extrémních případech mohl mít takový přehlédnutý útvar až 12 km v průměru!
Na palubě evropské sondy Mars Express, která zkoumá Mars už od roku 2003, je speciální kamera HRSC, která také umožňuje vytvářet výškové modely marsovského povrchu, tentokrát ze stereoskopických snímků (Roatsch, 2008). Jeden takový (po úpravách), pokrývající oblast od kráteru Huygens až po část dna planiny Hellas, včetně nejnižší oblasti Marsu (levá část anaglyfu, viz obr.7), je v anaglyfové podobě na obr.2. Byl vytvořen ze dvou obrazových map H0532_0000_S13 a H0532_0000_S23 (dostupné zde) vytvořených ze snímků pořízených 20.6.2004. Rozlišení anaglyfu je 200 m/pix.
Pokud se výškové modely z této kamery vhodně propojí ("nafitují") s daty výškoměru MOLA, je možné měřit topografii terénu Marsu i v oblastech, které MOLA minul. A zrovna v případě nejnižšího místa Marsu, menšího kráteru v planině Hellas, výškoměr MOLA zcela minul centrální oblast tohoto kráteru. Snímky z kamery HRSC a z nich vycházející výškový model terénu, ukazují, že uvnitř leží další, menší kráter. Dno tohoto kráteru leží přibližně -8530 metrů pod nulovou hladinou areoidu.

Obrázek/Figure 3.
Anaglyph comparison between MOLA digital terrain model (DTM) and HRSC DTM in area around the lowest place on Mars. You can see, that the lowest point on Mars (small crater in bigger crater) is entirely missing in MOLA DTM. North is up in these images.
Kredit/Credit: NASA/JPL/GSFC/ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Na obrázku č.3 je možné porovnat anaglyfy této oblasti, vytvořené z výškového modelu založeného na datech výškoměru MOLA (vlevo) a z kamery HRSC (vpravo). Ihned je patrné, že výškový model z MOLA postrádá onen středový kráter ve větším kráteru. V případě HRSC je terén vykreslen s podstatně větším množstvím detailů, ale i zde je možné si všimnout oblastí, kde naopak MOLA model je přesnější. To souvisí zřejmě s nižší výškovou přesností modelů z HRSC (+/- >10 metrů vs. +/- jednotky metrů u MOLA) nebo absencí výraznějších detailů na snímcích (model pak znázorňuje plochý terén). Proto je dobré data z obou přístrojů (MOLA i HRSC) vhodně kombinovat a vzájemně porovnávat. V tomto případě se třeba ukázala výhoda HRSC, spočívající v lepším pokrytí. Pokud bychom se ale podívali třeba na výškové údaje z výškového modelu pro Olympus Mons, pak model založený na snímcích HRSC dává výšku "jen" 21 234 metrů (model H0037_0000_DA4), což je, vzhledem k množství a kvalitě měření z výškoměru MOLA, evidentně dosti nepřesná hodnota.

Obrázek/Figure 4.
Part of the best image of the area around the lowest place on Mars (-8,530 m). The lowest place on the Mars is in the central crater in the big crater. Image (P16_007438_1462_XN_33S297W) was taken by CTX camera onboard MRO spacecraft. Color is from images from HRSC camera (images from series h0532_0000 with red, green and blue filters). North is up and east is right.
Resolution is ~13 m/pix. Date: 27.2.2008 (CTX).
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS/ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejlepší snímek (P16_007438_1462_XN_33S297W, dostupný třeba zde) dané oblasti pořídila 27.2.2008 americká sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) pomocí kamery CTX. Výřez z tohoto snímku, zobrazující jen malý kráter s nejnižším místem na Marsu, centrálním menším kráterem (viz obr.7) je na obr.4. Protože byl snímek černobílý, obarvil jsem jej pomocí barevných snímků z kamery HRSC (snímky sekvence h0532_0000 pořízené přes červený, zelený a modrý filtr). Originální rozlišení bylo okolo 6,5 metru, ale obrázek č.4 je zmenšen na rozlišení ~13 m/pix. Díky použití metody binning jsem tak mohl zvýšit dynamický rozsah a zvýraznit některé detaily.

Obrázek/Figure 5a,b.
Stereoscopic images of the Dokka crater (anaglyph and cross-eye). Lowest place in the Dokka crater is the closest point to the center of the Mars (3,372.78 km to the center). Stereoscopic images are made from images, which were taken by HRSC camera (images from series h5488_0000). North is right and east is down.
Resolution is 25 m/pix. Date: 10.4.2008.
Kredit/Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejvyšší a nejnižší místa na Marsu známe a zde bych mohl tedy skončit. Co když ale budeme brát výšky vzhledem k nějaké pevně dané hodnotě poloměru Marsu a nejvyšší, resp. nejnižší místo pak bude odpovídat místu, které je nejdále, resp. nejblíže ke středu Marsu. Bude se jednat opět o ta samá místa?
Nejvzdálenější bod od středu Marsu je skutečně opět okraj kráteru Pangboche. Ten leží plných 3417,394 kilometrů od středu Marsu. Pokud použijeme jako referenční hodnotu poloměru rovníkový poloměr 3396 km, který je často používán při reprojekci snímků Marsu (Mars je brán jako koule o poloměru 3396 km), pak je výška 21 394 metrů.
Ale nejblíže ke středu Marsu se nedostaneme v pánvi Hellas. Naopak bychom museli cestovat téměř na opačnou stranu Marsu, do severních oblastí mrazivých pouští planiny Vastitas Borealis. Zde leží více než padesátikilometrový kráter Dokka. Tento kráter má neobvyklý vzhled. Uprostřed je velmi hladký a zdánlivě plochý. Jak už jsem zmínil, leží tento kráter ve vysokých severních šířkách, není teda až takovým velkým překvapením, že téměř celý vnitřek kráteru vyplňuje masivní ledovec. Ten je dobře vidět na stereoskopických obrázcích č.5a/b (černobílý anaglyf a barevný "cross-eye") vytvořených z map (h5488_0000_re3, h5488_0000_gr3, h5488_0000_bl3, h5488_0000_s13, h5488_0000_s23, dostupné zde) odvozených ze snímků kamery HRSC pořízených 10.4.2008. Rozlišení je 25 m/pix. Barevný obrázek ve stejném rozlišení, ale s lepším zvýrazněním detailů (opět byl použit binning) je k dispozici na stránkách Planetary Society.
Nejnižší místo tohoto kráteru má hloubku -6096 metrů pod nulovou hladinou areoidu mgm1025. Jeho vzdálenost od středu planety je však jen 3372,78 kilometrů. Tomu odpovídá hloubka 23 220 metrů pod hladinou rovníkového poloměru (3396 km) a o 44 614 metrů níže než vrcholek hory Olympus Mons!

Obrázek/Figure 6.
Part of the best image of the Dokka crater. Image (G01_018581_2828_XN_77N145W) was taken by CTX camera onboard MRO spacecraft. Color is from images from HRSC camera (images from series h5488_0000 with red, green and blue filters). North is up and east is right.
Resolution is ~13 m/pix. Date: 14.7.2010 (CTX).
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS/ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejlepší snímek (G01_018581_2828_XN_77N145W, dostupný zde) kráteru Dokka pořídila opět kamera CTX sondy MRO dne 14.7.2010. Tentokrát byl snímek pořízen, když bylo Slunce nízko nad marsovským obzorem, takže je velmi dobře patrná topografie terénu. Výřez ze snímku je na obr.6. Výsledek jsem opět obarvil barvou z map ze snímků HRSC (barevné mapy sekvence h5488) a velikost jsem dvakrát zmenšil (rozlišení je opět asi 13 m/pix). Barevnou informaci je třeba nyní brát obzvláště s rezervou, protože byla přidána ze snímků pořízených při podstatně jiném osvětlení.

Obrázek/Figure 7.
The lowest and highest points on the Mars, their approximate localization in high resolution images (fig.1, fig.4 and fig.6) and elevation data (in meters) referenced to the areoid mgm1025, or equatorial radius 3396 km (numbers in brackets).
Kredit/Credit: Daniel Macháček.

Obrázek č.7 shrnuje celý příspěvek a obsahuje pokud možno co nejpřesnější informace o poloze nejnižších a nejvyšších míst na snímcích s nejvyšším rozlišením (obr.1, 4 a 6). Je uveden výškový údaj jak vzhledem k areoidu mgm1025, tak vzhledem k rovníkovému poloměru Marsu (pro 3396 km). Všechny obrázky (v celém příspěvku) jsou orientovány přibližně tak, že sever je nahoře a východ vpravo, jen stereoskopické obrázky mají sever vpravo a východ dole.

UPDATE (1.8.2012):

Zdá se, že jsem zaměnil rovníkový poloměr Marsu (3396 km používaný pro účely mapování Marsu, přesně 3396,19 km) se středním poloměrem Marsu, který činí jen 3389,5 km (podle IAU2000). Protože se většina map zobrazuje v případě Marsu na kouli o poloměru 3396 km, tuto hodnotu jsem v textu ponechal, jen jsem opravil střední poloměr za rovníkový. Jako zajímavost ale uvádím, že při použití středního poloměru je výška hory Olympus Mons podobná dříve udávané hodnotě ~27 kilometrů (přesně 27 894 metrů).

Reference:

(Roatsch, 2008):
Roatsch, T., Mars Express HRSC Orthophoto and Digital Terrain Model V1.0, MEX-M-HRSC-5-REFDR-DTM-V1.0, European Space Agency, 2008.

(Smith et al., 1999):
Smith, D., G. Neumann, P. Ford, R. E. Arvidson, E. A. Guinness, and S. Slavney, Mars Global Surveyor Laser Altimeter Precision Experiment Data Record, NASA Planetary Data System, MGS-M-MOLA-3-PEDR-L1A-V1.0, 1999.

(Smith et al., 2003):
Smith, D.E., M.T. Zuber, G.A. Neumann, E.A. Guinness, and S. Slavney, Mars Global Surveyor Laser Altimeter Mission Experiment Gridded Data Record, MGS-M-MOLA-5-MEGDR-L3-V1.0, NASA Planetary Data System, 2003.

Topografická mapa Marsu

Když jsem minule dělal mozaiku oblasti okolo Argyre Planitia a při zjišťování bližších informací o této oblasti jsem narazil na výškové mapy Marsu, ať už pořízené laserovým výškoměrem MOLA sondy Mars Global Surveyor nebo pomocí kamery HRSC na sondě Mars Express, hned mne napadlo, zda se nenašel někdo, kdo by z těchto dat udělal topografickou mapu Marsu s okótovanými vrcholky a nížinami s údaji o výšce.
Nakonec jsem po letmém hledání na internetu došel k závěru, že taková mapa zatím veřejně publikována nebyla. Existuje spousta topografických map Marsu, ale téměř všechny jsou bez číselných údajů o výškách. Jednou z mála výjimek je tato mapa publikována Americkou organizací USGS (U.S. GEOLOGICAL SURVEY). Osobně mám tuto mapu asi nejraději ze všech publikovaných výškových map, zejména pro její příjemný vzhled a vysoké rozlišení. Nicméně tato mapa je čistě zaměřená jen na topografii a díky použití kontur je v ní minimum dalších informací. V mapě je jen šest výškových údajů a žádné názvy. Další výborné topografické mapy jsou dostupné zde. Jedná se opět o mapy produkované USGS. Tyto mapy mají vysoký kontrast, vysoké rozlišení (měřítko je 1 : 5 000 000) a obsahují snad všechny názvy útvarů na Marsu. Ale výškové údaje v nich nejsou a díky tomu, že jsou rozkouskované na 30 dílů, je hledání v nich ne příliš rychlé a příjemné.
Takže co s tím?
Řešení je nasnadě. Udělat mapu, která tyto údaje bude obsahovat a zároveň bude obsahovat i názvy útvarů na povrchu. Abych se přiznal, udělat si nějakou mapu byl vždy jeden z mých snů. Už na základní škole byl Školní atlas světa mou nejoblíbenější učebnicí a je to jedna z knížek do které se vždy rád podívám. Nedovedu si představit jinou knihu, kde je tolik přehledných informací v tak omezeném formátu. Proto není divu, že jsem se nechal hodně mapami v tomto a dalších atlasech hodně inspirovat. Zpětně se skláním v obdivu před lidmi, kteří tyto mapy dělali, byli to vážně borci.
Nevím jakým způsobem mapy dělali autoři těchto atlasů, ale já jsem si situaci usnadnil tím, že jsem jako výchozí bod použil již hotovou výškovou mapu (DEM - Digital Elevation Model) vytvořenou z dat výškoměru MOLA z datasetu MGS-M-MOLA-5-MEGDR-L3-V1.0 (Smith et al., 2003). Konkrétně se jednalo o verzi při rozlišení 32 pix/°. Tato mapa je v jednoduchém válcovém zobrazení, což sice z mnoha důvodů není nejpoužívanější typ zobrazení u map, má mnoho nevýhod (třeba zkresluje tvary a plochy dál od rovníku), ale dobře se s ním pracuje (snadno se lokalizují body na povrchu) a umožňuje relativně snadné zobrazení celého povrchu planety v jediném obrázku.
Samotná výšková mapa ale vypadá nepřirozeně a jako podklad není vhodná. U většiny topografických map se používají mapy s vystínovaným reliéfem, které jsou pro člověka mnohem lépe čitelné v kombinací s nějakou vhodnou výškovou škálou.
Při výrobě mapy s vystínovaným reliéfem jsem použil poprvé starší program Wilbur, který umí přímo zobrazit vystínovaný terén a navíc umožňuje i měnit parametry stínování. Nevýhodou je, že neumí pracovat s 16-ti bitovou výškovou mapou MEGDR, takže mapy byly vytvořeny z překonvertovaných 8-mi bitových obrázků. To vytvořilo mnoho nepěkných vystínovaných "schodů" v obraze. Řešením bylo použít několik vrstev, z nichž jedna byla vystínovaná mapa z programu Wilbur, další byla vytvořena stínováním v programu ImageJ, který umí sice pracovat s mapou MEGDR, ale umí s ní pracovat jen jako s obrázkem, ne výškovou mapou. Takže stínování "jen" zvýrazní hrany, ale ponechá například světlé vrcholky a tmavé nížiny. V programu ImageJ jsem také vytvořil barevnou výškovou škálu pomocí ručního editování stupnice LUT (Lookup Table). Protože je tato stupnice jen v 256-ti barvách, které jsou aplikovány na 65536 stupňů šedi originální mapy MEGDR a barevná výšková stupnice ve výsledné mapě je odstupňována po kilometrových výškách, došlo při převodu k nutným nepřesnostem, které se pohybují od jednotek metrů až po ~50 metrů. Takže hranice výškových stupňů ve výsledné mapě nejsou absolutně přesné, jsou zatíženy chybou až ~50 metrů, ale rozdíl to je prakticky těžko zaznamenatelný.
Výsledná mapa s vystínovaným reliéfem a výškovou stupnicí je tedy vytvořena kombinací několika různých stínovaných vrstev s barvou převzatou z mapy s editovanou LUT. Celý postup je zjednodušeně znázorněn na obrázku 1.

Obrázek/Figure 1.
Image which depicts, in simplified form, procedure of the obtaining color-coded shadow relief map from DEM (Digital Elevation Model).
Kredit/Credit: NASA PDS/Daniel Macháček

Při rozlišení 32 pix/° ve válcovém zobrazení má mapa rozlišení na rovníku zhruba 1,85 km/pix. Protože můj počítač už není z nejmladších, zmenšil jsem mapu na rozlišení 2,5 km/pix na rovníku, abych měl jistotu, že s tak velkým souborem budu moci vůbec pracovat. Abych zabránil úbytku detailů, použil jsem ještě před zmenšením mapy další vrstvu, obsahující extrémně zesílené vysokofrekvenční detaily (tedy detaily malých rozměrů). Díky tomu jsou v mapě viditelné i malé útvary, třeba kanály, které by jinak nebyly vůbec patrné. Nevýhodou tohoto opatření byl očekávaný nárůst velikosti komprimované mapy téměř o 70% (v PNG formátu).
Jedna věc je mít mapu, další je zaplnit ji údaji. Konkrétně jsou v mapě obsaženy tři základní typy údajů - místa přistání sond, "marsopisné" názvy a informace o výškách pro význačné body.
Nejméně náročnými na doplnění jsou údaje o sondách (přistávacích modulech), které zatím na Marsu přistály. Jsou v ní uvedeny jak mise úspěšné (ve vysvětlivkách označené jako Soft landing - měkké přistání, označení černým křížkem), tak mise neúspěšné (Hard landing - tvrdé přistání, označení červeným křížkem). Jednou z chyb v mapě, které jsem si vědom, protože je záměrná, je vyznačení plánovaného místa srpnového přistání nového Amerického vozítka Curiosity jako úspěšného, což samozřejmě v době, kdy píšu tento text není ještě známo. Udělal jsem to, abych kvůli jednomu údaji nemusel znovu nahrávat mapu na internet. Doufejme, že tento předpoklad vyjde a v tomto bodě bude mapa za měsíc a půl v pořádku (Update 6.8.2012: vozítko Curiosity úspěšně přistálo! :)). Dále je Sovětské přistání sondy Mars 3 označeno za měkké, i když modul fungoval na Marsu jistě jen asi 2 minuty a jen necelých 20 sekund vysílal informace. Všechny data o místech přistání jsou převzata z NSSDC Master Katalogu přes Wikipedii, kromě dat pro Beagle 2, která jsou převzata ze stránek projektu a dat pro přistávací modul Mars 2, kde jsou použita data převzatá od Phila Stooka, za jehož upozornění mu tímto znovu děkuji (viz fórum UMSF).
Co se týče názvů na Marsu, použil jsem názvy z výše zmíněných map Marsu organizace USGS v měřítku 1 : 5 000 000. V případě, že mi nebylo úplně jasné, kterou oblast vlastně daný název označuje, použil jsem výborný on-line vyhledávač stejné organizace, který je dostupný zde. Kromě velmi malých kráterů by měly být na mapě snad všechny názvy různých útvarů. Názvy jsou zpravidla umístěny tak, aby bylo jasné, který útvar popisují. U kanálů (Vallis a Valles) a dalších lineárních útvarů (Fossae, Scopuli, Catena, Dorsa) jsou názvy umístěny podél těchto útvarů. U extrémně malých jednotlivých kanálů, které jsou na hranici viditelnosti, je často použito označení ve dvou řádcích nad sebou, přičemž kanál je mezi těmito řádky. Názvy kráterů jsou buďto přímo v kráteru nebo vpravo od kráteru. Někdy jsem musel název umístit jinde, v tom případě je kráter (či jiná oblast) označen černým puntíkem, aby bylo zřejmé, o který útvar se jedná.
Velké regionální oblasti jsou vyznačeny hůlkovým písmem. Jejich hranice jsou jen matně stanoveny, jistý obrázek o jejich ohraničeních je možné si udělat pomocí těchto map (od USGS, jak jinak :) ).
Třetím typem informací v mapě jsou výškové údaje některých význačných bodů na Marsu.
V mapě jsou použity data hlavně z laserového výškoměru MOLA, konkrétně z datasetu MGS-M-MOLA-3-PEDR-L1A-V1.0 (Smith et al., 1999). Výškoměr MOLA pořizoval data s přesností až 40 cm u rovného terénu. U svahů je přesnost nižší (metry až desítky metrů). K této nepřesnosti je třeba dále připočíst chybu v určení výšky dráhy nad středem Marsu (~1 metr). Všechny údaje o topografii terénu jsou vztaženy k areoidu (model povrchu s konstatním gravitačním potenciálem se započítaným rotačním potenciálem) mgm1025, což je zhruba obdoba mořské hladiny u Země. Chyba v určení povrchu areoidu je ~1,8 metru. Celková chyba v topografických měřeních pomocí výškoměru MOLA je tak okolo tří metrů.
Data jsem získal pro každý povrchový útvar přes on-line rozhraní MOLA PEDR Query v Mars Orbital Data Exploreru. Data jsou dostupná v podobě tabulky, včetně přesných údajů (+/- 100 metrů) o poloze v areocentrických jednotkách (model dle IAU2000) a stejné jednotky a model je použit i pro označení souřadnic v mapě. Proto je možné je velice přesně umístit do mapy. Zvláště jednoduché je to u mapy ve válcovém zobrazení. Lokalizace výškových údajů je v mapě provedena pomocí černých trojůhelníčků s přesností +/- 0,5 pixelu. Z údajů jsem vybral jen dostatečně věrohodná data, zpravidla podpořená podobnými údaji z více datových souborů (to jest data získaná při různých obězích) a nepoužíval jsem data z tzv. módu 4, která dávají pro povrch velmi nepřesné údaje.
Menší část údajů je získána z digitálních modelů terénu (DTM) vytvořených ze stereoskopických snímků kamery HRSC na sondě Mars Express (ESA). Ty jsou dostupné v rámci datasetu MEX-M-HRSC-5-REFDR-DTM-V1.0 (Roatsch, 2008). Výšková data v těchto modelech používají stejný areoid mgm1025 a jsou kalibrována pomocí map MEGDR. Díky tomu jsou kompatibilní s výsledky výškoměru MOLA. Protože mají lepší pokrytí terénu při podobném nebo vyšším rozlišení než data z výškoměru MOLA, většinou by měly dávat lepší výsledky pro menší vrcholky či naopak sníženiny (které laserový výškoměr mohl prostě minout). Nevýhodou je nižší přesnost (+/- ~10 metrů) a riziko vyšší chyby při nižším poměru signálu na šumu - SNR (Signal to Noise Ratio). Tento efekt pak může ještě umocnit ztrátová komprese dat, která je u snímků kamery HRSC používána. Nakonec jsem použil jen ty údaje, kde model DTM dává vyšší údaje pro vrcholky a nižší údaje pro nížiny a to zatím jen pro pár význačných útvarů, pro které takový model existuje (pro většinu povrchu Marsu tyto modely stále nejsou hotovy).

Obrázek/Figure 2.
Topographic map of Mars in scale 1 : 7 087 000.
Backround shaded relief map has resolution ~2.25 km/pix on Martian equator. All other basic information about map in english language are directly in the map (in the right lower corner). This is version of the map as 14MB JPG image. PDF version (57MB!) is available HERE.
Actual version of the map is from 11.12.2012.
Map was created by Daniel Macháček (2012).

Spojení základní mapy s informacemi jsem provedl ve starém dobrém IPE 6. Jednalo se o nejpracnější část, protože jen výškových bodů je okolo 1250. Celkově výroba mapy zabrala něco mezi 100 až 150-ti hodinami čistého času a výsledek je k dispozici buďto jako obrázek č.2 (14MB JPG) nebo užitečnější PDF (velikost 56MB!) přes Google Documents. V PDF je možné si zvětšit malé nápisy, které jsou při 100% zvětšení (odpovídá tiskovému rozlišení 72 DPI) použitém u obrázku špatně čitelné, či nečitelné (u nejmenších). Další velkou výhodou je možnost rychlého vyhledávání jednotlivých útvarů podle názvů.
Na úplný závěr ještě základní přehled informací o mapě:

Základní údaje o mapě Marsu. Basic information about Martian map.
Projekce/Projection:	Válcová/Cylindrical.
Měřítko (při 72 DPI): Scale (at 72 DPI):	1 : 7 087 000.
Rozlišení při 72 DPI (100%) na rovníku: Resolution at 72 DPI on equator:	2,5/2.5 km/pix.
Systém souřadnic: Coordinate System:	Areocentrický Areocentric (IAU2000).
Výšky vztaženy vůči: Elevations referenced to:	Areoid mgm1025.
Aktuální verze z: Actual version of the map from:	11.12.2012.

Reference:
(Roatsch, 2008) Roatsch, T., Mars Express HRSC Orthophoto and Digital Terrain Model V1.0, MEX-M-HRSC-5-REFDR-DTM-V1.0, European Space Agency, 2008.
(Smith et al., 1999) Smith, D., G. Neumann, P. Ford, R. E. Arvidson, E. A. Guinness, and S. Slavney, Mars Global Surveyor Laser Altimeter Precision Experiment Data Record, NASA Planetary Data System, MGS-M-MOLA-3-PEDR-L1A-V1.0, 1999.
(Smith et al., 2003) Smith, D.E., M.T. Zuber, G.A. Neumann, E.A. Guinness, and S. Slavney, Mars Global Surveyor Laser Altimeter Mission Experiment Gridded Data Record, MGS-M-MOLA-5-MEGDR-L3-V1.0, NASA Planetary Data System, 2003.

Stříbrná planina

K planetě Mars mám ambivalentní vztah. Na jednu stranu mi trochu vadí, že se mu věnuje tolik pozornosti a ignorují se další tělesa Sluneční soustavy, z nichž mnohá jsou přinejmenším stejně zajímavá, ne-li zajímavější než Rudá planeta, ale na druhou stranu, když si procházím mraky snímků Marsu, musím uznat, že Mars je zajímavá a nádherná planeta, která je v mnoha směrech velmi podobná Zemi. Nedávno jsem byl požádán, zda bych se nemohl podívat na nějaký pěkný snímek sopky Pavonis Mons. Při prohlížení starých snímků ze sond Viking jsem narazil i na pár snímků této hory, ale se žádným jsem nebyl spokojen. Nakonec mou pozornost vzbudily snímky úplně jiné oblasti, ne tolik známé, ale přesto velmi zajímavé.

Několik tisíc kilometrů na jihovýchod od známé vulkanické oblasti Tharsis a jejich čtyřech masivních sopek, se nachází obří impaktní pánev Argyre Planitia. S průměrem přes tisíc kilometrů se jedná o druhou největší impaktní pánev Marsu (po Hellas Planitia). 24. července 1976 pořídila sonda Viking Orbiter 1 úžasnou mozaiku, která pokrývá oblast Marsu od této planiny až po záhadnou, v dřívějších dobách tektonicky aktivní oblast Thaumasia Fossae.

Obrázek/Figure 1.
Viking Orbiter 1 mosaic of the regio between Argyre Planitia and Thaumasia Fossae.
Mosaic is made from 36 filtered (violet, red filter) images (from 034a11 to 034a46).
Green images were obtained as synthetic images from red and violet images.
East is up and north is to the left.
Date 24.7.1976. Resolution is ~800 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Viking pořídil sadu 36-ti snímků (034A11 až 034A46) ve dvou barvách (fialová a červená). S použitím syntetických zelených snímků je pak možné poskládat barevnou mozaiku (obr.1). Přesné rozlišení této mozaiky neznám (archív snímků z Vikingů obsahuje jen velmi vágní informace o rozlišení), ale na základě průměrů kráterů a dalších objektů je odhadem 800 metrů na pixel. Protože snímky byly do vhodného tvaru měněny pomocí aplikace bUnwarpJ a byly mírně zvětšeny, odhaduji, že nejmenší viditelné detaily mají asi 2 kilometry v průměru. Pro větší kontrast byla celá mozaika částečně filtrována další aplikací CLAHE. Obě zmíněné aplikace jsou dostupné jako pluginy pro program ImageJ. Poprvé jsem během zpracování snímků sáhl po zajímavém programu Image Analyzer (Michael Vinther), který umožňuje přímo upravovat frekvenční složky snímku a tak odstranit třeba některé specifické typy šumu v obraze.

Obrázek/Figure 2.
Information image for text.
There are named surface features (blue), elevation points for some distinctive topographical features (black), height profile from fig.4 (red) and GPR radar profile from fig.5 (green) in this image.
This image is also properly oriented (east is to the right and north is up).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Mozaika pokrývá zajímavou oblast táhnoucí se od řetězu kráterů Lohse, Helmholtz, Wirtz a Galle, přes Argyre Planitia až po planiny okolo tektonických zlomů Thaumasia Fossae a úplně na okraji (vlevo dole) je vidět i další pásmo tektonických zlomů Claritas Fossae. Obrázek č.2 představuje pomůcku, která umožní lépe se orientovat v této mozaice a obsahuje všechny informace relevantní k textu. Je také zobrazena tak aby východ byl vpravo a sever nahoře. Mozaika na obr.1 má východ nahoře čistě z estetických důvodů.
Během přípravy mozaiky jsem se také podíval, zda nemám po ruce nějaký článek o této oblasti. Překvapivě jsem našel jeden odborný článek, který se věnuje celý jen Argyre planitia. Ne že by o této oblasti nikdo nepsal, ale ne vše je veřejně dostupné a takový pěkný, dostupný článek vždy potěší. Práce Topography and morphology of the Argyre Basin, Mars: implications for its geologic and hydrologic history (autoři Harald Hiesenger a James W. Head III) shrnuje informace, které byly dostupné do roku 2002 a doporučuji ji pro bližší informace o planině Argyre (dostupná je zde - PDF). Dle informací v tomto článku je planina Argyre, pojmenovaná po mýtickém řeckém ostrově s hojností stříbra, široká asi 1700 kilometrů (po poslední prominentní prstenec kráterových pohoří), s tím, že je možný průměr až 2750 km. Autoři použili tehdy dostupná data z laserového výškoměru MOLA sondy Mars Global Surveyor (MGS) a určili maximální hloubku na více než 5 km (-5121 m) pod střední úrovní Marsovského povrchu (tzv. areoidu). Jedná se o sníženinu v menší kráteru v kráteru Hooke. Maximální výšku v této oblasti pak změřili 5393 metrů u jednoho z vrcholků Charitum Montes.

Obrázek/Figure 3.
32 pixel per degree elevation map of the Argyre Planitia.
Resolution is 1852 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Nevím jak jsou na tom obecně další obory vědy, ale v oblasti planetologie je zvykem data zveřejňovat a i amatér si může prohlédnout data, která používají vědci při psaní podobných článků. A protože jedna z mých slabostí se týká topografických čísýlek, zkusil jsem se mrknout na veřejně dostupná data z laserového dálkoměru MOLA také. Laserový dálkoměr MOLA byl velmi přesný přístroj, který umožnil měřit topografii terénu Marsu s přesností na metry. Měření probíhá tak, že se vyšle z přístroje laserový paprsek, který se poté odrazí od povrchu a tento odražený paprsek pak přístroj zpětně detekuje. Z doby mezi vysláním paprsku a jeho dopadem je pak možné změřit vzdálenost sondy od povrchu a tedy i topografie terénu. Při každém "bliknutí" ozáří laser plošku přes 100 metrů širokou. Proto každé měření představuje nakonec "jen" jakousi průměrnou vzdálenost k této ploše. Přesto je takové rozlišení úžasné. V době psaní článku ještě nebylo k dispozici tolik měření (přístroj stále pracoval), a proto je zajímavé porovnat, jak si stojí hodnoty určené pro planinu Argyre nyní, když už máme všechna data. Obrázek č.3 představuje výškovou mapu planiny Argyre při rozlišení nižším než maximálním, jen pro ilustraci, jak taková mapa vypadá. Je to výřez z výškové mapy při 32 pix/°. Pro oblast Argyre jsou k dispozici i mapy při rozlišení 128 pix/°, kde jeden pixel představuje čtvereček velký 463 metrů nebo přímo originální výškové profily z výškoměru MOLA, kde každý bod pokrývá plošku 160×300 metrů. Ještě přesnější data lze získat kombinací dat výškoměru MOLA se stereoskopickými snímky kamery HRSC sondy Mars Express. Obecně platí, že přesnější data znamenají nárůst maximálních hodnot (u vrcholků) a zmenšování minimálních hodnot (u prohlubní).
Jak tedy dopadla měření?
Nejnižší bod leží na stejném místě (v kráteru Hooke), ale je 5269 metrů pod střední hladinou Marsovského povrchu. Nejvyšší místo je opět tam, kde jej měřili i Head s Hiesengerem, ale nyní se hodnota vyšplhala na 6143 metrů! Takže tři čtvrtě kilometru navíc. Rozdíl mezi nejnižším a nejvyšším místem v rámci planiny Argyre je tedy více než 11 410 metrů. Poprvé když jsem se díval na hory na okraji Argyre, byl jsem si vědom, že zdání klame a že jsou dost vysoké, ale nenapadlo mne, že jsou srovnatelné s nejvyššími pohořími na Zemi. O něco nižší hora ležící mezi údolími Surius a Dzigai Vallis má "jen" 5300 metrů na výšku, ale terén rychle klesá více než 2500 metrů pod nulovou hladinu, takže se tyčí do výšky skoro osmi kilometrů nad centrální planinu ve středu Argyre.

Obrázek/Figure 4.
Elevation profile of the Dzigai Vallis.
Axis x (distance) is in kilometers and axis y (height) is in meters. Heights are correlated to the Martian areoid. Profile is marked as red line in fig.2.
Resolution is 463 m per measurement.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

V dávných dobách, kdy Mars byl ještě relativně vlhkou planetou, proudily do Argyre řeky pramenící v jižních polárních oblastech Marsu. Pozůstatkem z těchto dob jsou hluboká údolí v okolí Argyre (Surius, Dzigai a Palacopas Vallis) a komplikované sítě řečišť v celé oblasti od Argyre až po oblast Thaumasia. I necvičené oko jich najde v mozaice spoustu. Pomocí dat z výškoměru MOLA je pak snadné například zobrazit profil takových údolí. Jeden takový je na obr.4. Je to profil údolí Dzigai Vallis poblíže ústí do Argyre. V obr.2 je tento profil označen červenou čarou. Na ose x jsou vyznačena vzdálenost v kilometrech a na ose y výška v metrech. V tomto místě se bývalá řeka zařízla do hloubky asi -1500 metrů a okolní vrcholky se tyčí do výšky přes 2000, resp. 3000 metrů. Údolí je tedy přes 3500 metrů hluboké a vrcholky okolních hor jsou po stranách vzdáleny 30 kilometrů.

Obrázek/Figure 5.
"Subsurface image" of the Lowell impact basin from GPR SHARAD (MRO).
Outer and inner rims and central dune are visible.
Image is marked as green line in fig.2.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/ASI/UT/Daniel Macháček

Protože Argyre je v podstatě obrovské údolí a kdysi dávno do něj proudila voda z jižních oblastí (zřejmě z tajícího ledového pokryvu polární oblasti) je pravděpodobné, že bylo kdysi částečně vyplněno vodou. Voda utvořila v Argyre velké jezero, které bylo zřejmě na povrchu pokryto ledovou vrstvou. O tom jak bylo toto jezero rozsáhlé a hluboké se zatím vedou spory. Krajní variantou je, že Argyre bylo naplněno několik kilometrů hlubokou vrstvou vody, což umožnilo odtok údolím Uzboi Vallis (není vyznačeno na obr.2, ale leží zhruba za kráterem Hooke) systémem 8000 kilometrů dlouhých spojených řečišť až na severní polokouli. Po takovém jezeře mohly zůstat pozůstatky dodnes, třeba v podobě ledovců na dně planiny.
V současné době obíhají okolo Marsu dvě sondy s přístroji, které jsou teoreticky schopny takový ledovec přímo nalézt. Jedná se o sondy Mars Express, resp. Mars Reconnaissance Orbiter s podpovrchovými radary MARSIS, resp. SHARAD. Tyto radary jsou schopny doslova nahlédnout pod povrch Marsu do hloubek několika kilometrů. Pomocí internetového vyhledávače Mars Orbital Data Explorer je možné velice rychle vyhledat vhodná data a podívat se na podpovrchové profily v podobě obrázků. Několik takových profilů jsem prošel, ale žádný neukazuje výrazné podpovrchové vrstvy v oblasti Argyre.
Nicméně bylo mi líto nezužitkovat tohoto pátrání a našel jsem pěkný profil jiné význačné impaktní pánve v mozaice. 28. prosince 2009 pořídil přístroj SHARAD profil impaktní pánve Lowell, který je vidět na obr.5. Jedná se o obrazový náhled profilu R_1604701_001_SS19_700_A. Přibližná poloha tohoto profilu je vyznačena v obr.2 zelenou čárou. V profilu je vidět povrch Marsu a jeho relativní výška a sem tam nějaký odraz od podpovrchového objektu. V centru kráteru lze vidět písečnou dunu a snad i dno kráteru, které zakrývá.

Obrázek/Figure 6.a,b
Stereograms (anaglyph and cross-eye) of the Argyre Planitia from Viking Orbiter 1 images.
Images are from fig.1 (left image) and four colorised images 022a94 - 022a97 (red filter, date: 12.7.1976).
Resolution is ~750 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Poslední obrázky jsou vytvořeny z mozaiky (obr.1) a dalších čtyřech snímků Vikingu (022A94 až 022A97) pořízených o dvanáct dní dříve (12.7.1976). Díky tomu, že byly pořízeny z trošku jiné perspektivy, bylo možné z nich udělat stereoskopické obrázky (stereogramy). Dřívější snímky byly pořízeny přes červený filtr a v obrázcích byly dobarveny pomocí barvy z mozaiky. Protože se přece jen jedná o snímky ze specifického filtru a navíc při trošku jiných světelných podmínkách, nejsou barvy úplně shodné. To trošku ruší, ale topografie terénu je přesto nepřehlédnutelná.

UPDATE (21.5.2012):

According to new USGS maps (here), Thaumasia Fossae is now in different place (I used originally older maps with older naming style), so I changed information image (fig.2). Because I'm now downloading most precise topography data for Mars, which are generally available (full resolution PEDR MOLA altimetry profiles and DTMRDR topography images from Mars Express HRSC camera), I changed some informations about elevation too. Changes are: for Charitum Montes from 6,130 -> 6,143 m (source DTMRDR), heighest peak between Claritas and Coracis Fossae from 8,979 -> 9,045 m (DTMRDR), lowest point of the Argyre Planitia from -5,250 -> -5,269 m (MOLA PEDR). Changes in text are depicted in blue color.

Podle nejnovějších map USGS (here) leží Thaumassia Fossae na jiném místě (použité pojmenování jsem převzal ještě ze starších map), takže jsem nyní upravil informační obrázek (obr.2). Protože se navíc nyní "hrabu" v nejpřesnějších měřeních, která byla dodnes u Marsu pořízena (originální výškové profily PEDR z výškoměru MOLA a topografická data DTMRDR založená na snímcích stereokamery HRSC ze sondy Mars Express), změnil jsem i tři výškové informace pro kóty u Charitas Montes z 6130 na 6143 m (zdroj DTMRDR), pro nejvyšší horu mezi Claritas a Coracis Fossae z 8979 na 9045 m (DTMRDR) a pro nejnižší bod planiny Argyre z -5250 na -5269 m (PEDR). Změny v textu jsou vyznačeny modrou barvou.