Best of MGS: IX.-XII.1997

V roce 1997 přilétla k Marsu nová družice Mars Global Surveyor (MGS) a její přístrojové vybavení slibovalo velký pokrok co se týče našich znalostí rudé planety. To se také stalo a díky MGS máme dnes velmi přesný topografický model Marsu (díky laserovému výškoměru MOLA), přesná měření marťanského gravitačního pole, vlastností povrchu (složení, teplota), znovuobjevená lokální magnetická pole (o jejichž přítomnosti svědčila už starší sovětská měření ze sond řady Mars) a velké množství snímků a to v mnohem lepším rozlišení než kdykoliv předtím.

Přesněji MGS pořídil přístrojem MOC (Mars Orbital Camera) 243 668 snímků a 97 097 z toho bylo vyfoceno lineární skenovací úzkoúhlou kamerou s vysokým rozlišením (až 1,4 m/pix) (Malin, et al. 2010). Zbytek tvoří snímky pořízené lineárními skenovacími širokoúhlými kamerami, které sice mají mnohem nižší rozlišení (max. 240 m/pix), ale zase jsou schopny fotit barevně díky tomu že jsou vybaveny modrým a červeným filtrem (úzkoúhlá kamera je černobílá).

Takové kvantum snímků mimo jiné napovídá, že je mezi nimi mnoho zajímavých i pro člověka nevzdělaného v planetární geologii (jako jsem třeba já). A skutečně je jich dost na to, aby vydaly na celý seriál snímků. Takový menší (asi tak na 10 let dopředu :) ) jsem přichystal a dnes začneme se snímky, které pořídil MGS v rámci tzv. subfáze AB1 v časovém rozmezí 15.9.1997 až 27.3.1998. AB je v tomto případě odvozeno od anglického Aerobraking, protože v této době MGS upravoval svou dráhu pomocí brždění o atmosféru. Následující snímky představují můj osobní výběr nejlepších záběrů do konce roku 1997.

Obrázek/Figure 1.
Detailed views of Noctis Labyrinthus from MGS.
Original images AB102605, AB102608 and AB102609 from narrow-angle MOC camera.
Images have resolution (from left to the right) 4.8 m/pix, 4.5 m/pix and 3 m/pix.
Color is artificial. Date 23.10.1997.
Kredit/Credit: NASA/JPL/MSSS/Daniel Macháček.

První obrázek (obr.1) obsahuje tři detailní snímky (AB102605, AB102608 a AB102609) oblasti zvané Noctis Labyrinthus, pořízené úzkoúhlou kamerou dne 23.10.1997. Rozlišení obrázků je (zleva doprava) 4,8 m/pix, 4,5 m/pix a 3 m/pix. Všechny snímky jsou uměle obarveny, aby vypadaly "marťansky" a byl u nich redukován výskyt vertikálních čar a pásů, které jsou typické pro lineární skenovací kamery jakou je právě MOC. Díky velkému kontrastu mezi stíny a plně osvětlenými svahy není tato redukce úplně dokonalá.
Noctis Labyrinthus, což v překladu znamená "Labyrint noci" (velmi romantický název pro tuto oblast), je systémem vzájemně se křižujících menších kaňonů, tvořících západní část systému gigantických prasklin marťanské kůry Valles Marineris. MGS pořídil detailní snímky Noctis Labyrinthus, když bylo Slunce relativně nízko na obloze, takže stíny byly dlouhé a v jednotlivých menších kaňonech byla šero. Výsledné tmavší snímky (obr.1) tak pěkně "ladí" s názvem labyrintu. Celkový vzhled Noctis Labyrinthus je patrný například z této mé starší mozaiky (obr.2), složené ze snímků sondy Viking 1 pořízených 14.10.1979:

Obrázek/Figure 2.
Color mosaic of Mars from Viking 1 Orbiter -
regio from Ascraeus Mons volcano nearly to the south pole.
Noctis Labyrinthus is also visible (look at the small map).
Date 14.10.1979.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Noctis Labyrinthus je vidět v horní části obr.2 a je i označen i na pomocné orientační mapce vlevo, jakožto i další povrchové útvary viditelné v oblasti, kterou mozaika pokrývá (třeba sopka Ascraeus Mons a větší krátery).

Obrázek/Figure 3.
Global color view of Mars from MGS.
"Fish Eye" image from wide-angle MOC red and blue cameras.
Noctis Labyrinthus (on the left) and all four large martian volcanoes are visible.
Original images AB104501 and AB104502 with resolution 2.2 km/pix at best.
Date 20.11.1997.
Kredit/Credit: NASA/JPL/MSSS/Daniel Macháček.

Noctis Labyrinthus je viditelný i na posledním obrázku (obr.3), který byl vytvořen ze dvou snímků (AB104501 a AB104502) pořízených širokoúhlými kamerami MOC přes červený a modrý filtr dne 20.11.1997. Z těchto snímků byl vytvořen i syntetický zelený snímek. Rozlišení ve středu obrázku je přibližně 2,2 km/pix, směrem k okrajům se snižuje. Širokoúhlé kamery systému MOC měly objektiv podobný objektivům "rybí oko" a výsledný obraz je tak velmi zkreslený (Mars zde vypadá jako ragbyový míč), ale zase pokrývá celé území, které bylo v danou chvíli ze sondy MGS viditelné. Díky tomu je možné na jednom snímku z relativně nízké výšky (~1160 km) nad povrchem Marsu spatřit všechny velké sopky (nejblíže středu snímku je to Arsia Mons, nad ní Pavonis Mons a Ascraeus Mons, Olympus Mons je viditelný při okraji nahoře vpravo) s jejich oblačnými závoji, dále již zmiňovaný Noctis Labyrinthus (vlevo nahoře, vedle trojice sopek) a úplně dole je vidět jižní polární čepička.

(Malin, et al. 2010):
An overview of the 1985-2006 Mars Orbiter Camera science investigation. MARS INFORMATICS. Dostupné z/Available at: http://marsjournal.org>.

4th, 5th, 6th, 7th, 8th

Když v roce 1989 úspěšně odstartovala k Jupiteru dlouho očekávaná kosmická sonda Galileo, nikdo ještě netušil jaké peripetie si personál, řídící misi, prožije. Kromě drobných problémů, které se objeví snad u každé mise, došlo k fatální chybě mechanismu, rozevírajícího anténu s vysokým ziskem. Přes veškeré snahy se nepodařilo anténu otevřít. Komunikace se sondou byla tedy nakonec vedena přes anténu s nízkým ziskem. Rychlost přenosu dat od Jupitera tak poklesla z 134 kbit/s na pouhých 160 bit/s. A to se ještě před příletem podařilo tuto rychlost zvýšit úpravou pozemního zařízení z původně plánovaných 8 až 16 bit/s!
Takto snížená přenosová rychlost měla samozřejmě devastační efekt na množství pořízených dat. U snímků pořízených kamerou SSI (Solid State Imaging) došlo k redukci počtu snímků z plánovaných 100 000 na méně než 2000 (a to ještě zpravidla ztrátově komprimovaných). Díky následným prodloužením mise by počet snímků (v případě fungující hlavní antény) jistě přesáhl 200 000 (za podobný časový úsek sonda Cassini poslala na zemi přes 260 000 snímků). Z hlediska požadavků spojených se snímkováním je mise Galileo, přestože se nakonec NASA chlubila 70% splněním vědeckých cílů, spíše debakl než úspěch.
Těch pár momentek, které se ale nakonec podařilo z hájemství Jupitera Galileu na zem odeslat, provokuje však představivost více než dost a o to více zamrzí kvanta dat, která nemohla být na zem vůbec odeslána. Ztracená data z Galilea se dají nahradit jen vysláním nových sond, o kterých se dnes skutečně mezi vědci jedná, ale veškeré plány jsou limitovány vysokou cenou těchto sond (přes 1,5 mld. dolarů) a nedostatkem vůle u lidí, kteří mohou posvětit výdej těchto finančních prostředků. Následující obrázky můžete proto brát i jako mou formu mírného nátlaku ve prospěch takové mise k Jupiteru a zejména k jeho měsíci Europě.
Proč zrovna Europě? Odpověď je jednoduchá. Europa je v současnosti zřejmě nejpravděpodobnějším kandidátem na těleso hostící nějaké formy života ve Sluneční soustavě. Pod ledovým povrchem se ukrývá několik desítek kilometrů hluboký oceán, pravděpodobně nějaký typ termálních vývěrů a zřejmě i dost vhodných chemických látek, které potřebuje život k zdárnému přežití a vývoji (evoluci). Přítomnost podpovrchového oceánu Europy je odvozena hned z několika nezávislých zdrojů. Zřejmě nejpřesvědčivěji pro něj hovoří množství energie, které Europa získává od Jupitera a jeho dalších měsíců skrze slapový ohřev. Jednoduše řečeno Jupiter "ve spolupráci" s ostatními měsíci neustále deformuje Europu a při následném tření dochází k produkci takového množství tepla, že je dostatečné k udržení tekutého oceánu nehluboko pod ledovou kůrou měsíce. Data z magnetometru na palubě Galilea pak hovoří dokonce ve prospěch slaného oceánu. Nejdramatičtějším projevem podpovrchového oceánu je ovšem vzhled samotného povrchu Europy a zejména pak oblastí, příznačně označovaných jako Chaos.

Obrázek/Figure 1.
Overall color view of the Europan Conamara Chaos.
Color is from three filtered images (filters violet, green and IR-7560).
Image resolution is 150 m/pix (original data ~210×170 m/pix).
Date: 16.12.1997 (orbit E12).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Z jedné takové oblasti, zvané Conamara Chaos (pojmenované po regionu západního Irska), odeslala sonda Galileo, navzdory výše zmíněnému problému s komunikací, dostatečné množství obrazových dat, takže je možné z nich vytvožit jak různé mozaiky, tak i barevné obrázky a dokonce i trojrozměrné stereogramy. Na obrázku č.1 je vidět téměř celou oblast Conamara v barvě (obrázek je poskládán ze tří snímků , pořízených před fialový, zelený a infračervený filtr IR-7560) jako hnědou rozpraskanou (chaotickou) plochu. Rozlišení originálních snímků bylo ~210×170 m/pix (obrázek je zvětšen na rozlišení 150 m/pix) pořízených dne 16.12.1997 (v rámci oběhu označeného E12). Při tomto rozlišení je dobře vidět jak v oblasti Conamara došlo k rozlámání původní kůry a následnému pohybu vzniklých ledových desek. Nejlépe je to vidět u jinak rovných rýh v povrchu Europy, které jsou přerušeny a v těchto místech jsou vidět jejich části na různě otočených ledových deskách. Je pravděpodobné, že někdy v ne příliš vzdálené minulosti došlo v tomto místě k natavení ledové kůry, jejímu následnému popraskání a pohybu vzniklých ledových ker, plovoucích na hladině oceánu. Proč došlo k tomuto natavení nevíme (možná došlo k erupci sopky na oceánském dně a následnému zahřátí vody nad touto sopkou).

Obrázek/Figure 2.
Very high resolution mosaic of the Conamara Chaos.
Image resolution is ~9 m/pix (original resolution was ~10×12.5 m/pix).
Color is from the Fig.1.
Date: 16.12.1997 (orbit E12).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Obrázek č.2 představuje mozaiku snímků s velmi vysokým rozlišením (originálně ~10×12,5 m/pix, zvětšeno na 9 m/pix) pořízených Galileem také dne 16.12.1997 ze vzdálenosti okolo 900 km. Mozaika byla posléze obarvena barvou z předchozího snímku (obr.1). Pohled zblízka odhaluje bizarní svět obřích ledových ker, které se tyčí odhadem i více než 100 metrů nad okolní terén (obr.2). Tyto kry, doslova zamrzlé v pohybu, připomínají pozemské stolové hory (jaké se vyskytují například ve Venezuele) a nesou na svém povrchu stopy po událostech předcházejících vzniku Conamara Chaos. Takovými stopami jsou například staré rýhy, díky kterým je v některých případech možné i spatřit jak do sebe ledové kry dříve zapadaly. Světlé oblasti a možná i velké množství kráterů na povrchu jedné z ker vlevo, jsou pravděpodobně pozůstatky materiálu, který byl vyvržen při vzniku kráteru Pwyll. To je patrné například z obrázku PIA01211, kde Conamara Chaos je červená skvrnka uprostřed nahoře a z obr.7, ve kterém je vyznačená poloha mozaiky a kráter Pwyll je světlá skvrna na horním (globálním) snímků Europy. Světlé plochy v mozaice odpovídají jednomu z výtrysků z kráteru Pwyll, který dopadl v levé části Conamary.

Obrázek/Figure 3a,b.
Anaglyph and cross-eye stereogram, which was made from first two images
(from the left) from the mosaic Fig.2.
Image resolution is ~9 m/pix (original resolution was ~10×12.5 m/pix).
Color is from the Fig.1.
Date: 16.12.1997 (orbit E12).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Přestože snímky v mozaice obr.2 byly pořízeny v krátkých časových intervalech po sobě (zhruba po 9-ti sekundách), změnila sonda Galileo svou polohu natolik výrazně, že je možné využít (docela se divím, že to doteď nikoho nenapadlo) překrývající se části jednotlivých snímků k vytvoření trojrozměrných obrázků (stereogramů). Obr.3 je vytvořený z prvních dvou snímků mozaiky (zleva) (pozice všech stereogramů je vyznačená v obr.7). Rozlišení je opět přepočtené na ~9 m/pix, další informace jsou také shodné s těmi u obr.2. Obr.3 je k dispozici jak v anaglyfové (obr.3a) tak "cross-eye" verzi (obr.3b), totéž platí i pro následující trojrozměrné obrázky. Na obrázku je vidět část dvou ker (plus jedna malá) a hlavně mladší území mezi nimi, které vzniklo pravděpodobně tuhnutím otevřené hladiny oceánu, částečně pokryté drobnými úlomky větších ker. Za povšimnutí stojí praskliny, které se objevily poté, co povrchová vrstva opět ztuhla.

Obrázek/Figure 4a,b.
Anaglyph and cross-eye stereograms,
which were made from four images from the mosaic Fig.2.
Image resolution is ~9 m/pix (original resolution was ~10×12.5 m/pix).
Color is from the Fig.1.
Date: 16.12.1997 (orbit E12).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Obrázek č.4 je vytvořen ze zbývajících překrývajících se snímků. Rozlišení je opět ~9 m/pix a i další informace jsou shodné s obr.2 a obr.3.
Zde je na místě vysvětlit poněkud kryptický název příspěvku. Původně se měl příspěvek jmenovat jen 4th, což znamená v angličtině čtvrtý a je to narážka na počet anaglyfových obrázků Europy, které jsou nyní na internetu k dispozici. Google nyní vyhledá (vyhledání obrázků) tři (PIA01406, PIA01654 a PIA01665), což není mnoho. Oním čtvrtým anaglyfovým stereogramem měl být obrázek č.5 (resp. obr.6). Poté jsem zjistil, že se dají udělat stereoskopické obrázky i z překrývajících se snímků mozaiky a tak počet anaglyfů poněkud nabobtnal na osm.

Obrázek/Figure 5a,b.
Anaglyph and cross-eye stereogram, which was made
from the second image (from the left) from the mosaic Fig.2,
by rewarping on the lower resolution image 7513R from orbit E6.
Image resolution is ~9 m/pix (original resolution was ~10×12.5 m/pix). Image 7513R has original resolution 62.5×60 m/pix.
Color is from the Fig.1.
Date: 20.2.1997 (image 7513R, orbit E6) and 16.12.1997 (orbit E12).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Obrázek č.5 je tedy opět stereogram, ale je vytvořen jiným způsobem. Použil jsem stejnou metodu jako u obrázků Tohil Mons z jednoho z mých dřívějších příspěvků, kdy jsem obrázek z vysokým rozlišením "warpoval" v programu Sqirlz Morph na obrázek s rozlišením nižším, pořízený z jiného úhlu. V tomto případě byl použit druhý obrázek z mozaiky obr.2 a snímek 7413R, který pořídila sonda Galileo 20.2.1997 s rozlišením ~62,5×60 m/pix. Barva je opět převzata z obr.1. Díky odlišné metodě je možné trojrozměrně zobrazit větší plochu a teoreticky i celou mozaiku (obrázek 7413R totiž pokrývá celou plochu této mozaiky). Problém je v nutnosti řídit celý proces ručně a ručně rozmístit odpovídající body. To je pracné a u obr.5 (resp. obr.6) jsem zatím dosáhl vrcholu, kdy jsem použil více než 1800 kontrolních bodů. Obr.5 má podobnou geometrii a pokrývá (mimo jiné) území jako v obr.3, takže je možné porovnat kvalitu výsledku.

Obrázek/Figure 6a,b.
This image covers same territory as in the Fig.5,
(and it's made from same rewarped image as Fig.5),
but it represents different viewing geometry.
All informations are same as in the Fig.5.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Obrázek č.6 odpovídá ve všech parametrech obr.5 a je vytvořen ze stejných vstupních dat, ale odpovídá pohledu z poněkud odlišného úhlu. Díky tomu například lépe vynikne trojrozměrná struktura ledových ker.

Obrázek/Figure 7.
Context image for all figures.
Global image (processed by DLR) of the Europa
is from Planetary Photojournal file PIA00502.
The image above right is Fig.1, bottom of image is Fig.2.
Blue rectangle shows the location of the Fig.3, yellow rectangles shows the location of the images from Fig.4 and red rectangle shows the location of the Fig.5 and Fig.6.
Kredit/Credit: NASA/JPL/DLR/Daniel Macháček.

Poslední obrázek (obr.7) jsem udělal nakonec jako pomocný, který umožňuje si udělat představu o tom, jak velké území vlastně dané snímky pokrývají. Vlevo nahoře je jediný obrázek, který není můj výtvor. Je to PIA00502 z planetárního fotožurnálu NASA a byl vytvořen pod hlavičkou německé organizace DLR. Výřez vpravo nahoře odpovídá obr.2 a ukazuje celou Conamara Chaos. Spodní obrázek je zmenšenou mozaikou obr.3 a barevně je na ní vyznačena poloha všech stereogramů. Modrý obdélník představuje obr.3, žluté obdélníky jsou stereogramy z obr.4 a červený obdélník stereogram obr.5 a obr.6.

Vesta - nyní vysíláme barevně!

Cesty deterministického Vesmíru jsou nevyzpytatelné a někdy se stanou velmi zajímavé věci. Jako například nedávno, když jsem se dostal k šesti starším snímkům 500 kilometrů velké planetky Vesty. Na tom by nebylo zas tak nic zvláštního, nakonec snímky Vesty jsou publikovány pravidelně týmem sondy Dawn, která okolo Vesty již nějaký ten měsíc obíhá. Tyto snímky jsou ale vyjímečné tím, že jsou pořízené prakticky ve stejnou chvíli a přes různé filtry. Díky tomu je možné z nich vytvořit barevné obrázky, kterých zatím bylo zveřejněno naprosté minimum (a v podstatě žádný větší obrázek v přibližně přirozených barvách). Zmíněných šest snímků je ze dvou sad po třech snímcích a v obou sadách jsou pořízeny přes filtry s největší propustností při vlnových délkách 440 nm, 650 nm a 750 nm (pokud jsou mé informace správné, jedná se o filtry označované po řadě jako F8, F7 a F2) (Sierks, et al.).
Nejedná se tedy o filtry, přes něž by bylo možné vytvořit úplně stejný barevný obraz, jako by případně viděl člověk (který je schopen vidět světlo s vlnovou délkou zhruba mezi 400 až 700 nm), nacházející se v blízkosti Vesty, ale rozdíl není až tak markantní.

Obrázek/Figure 1.
Superresolution color image of Vesta from distance ~41 000 km. It was made from three filtered images (filters centered at 440, 650 and 750 nm), which were taken by Dawn's FC camera.
Date: ~9.7.2011. Resolution ~1.95 km/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.

Z těchto šesti snímků jsem připravil sedm barevných obrázků. První obrázek (obr.1) je vytvořen ze tří snímků sady zvané RC2 (rotation characterization 2). Tyto snímky byly pořízeny pravděpodobně 9. července. V té době se Dawn teprve blížil k Vestě a chybělo mu přibližně 41 000 kilometrů. Původní rozlišení bylo ~3,9 km/pix, obr.1 je ale dvakrát zvětšen pomocí metody superresolution na ~1,95 km/pix. Nejmenší rozlišitelné detaily mají velikost asi 6 km. Dawn měl tehdy pěkný výhled na jižní polární oblast Vesty, které dominuje "dvojkráter" Rheasilvia a jižní polární velehora (stále bezejmenná).

Obrázek/Figure 2.
Color image of Vesta from distance ~5200 km. It was made from two filtered images
(filters centered at 440 and 650 nm), which were taken by Dawn's FC camera.
Synthetic image was used as green image. South is down and east is right.
Date: ~24.7.2011. Resolution ~500 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.

Druhá sada snímků zvaná RC3 (rotation characterization 3) byla pořízená okolo 24. července z mnohem větší blízkosti (asi 5200 km) a tedy i s vyšším rozlišením (500 m/pix). Obr.2 je první vycházející z této sady. Byl vytvořen pouze ze snímků pořízených přes filtry F7 a F8, které byly použity jako modrý a červený snímek. Zelený snímek byl vytvořen uměle syntézou těchto dvou snímků. Tento obrázek je tedy vytvořen jen ze snímků pořízených ve viditelném světle a je tedy zřejmě blíže reálnému barevnému vzhledu Vesty. V tu dobu už ani jeden ze snímků nepokryl celý viditelný povrch Vesty a proto jsou okraje "uříznuté". Vesta je přibližně orientována tak, že jižní pól je dole a východ je vpravo (tato orientace je zachována u i všech dalších obrázků kromě obr.6 a obr.7). Opět je viditelná jižní polární velehora (tentokrát z boku) tyčící více než 15 kilometrů nad okolní planiny kráteru Rheasilvia. Zhruba uprostřed je viditelný zajímavý kráter nazvaný Oppia, ze kterého se do okolí rozlétl nahnědlý materiál. Jestli se jedná o materiál pocházející z dopadnuvšího tělesa, či se jedná o materiál Vesty zatím není známo. Tento kráter je vidět i na obr.1 vlevo nahoře u hnědé skvrny. Rovníková oblast, viditelná zhruba ve středu obrázku, je protkána řadou rýh, které jsou rovnoběžné s rovníkem Vesty a tento pás rýh se táhne okolo celého jejího obvodu. Nahoře obrázku pak leží severní polární oblast Vesty, rozrytá nespočtem kráterů. Samotný severní pól je zatím skryt ve tmě, ale než Dawn opustí Vestu a vydá se k dalšímu cíli - planetce Ceres, měl by sluneční svit dorazit i tam.

Obrázek/Figure 3.
Color image of Vesta from distance ~5200 km. It was made from three filtered images
(filters centered at 440, 650 and 750 nm), which were taken by Dawn's FC camera.
South is down and east is right.
Date: ~24.7.2011. Resolution ~500 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.

Třetí obrázek (obr.3) byl zhotoven ze snímků pořízených přes všechny tři filtry. Třetí filtr leží už v pásmu infračerveného záření a jeho přidání vedlo k mírné celkové změně barev a oblast jižní polární velehory a část okolních planin, se nyní jeví narůžověle. To svědčí o tom, že je tato oblast (nebo přinejmenším povrchová vrstva) tvořena trochu odlišným materiálem než většina povrchu Vesty. Pravda, efekt není moc silný a necvičené oko nic nespatří.

Obrázek/Figure 4.
Enhanced color image of Vesta from distance ~5200 km. It was made from three filtered images
(filters centered at 440, 650 and 750 nm), which were taken by Dawn's FC camera.
Color differences were extremely exaggerated. South is down and east is right.
Date: ~24.7.2011. Resolution ~500 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.

Proto jsem udělal obr.4, ve kterém jsou zesíleny rozdíly mezi snímky s různými filtry. Takhle by Vestu lidské oko jistojistě nevidělo, ale takový obrázek je užitečný pro odlišení oblastí, které mají různé (chemické) složení povrchových vrstev. Nevýhodou tohoto procesu je zesílení všech případných vad snímků, v tomto případě vady způsobené ne úplně dokonalým překrytí jednotlivých filtrovaných snímků přes sebe. Tento jev je způsoben zejména tím, že snímky byly přece jen pořízeny s jistým časovým odstupem a Dawn se vzhledem k Vestě během této doby citelně pohnul. Tyto nedokonalosti jsou minimální uprostřed snímku, ale výrazné u ořízlých okrajů. Takže žluté cákance, pocházející z kráteru Oppia uprostřed snímku, jsou reálné, stejně jako narůžovělé oblasti okolo jižního pólu, ale za oblasti úplně u ořízlých okrajů bych ruku do ohně nedal.

Obrázek/Figure 5.
Superresolution color image of Vesta from distance ~5200 km. It was made from three filtered images
(filters centered at 440, 650 and 750 nm), which were taken by Dawn's FC camera.
South is down and east is right.
Date: ~24.7.2011. Resolution ~300 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.

Pátý obrázek (obr.5) je superresolution verze trojice snímků sady RC3. Ta byla poté dobarvena barvou ze stejných snímků. Přestože jsem použil k získání barevné informace opět všechny tři filtry, je výsledek mírně "cinknutý" syntetickým zeleným snímkem z obr.2, takže barva je mírně jiná, než u obr.3. Snímky použité pro metodu superresolution musí na sebe velmi dobře pasovat, což neplatí pro celý zobrazený povrch (zlobivé okraje), takže je výsledek více ořízlý než obr.2,3,4 a je zvětšený jen decentně na ~300 m/pix (z 500 m/pix).

Obrázek/Figure 6.
Superresolution color image of Vestian crater Oppia (big crater in brownish area) from distance ~5200 km. It was made from three filtered images (filters centered at 440, 650 and 750 nm), which were taken by Dawn's FC camera.
South is up and east is left.
Date: ~24.7.2011. Resolution ~250 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.

Poslední dva obrázky (obr.6 a obr.7) jsou tématickými výřezy, ukazujícími některé zajímavé části zpracovaných snímků. Protože se jedná v obou případech o části okolo středů snímků, použil jsem opět metodu superresolution, ale tentokrát mají výsledky rozlišení 250 m/pix. Snímky mají také zesílený kontrast, takže detaily jsou lépe viditelné. Na obr.6 je vidět okolí kráteru Oppia, pokryté nahnědlým materiálem vyvrženým z tohoto kráteru. Zajímavé jsou také černé skvrny u kráteru vlevo nahoře, které zatím nebyly vysvětleny a relativně čerstvý jasný malý kráter nad kráterem Oppia (obrázek je nyní orientován tak, že jih je nahoře). Poslední obrázek (obr.7) je zvětšeným bočním pohledem na jižní polární velehoru a myslím, že představuje vhodnou tečku na závěr, která nepotřebuje dalších slov.

Obrázek/Figure 7.
Superresolution color sideview of Vestian south polar mountain from distance ~5200 km.
It was made from three filtered images (filters centered at 440, 650 and 750 nm), which were taken by Dawn's FC camera.
South is up and east is left.
Date: ~24.7.2011. Resolution ~250 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.

(Sierks, et al.):
The Dawn Framing Camera: A Telescope En Route to the Asteroid Belt - MPS/DLR/IDA.

Olympské hry

Ač se to nezdá, historie výzkumu kosmických těles pomocí bezpilotních sond je stará už více než 50 let. Pro milovníky fotografií z vesmíru jsou důležitými mezníky roky 1959, kdy sovětská Luna 3 pořídila první snímky odvrácené strany Měsíce a 1965, kdy americká sonda Mariner 4 pořídila první detailní snímky Marsu. Mimochodem, Luna 3 fotografovala Měsíc 7.10.1959, to jest přesně před 52 roky. Že o tom píši takhle přesně na den, je čirá náhoda, protože jsem to zjistil před pár minutami. Ale když už máme dnes toto výročí, tak zde dám k dobru alespoň dva odkazy, kde je možné si prohlédnout pár obrázku Měsíce z Luny 3. Prvním je stránka National Space Science Data Center (NSSDC), patřící pod NASA a druhým je  stránka Dona P. Mitchella o Luně 3. Snímky pořízené Marinerem 4 jsou k dispozici (v upravené podobě) třeba na stránce Teda Stryka.
 Snímky obou těchto sond mají dvě společné vlastnosti. Jejich kvalita je podstatně nižší než u snímků současných sond (kupodivu) a nejsou na síti k dispozici v digitální podobě. Zejména druhá vlastnost je frustrující pro amatéry mého ražení. Téměř všechny obrázky z těchto sond, které jsou k dispozici na výše uvedených stránkách, jsou oskenované verze, uchovávané zpravidla v podobě diapozitivů či fotografií v různých archívech. Tímto způsobem uchovávané fotografie jsou vždy méně kvalitní než digitální záznam.
Naštěstí se ke konci 60. let stalo dobrým zvykem fotografie uchovávat i digitálně a naprostá většina z nich je k dispozici ve veřejně dostupných archivech, jako je právě třeba NSSDC nebo v online archivech jako je  například The Planetary Data System (PDS).
Takto jsou dostupné mimojiné i snímky Marsu pořízené sondami Viking Orbiter v druhé půli 70. let.
Ani snímky těchto sond nejsou kvalitou plně srovnatelné se snímky moderních sond, nakonec kamery stále používaly starší vidikonovou technologii (stejně jako Mariner 4) tam kde dnešní kamery používají CCD čipy, ale pokrok v oblasti komunikačních technologií, digitálního záznamu, i samotných vidikonových trubic, umožnil posílat na Zemi rutinně zhruba megapixelové snímky (Mariner 4 měl pouhých 40 kpix). Navíc kamery Vikingů byly schopny fotit Mars přes různé filtry, což umožnilo zpracovat (a zpracovávat) snímky do podoby snímků barevných. Nabízí se otázka, proč se vůbec zabývat snímky pořízenými "zastaralými" sondami někdy v 70. letech, když máme nyní k dispozici (v případě Marsu) myriády mnohem dokonalejších snímků z moderních sond. Důvodů je hned několik, ale uvedu jeden, hrající roli v dnešním případě. Většina moderních kamer, které jsou dnes na sondách obíhajích Mars, jsou v podstatě fotící "kombajny", které fungují doslova jako domácí skener, kterým pořizujete digitální kopii nějakého dokumentu. Tyto kamery jsou vybaveny lineárními řádkujícími CCD čipy, které postupně, řádek po řádku, vytváří snímek terénu, který ubíhá pod sondou. S takovými snímky se poté dobře pracuje, chcete-li vytvořit například co nejpřesnější mapy terénu dané planety, což je užitečné pro vědeckou práci. Problém ovšem je, když chcete takovou kamerou pořídit snímek z netradičního úhlu. Kromě toho, že pořízení takového snímku vyžaduje koordinovat funkci kamery s pohybem sondy (který ovlivňuje způsob a rychlost "skenování"), takový snímek zpravidla nemá pro vědce takovou cenu, aby se oplatilo jej pořídit. To v dřívějších časech vidikonů byla lineární čidla výjimkou a vědci, zkoumající daná místa poprvé, zkoušeli různé oblasti snímkovat z rozličných úhlů. Díky tomu mnohé snímky pořízené před více než třiceti lety sondami Viking, nabízejí stále jedinečný pohled na různá místa a geologické útvary Marsu i na jeho okolí (třeba měsíce Phobos a Deimos).

 To se týká i snímků, které pořídil Viking 1 ke konci své mise dne 29.6.1980 (oficiálně byla mise Viking Orbiteru 1 ukončena 17.8.1980). Je na nich vidět zatím největší známá hora Sluneční soustavy - 22 kilometrů vysoká štítová sopka Olympus Mons.

Obrázek/Figure 1.

Mosaic of the Martian Olympus Mons volcano made from 12 images taken by Viking Orbiter 1 (NASA/JPL) spacecraft. Whole mosaic covers area ~250 km wide with resolution ~40×65 m/pix
and was colorized using low resolution image (fig.2).

Mosaic shows central calderas (big central depression) of the Olympus Mons with overall
dimensions around 90×60 km, flanks with lava flows, many smaller meteoritic craters
and two young larger craters Pangboche (below central calderas) and Karzok.
Full resolution view (6400×4300, 19MB!) is available here.
Obrázek v plném rozlišení (6400×4300, 19MB!) je dostupný zde.

Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček. 

Obrázek č.1 je mozaikou 12-ti snímků (f461s45 až f461s56) pořízených šikmo z Viking Orbiteru 1, který byl v tu chvíli ve vzdálenosti přibližně 1650 km od sopky. Rozlišení snímku je ~40×65 m/pix, reálné rozlišení je podobné, tzn., že nejmenší viditelné útvary mají rozměr asi 100 až 200 metrů. Mozaika pokrývá pás dlouhý asi 250 km, přičemž je možné udělat si lepší obrázek, kterou část hory pokrývá, z menšího obrázku vloženého v pravém dolním rohu mozaiky. Dominantou mozaiky jsou nesporně středové kaldery 22 kilometrů vysoké hory. Šest postupně se tvořících kalder nakonec vytvořilo až 3 km hlubokou středovou sníženinu o rozměrech 90×60 kilometrů  (Jaumann et al., 2007). Starší kaldery jsou plné zlomů, naproti tomu mladší (menší) kaldery mají ploché dno, tvořené zřejmě ztuhlou lávou. Na svazích je pak možné spatřit ztuhlé proudy láv a mnoho malých meteoritických kráterů. Mezi nimi svou velikostí vyčnívají dva krátery - 11-ti kilometrový kráter Pangboche (na obr.1 pod kalderami) a 16 km široký kráter Karzok.

 V případě všech dvanáct snímků použitých v obr.1 se jednalo o snímky černobílé, což je mrzuté, protože lidé jsou více uvyklí sledovat svět okolo sebe v barvách. Je z principu možné každý černobílý obrázek sice uměle obarvit (což také často dělám) jednou barvou, která je blízko reálné, ale často existuje i elegantnější řešení. To spočívá v dodatečném dobarvení pomocí jiných snímků dané oblasti.
U snímků s vysokým rozlišením se málokdy najdou barevné v podobném rozlišením a je tedy třeba použít třeba i ty s nižším rozlišením. To je i případ dobarvení obr.1. Ačkoli na internetu existuje několik barevných snímků Olympu, nebyl jsem spokojen z různých důvodů ani z jedním a raději jsem šáhl opět po originálních datech z archivů NASA.
Přestože výsledný obrázek (obr.2) byl určen především k obarvení obr.1, byla by škoda jej neukázat už proto, že ukazuje rozsáhlejší okolí sopky Olympus Mons.

Obrázek/Figure 2.
Smaller color mosaic of the Martian Olympus Mons volcano made from six images   (f735a41, f735a42, f735a45 - f735a48)  taken by Viking Orbiter 1 (NASA/JPL) spacecraft.
Date 22.6.1978. Images were taken with violet, green and red filters.
Mosaic covers area ~800×1600 km with resolution ~800 m/pix.
Almost entire 640-km wide Olympus Mons volcano is visible.
North is up and west is left.
Full resolution view (2000×2600) is available here .
Obrázek v plném rozlišení (2000×2600) je dostupný zde.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Obrázek byl vytvořený z šestice snímků (f735a41, f735a42, f735a45 až f735a48) pořízených opět sondou Viking Orbiter 1, tentokrát ale zhruba o dva roky dříve (22.6.1978). Barvu bylo možné získat díky tomu, že snímky byly pořízeny přes barevné filtry (červený, zelený a fialový).  Snímky pokrývají nyní území zhruba 800 km široké a 1600 km dlouhé. Rozlišení je přibližně 800 m/pix a je prakticky shodné s reálným (nejmenší rozlišitelné detaily jsou menší než 2 km). Oproti obr.1 je obrázek natočen tak, aby byl sever nahoře a východ vpravo.
 Na obrázku je možné vidět skoro celý 640 km široký štít sopky (Bleacher et al., 2007) a také okolní útvary, zvané aureoly. Zejména jsou tyto útvary vidět nad Olympem jako zvláštní "zkrabatělý" terén. Předpokládá se, že tyto útvary vznikly tak, že se část masivu Olympus Mons utrhla a sjela do nížiny. Při této události také vznikly až 8 km vysoké prudké svahy dnes ohraničující samotný štít sopky. Je možné, že k utržení části masivu sopky pomohl i led, který se mohl v dávných dobách vyskytovat ve větším množství na úpatích v podobě ledovců. Pozůstatky těchto ledovců existují dokonce na úpatí Olympus Mons dodnes  (Head and Marchant 2007) . Jeden takový "přeživší" ledovec leží při severozápadním okraji štítu. Podobné ledovce (zvané tropické horské ledovce)  byly objeveny i u dalších obřích Marťanských štítových sopek.

(Bleacher et al., 2007): 
Bleacher, J.E., R. Greeley, D.A. Williams, S.C. Werner, E. Hauber, and G. Neukum (2007): Olympus Mons, Mars: Inferred changes in late Amazonian aged effusive activity from lava flow mapping of Mars Express High Resolution Stereo Camera data, Journal of Geophysical Research, 112, E04003.  (via http://www.psi.edu/pgwg/images/feb08image.html).

(Head and Marchant 2007):
Evidence fro non-Polar Ice Deposits in the Past History of Mars. 
James W. Head and David R. Marchant, LPSC 39 #1295, 2008. 

(Jaumann et al., 2007):
Jaumann, R., G. Neukum, T. Behnke, T.C. Duxbury, K. Eichentopf, J. Flohrer, S. van Gasselt, B. Giese, K. Gwinner, E. Hauber, H. Hoffmann, A. Hoffmeister, U. Köhler, K.-D. Matz, T.B. McCord, V. Mertens, J. Oberst, R. Pischel, D Reiss, E. Ress, T. Roatsch, P. Saiger, F. Saiger, F. Scholten, G. Schwarz, K. Stephan, M. Wählisch, and the HRSC Co-Investigator Team (2007): The high-resolution stereo camera (HRSC) experiment on Mars Express: Instrument aspects and experiment conduct from interplanetary cruise through the nominal mission, Planetary and Space Science, 55, 928-952. (via http://www.psi.edu/pgwg/images/feb08image.html).

Vesta ve 3D podruhé

Již dva a půl měsíce obíhá okolo Vesty kosmická sonda Dawn ("Úsvit") a pořizuje množství toužebně očekávaných vědeckých dat. Dawn je vybaven dvojicí kamer (Framing Camera - FC), zobrazovacím spektrometrem (Visible and InfraRed spectrometer - VIR) a detektorem gama záření a neutronů (Gamma Ray and Neutron Detector - GRaND). Na výsledky z dvou posledně jmenovaných si budeme muset ještě počkat, protože data z těchto přístrojů vyžadují důkladnější (a tedy delší) analýzu. Naproti tomu s kamerami je to snazší, protože pěkný snímek dokáže ocenit i laik bez odbornějšího vzdělání. Na stránkách mise jsou pravidelně zveřejňovány nové a nové snímky, u kterých navíc den za dnem roste rozlišení (tzn. klesá rozměr nejmenších objektů, které je možné na snímcích spatřit). Oběžná dráha sondy Dawn je totiž postupně snižována a s každým přiblížením roste i rozlišení kamer.

Na oběžnou dráhu Vesty se Dawn dostal 15. července. To byl vzdálen více než 5000 km. Tato výška byla postupně snížena na 2700 km nad povrchem Vesty. V tu chvíli (od 11. srpna) začala pozorování v rámci tzv. Survey Orbit. Další krokem bylo další snížení oběžné dráhy, tentokrát už na 660 km nad povrchem Vesty, na tzv. High Altitude Mapping Orbit (HAMO). Této dráhy dosáhl Dawn právě dnes (30.9.2011). A konečně někdy ke konci listopadu bude dráha dále snížena na výšku pouhých 180 km nad povrchem Vesty v rámci tzv. Low Altitude Mapping Orbit (LAMO). Z této dráhy bude možné na povrchu Vesty rozlišit objekty o velikosti pouhých 30 metrů.

Díky postupnému přibližování sondy Dawn k Vestě máme tedy stále lepší snímky a to platí i pro snímky trojrozměrné. Těch už bylo publikováno několik (všechny jsou dostupné na domovských stránkách sondy Dawn, na stránkách německé MPS nebo planetárním fotožurnálu JPL). Zde se zaměřím opět na masivní velehoru, ležící v oblasti jižního pólu Vesty, která dominovala již trojrozměrným obrázkům z mého dřívějšího příspěvku.

  Obrázek 1a.
Kredit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.  

  Obrázek 1b.
Kredit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Daniel Macháček.  

První dvojice trojrozměrných obrázků (obr. 1a/b) představuje celkový pohled na 200 km široký a přes 15 kilometrů vysoký masiv jižní velehory. Horní obrázek je jemně dobarvená (na odstín blízký reálnému) stereoskopická dvojice obrázků a spodní je černobílý anaglyf (k jeho prohlížení jsou potřeba červeno-modrozelené brýle). Rozlišení je nyní asi 6× lepší (~260 m/pix vs. ~1500 m/pix), než v předchozím příspěvku týkajícího se Vesty. Obrázky byly vytvořen pomocí snímku s vysokým rozlišením (PIA14681), který byl warpován na snímek s nižším rozlišením, pořízený z odlišného úhlu (PIA14316). Opět byl použit program Sqirlz Morph a warpování bylo provedeno s pomocí téměř tisíce kontrolních bodů.

  Obrázek 2.
Kredit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Další trojrozměrný obrázek (obr.2) publikoval tým kamer FC sondy Dawn před dvěma týdny (16.9.2011). Zobrazuje jižní velehoru z podobné perspektivy jak předchozí snímky, ale rozlišení je přibližně 2× lepší než v předchozím případě ~130 m/pix (rozlišení udávané v originálním popisku, 260 m/pix,  je zřejmě chybné*).  Obrázek pokrývá mírně odlišné území než obr. 1a/b, oproti nim je celá scéna posunutá vlevo.
Vznikl spojením dvou snímků s prakticky stejným rozlišením, pořízených s mírně odlišného úhlu. Tímto způsobem je možné získat prakticky dokonalý 3D obrázek. Tento obrázek nabízí možnost ověření si přesnosti metody použité v prvním případě (warping mezi snímky s rozlišným rozlišením). V obou případech by vrcholek (resp. údolí) v jednom obrázku měl odpovídat vrcholku (resp. údolí) v druhém obrázku a měly by si odpovídat i relativní výšky (vyšší vrcholek v jednom by měl odpovídat vyššímu vrcholku v druhém). Naproti tomu absolutní výšky (jak moc vrcholky "trčí" z obrazovky) si odpovídat nemusí, protože absolutní výšky jsou odvislé od paralaxy obou pozorování. O tom, jak jsou si oba obrázky v anaglyfové verzi podobné, může posoudit čtenář sám.

  Obrázek 3.
Kredit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Poslední trojrozměrný obrázek (obr.3) je také od týmu kamer FC. Rozlišení je přibližně ~110 m/pix (v originálním popisku je opět chybně - 260 m/pix*). Obrázek byl vytvořen stejným způsobem jako předchozí a pokrývá přibližně území z pravé části obr. 1a/b, které chybí v obr. 2.

 Samotná hora, a její vznik, zatím představují hádanku, kterou bude obtížné vyřešit. Předpokládá se, že se jedná o kráterový vrcholek, ale není vyloučeno, že její vznik je spojen i s vulkanickou či tektonickou činností. Tektonická činnost se určitě podílela na jejím pozdějším formování, o čemž svědčí množství zlomů, hřebenů a pravděpodobně i vrás, na ní i v jejím okolí. Dobře viditelné jsou i sesuvy materiálu. Na obrázcích lze vidět například sesuvem deformované krátery v pravé části první dvojice a stejně tak v pravé části posledního obrázku (obr.1a/b a obr.3). Pod těmito krátery se pak vytvořily terasy zřejmě ze sesutého materiálu. Sesuvem části hory vznikl pravděpodobně i několik kilometrů vysoký prudký svah poblíže vrcholu (viditelný na obr.1a/b a obr.2).
Co se týče názoru planetárních vědců, již brzy se dozvíme více, protože v neděli (2.10.) začíná v Nantes konference EPSC-DPS, jejíž jedna část se bude týkat jen Vesty a budou zde zveřejněny první předběžné výsledky jejího výzkumu sondou Dawn.

*_před uveřejněním jsou snímky často zvětšeny, přičemž se mění rozlišení (v m/pix). Reálné rozlišení snímků (tzn. jak velké objekty jsou na snímku skutečně viditelné) je ale plně závislé na rozlišení originálních "raw" snímků. To se dá zjistit dodatečně z údaje o vzdálenosti, z které byl snímek pořízen, a rozlišovací schopnosti kamery. Protože ale evidentně nesedí ani reálné rozlišení snímků (všechny tři snímky by měly mít 260 m/pix, přesto jsou na obr.2 a obr.3 viditelné mnohem menší detaily než na obr.1a/b), udávám rozlišení odvozené z měřítek, které jsou přítomny na všech vyobrazených obrázcích.

Animace komety Hartley 2

Kometa Hartley 2, označená jako 103P/Hartley (číslo znamená jednoduše 103-tí periodická kometa), byla hvězdou v komunitě planetárních nadšenců během loňského podzimu. Zásluhu na tom měl zejména tým mise EPOXI a kosmická sonda Deep Impact, která 4. července 2005 úspěšně vypustila dopadovou sondu na kometu Tempel 1 (9P/Tempel) a následnou srážku nafotila. Po splnění úkolů u komety Tempel 1, byla sonda Deep Impact využita v rámci mise EPOXI k pátrání po exoplanetách okolo několika vybraných hvězd a měla být navedena k průletu okolo komety Boethin (85P/Boethin) v prosinci 2008. Protože kometa Boethin někam záhadně zmizela (zřejmě se rozpadla, komety se v tomto poněkud podobají hudebním skupinám), byl přijat náhradní plán, spočívající v průletu okolo komety Hartley 2. K tomu nakonec došlo 4. listopadu 2010. Sonda Deep Impact se  "prosmýkla" okolo komety ve vzdálenosti 700 kilometrů. Průlet byl takřka bezchybný s jedinou výjimkou v podobě kamery s vysokým rozlišením HRI, která nebyla v době největšího přiblížení namířena na jádro komety (což mrzí o něco méně díky tomu, že  tato kamera je poškozena a snímky jsou rozostřené). Druhá kamera na palubě sondy - MRI, kamera se středním rozlišením, zvládla výborně nasnímat celý průlet a z jejich snímků pak byly vytvořeny následující animace.

  Kredit: NASA / JPL / UMD /Daniel Macháček.  

První animace, v podobě animovaného gifu, je vytvořena ze 43 kalibrovaných snímků pořízených kamerou MRI v intervalu přibližně tří minut před a po průletu. Snímky jsou ořezány a přeloženy přes sebe tak, aby byla viditelná co největší oblast okolo komety bez toho, aniž by jádro příliš měnilo svou polohu. Dále byl u snímků vyrovnán jas ("equalisation"), takže je možné vidět i velmi nevýrazné výtrysky a stín, který na tyto výtrysky vrhá jádro komety. Jinak nebyly tyto snímky nijak upravovány, takže jsou i s "panenským" šumem v obraze, který nemohl být odstraněn kalibrací. Ten je dobře patrný hlavně v podobě střídajících se tmavších a světlejších pruhů. V animaci také není brán žádný ohled na skutečný časový interval mezi pořízením jednotlivých snímků (ten se měnil z 20 sekund tři minuty před a po průletu, k necelým 5-ti sekundám při největším přiblížení sondy ke kometě). Rozlišení je shodné s původním a snímky pořízené nejblíže komety zachycují detaily o velikosti 14-ti metrů (rozlišení ~7 m/pix).

V druhé animaci jsou již rozdílné časové intervaly korigovány. Celá animace byla doplněna mezikroky vytvořenými pomocí morphingu a zpomalena. Průlet zaznamenaný kamerou MRI, který trval 6 minut, nyní trvá 80 sekund, což odpovídá pětinásobnému zrychlení. Snímky byly také otočeny doleva o 90° (kvůli lepšímu prohlížení na obrazovce) a jejich jas byl upraven tak, aby výtrysky a stíny zůstaly zachovány a přitom byl omezen šum. Animace byla také trošku oříznuta a zvětšena o 25%.

Třetí animace je zaměřená více na samotné jádro komety. Originální kalibrované snímky jsou stejné, ale nyní byly jen převedeny do RGB formátu (z 32 bitového FITS) a dodatečně jemně dobarveny do červena (což by mělo zhruba odpovídat reálné barvě komety).
Oproti předchozí animaci bylo nicméně použito během morphingu více kontrolních bodů, aby byla zachována ostrost detailů jádra komety mezi morphovanými snímky. Protože použité snímky mají velmi vysokou kvalitu, je výsledná animace 2× zvětšena (je k dispozici i v rozlišení 1080p), takže i malé detaily jsou dobře viditelné.

A v případě komety Hartley 2 je skutečně na co se dívat a to přesto (nebo možná právě proto?), že se jedná o dosud nejmenší, kosmickou sondou navštívenou, kometu. Hartley 2 má tvar kosti s delší osou měřící jen 2,25 kilometru, což je zhruba 7× méně než u slavné Halleyovy komety (1P/Halley) (pěkné srovnání velikostí komet navštívených kosmickými sondami vytvořila Emily Lakdawalla z americké Planetary Society).
Hartley 2 se ukázala být extrémně aktivní kometou, srovnatelnou v tomto ohledu snad jen s výše zmíněnou Halleyovou kometou. Desítky výtrysků jsou patrny skoro okolo celé komety, ale nejvýraznější jsou na protilehlých koncích podél delší osy. U animací se zesíleným jasem jsou dobře vidět i menší výtrysky na temném pozadí odvrácené (od Slunce) straně komety. Velkým překvapením byl objev shluků částic prachu a ledu, které poletují jako obří sněhové vločky všude okolo komety. U prvního animovaného gifu jsou dobře viditelné jako jasné skoro bodové objekty poletující okolo jádra. Velikost těchto shluků se pohybuje v jednotkách centimetrů, ale některé větší mohou být velké jako kopací míč. Předpokládá se, že tyto shluky jsou velmi řídké a nadýchané a díky tomu nepředstavovaly větší nebezpečí pro sondu, přestože tato se v danou chvíli pohybovala vůči nim rychlostí 12,3 km/s (při takové rychlosti může být i gramová částice zničující).
Samotné jádro se v mnohém podobá jiným kometám, hlavně existencí větších hladkých planin, které jsou viditelné ve střední části jádra. Oba konce "kosti" jsou ale dosti odlišné. Kromě menších planin jsou pokryté obrovskými skalisky tyčícími se do výšky až 50-ti metrů a širokými až 80 metrů (A’Hearn et al, 2011). Označení skalisko je ovšem u komet nutno brát s rezervou, protože materiál komet je obecně velmi pórovitý. Zajímavý je i "minikaňon" na konci přilehlém k pozorovateli (sondě) ležící poblíže terminátoru. Je možné, že se jedná o pozůstatek po předchozích erupcích, při kterých vznikla nehluboko pod povrchem dutina, jejíž strop se později sesunul. Kdoví.
V každém případě se ke kometě Hartley 2 ještě určitě vrátím, protože pořízených snímků je více a mnohé zatím nebyly v upravené podobě vůbec publikovány (zejména snímky z kamery HRI).


(A’Hearn et al, 2011)
 Michael F. A’Hearn1, Michael J. S. Belton, W. Alan Delamere, Lori M. Feaga, Donald Hampton, Jochen Kissel, Kenneth P. Klaasen, Lucy A. McFadden, Karen J. Meech, H. Jay Melosh, Peter H. Schultz, Jessica M. Sunshine, Peter C. Thomas, Joseph Veverka, Dennis D. Wellnitz, Donald K. Yeomans, Sebastien Besse1, Dennis Bodewits, Timothy J. Bowling, Brian T. Carcich, Steven M. Collins, Tony L. Farnham, Olivier Groussin, Brendan Hermalyn, Michael S. Kelley, Michael S. Kelley, Jian-Yang Li, Don J. Lindler, Carey M. Lisse, Stephanie A. McLaughlin, Frédéric Merlin, Silvia Protopapa, James E. Richardson, Jade L. Williams.
EPOXI at Comet Hartley 2. Science 17 June 2011:
Vol. 332 no. 6036 pp. 1396-1400

Vysoké štíty Ionské

Pokud bychom se rozhlédli po Sluneční soustavě a pátrali po tom, kde se vyskytují hory, řekněme klasických tvarů, podobné těm na Zemi se štíty tyčícími se vysoko k nebesům, zjistili bychom, že takových míst moc není. A je ještě méně míst, ze kterých máme alespoň kvalitní snímky. Místa, která v tomto nejvíce přípomínají Zemi, jsou zřejmě Venuše a Titan. Mají hustou atmosféru a mají i vysoké hory (které nejsou sopkami), na Titanu třícisícovky a na Venuše jsou hory vysoké dokonce 11 kilometrů. Díky husté atmosféře disponujeme ovšem jen radarovými mapami, které postrádají kouzlo snímků pořízených klasickými kamerami. Z Marsu máme na druhou stranu mnoho zajímavých snímků, ale vysoké hory na Marsu jsou téměř vždy sopkami.
Pokud bychom vzali v úvahu tělesa, která postrádají viditelnou atmosféru, pak zjistíme, že většina ostatních vysokých hor jsou centrální kopce velkých kráterů nebo jejich krátery posázený povrch hned prozradí jejich nepozemský původ.
Přesto máme pěkné snímky velmi vysokých hor, které neleží na Zemi, a přitom nejsou ani hustě pokryté krátery, ani to nejsou sopky.

Jejich pořízení věru nebylo snadné.
Bylo totiž třeba vyslat kosmické sondy až do blízkosti Jupiterova měsíce Io.
A v blízkosti Io nepanuje zrovna přátelské prostředí. Díky vysoké úrovni radiace v této oblasti se každý elektronický obvod velmi rychle "usmaží". Díky speciální ochraně a použitím zodolněných komponent je zde možné nějakou dobu elektronické zařízení "udržet při životě" a díky tomu máme kvalitní, detailní fotografie Io a to hned ze dvou sond. První je Voyager 1, který prolétl kolem Io v roce 1979 ve vzdálenosti 20 600 km a druhou je Galileo, která se stala umělou družicí Jupitera v roce 1995 a kolem Io sedmkrát prolétla ve vzdálenosti bližší než Voyager 1 (ale pouze ve třech případech se podařilo získat kvalitní snímky).
V roce 2001, Galileo naposledy úspěšně prolétla okolo Io a pořídila mimo jiné následující úžasné snímky hory Tohil Mons a přilehlých lávových jezer Radegast Patera a Tohil Patera.

Tohil Mons, pojmenována po Mayském bohu počasí, je vzhledově spíše pohoří než hora, protože během procesu vzniku se celý její (dříve zřejmě monolitní) masiv rozlámal a některé části se sesunuly do nižších oblastí okolních planin. Díky tomu existuje v rámci masivu Tohil Mons hned několik vysokých vrcholků, z nichž zejména ty poblíže lávového jezera Radegast Patera, mají klasický tvar štítů tyčících se vysoko nad okolní krajinu. Jak vysoko? Analýzou topografie terénu a vytvářením trojrozměrných modelů útvarů na Io (a nejen na něm) se zabývá dr. Paul Schenk z Houstonského institutu Lunar and Planetary Institute (LPI). Ten změřil výšku některých vrcholků Tohil Mons na 9,4 km (Schenk et al., 2001). Použil přitom snímků z dřívějších průletů označovaných jako I24 a I27. Tyto snímky si můžete opět prohlédnout na blogu Gish Bar Times Jasona Perryho (zde a zde). Zajímavé na těchto snímcích je to, že Slunce bylo v době pořízení těchto snímků vysoko na Ionské obloze, Tohil Mons nevrhá stín a je velmi těžké zjistit, že na těchto snímcích se nalézá hora vyšší než Mount Everest.
Při průletu I32 byly pořízeny další snímky, tentokrát bylo Slunce nízko a  Tohil Mons krásně vynikl. Navíc tyto snímky mají i lepší rozlišení okolo ~50 metrů na pixel (dřívější snímky něco pod 200 m/pix). Protože Galileo pořídil další sadu snímku z větší vzdálenosti a z poněkud jiného úhlu, bylo možné tyto snímky zpracovat do třírozměrné podoby. Toho opět využil P. Schenk, který vytvořil digitální výškové modely (DEM) této hory a přilehlého okolí. Z takových modelů je pak možné vytvořit například animace celé hory. P. Schenk zveřejnil dvě takové animace, jedna využívá data z průletů I24 a I27, druhá je vylepšena o data z průletu I32.
Já jsem použil stejná data k vytvoření trojrozměrných snímků této hory a lávového jezera Radegast Patera. Tyto snímky můžete vidět níže v podobě černobílého a barevného anaglyfu (potřebujete červeno-modrozelené brýle) nebo v podobě dvojice (normální a se zesíleným kontrastem) viditelné trojrozměrně metodou zašilhání  (metoda cross-eye). Barva byla přidána z barevných snímků pořízených sondou Galileo dříve přes fialový, zelený a infračervený filtr.

Snímky jsou z důvodu stereoskopického zobrazení vhodně natočeny, směr nahoru odpovídá na trojrozměrných snímcích zhruba směru jihovýchodnímu. Ve spodní části snímků můžete vidět tmavé lávové jezero Radegast Patera. Toto jezero je pojmenováno po slovanském  bohu slunce a úrody Radegastovi. Což, jen tak mimochodem, zapříčinilo můj poněkud osobnější vztah k těmto snímkům, protože žiju nedaleko Beskydského vrcholku Radhoště, který je po něm také pojmenován (a má zde sochu) a stejnojmenné pivo také není špatné, ale zpět na Io. Lávové jezero Radegast Patera je v Ionských měřítcích spíše jezírkem a patří k těm nejmenším zaznamenaným. Má tvar oválu o rozměrech 29×21 kilometrů (Williams et al., 2004). Přitom na Io nejsou výjimkou lávová jezera s desetinásobnými rozměry (třeba Loki Patera). Ne všechna lávová jezera na Io jsou ovšem dodnes aktivní a obsahují čerstvou lávu. Část těchto jezer jsou němými svědky dřívější vulkanické aktivity a v současné době jsou už vychladlá a jsou tvořena jen ztuhlou lávou. I Radegast Patera není evidentně aktivní v tom smyslu, že by bylo plné žhavé lávy. Žhavá žhnoucí láva by byla velmi dobře vidět. Přesto díky speciálnímu zobrazovacímu spektrometru, který byl na palubě Galileo, víme, že Radegast Patera aktivní je, s lávou ukrytou nehluboko pod ztuhlou lávovou krustou. Pomocí tohoto přístroje je možné měřit teplotu povrchu Io a na povrchu lávového jezera naměřil teplotu okolo 50°C (Lopez et al., 2004), což je zhruba o 200°C více než chladné okolí. Konkrétně se jedná o oblast viditelnou na obrazcích jako velmi tmavá skvrna o průměru asi 7,5 km v pravé části Radegast Patera (Lopez et al., 2004).
Nad jezerem se tyčí štíty samotné hory Tohil Mons. Dva velké, nejbližší k Radegast Patera, nebyly zřejmě zahrnuty do měření P. Schenka (protože chybí v mosaice z průletů I24 a I27). Výška prvního z nich je odhadována na 10 km (Williams et al., 2004), ale objevil se i údaj o celkové výšce 11 km nad okolními planinami (Williams et al., 2004).
Další dva vzdálenější vrcholky jsou o něco nižší, s výškou mezi 7-mi až 9-ti kilometry. Zvrásněný terén v horní části snímku je zřejmě sesuvem části hory do údolí. Jak vypadá celý horský masiv Tohil Mons o rozměrech 112×345 km a ploše přes 43 000 km² (Schenk et al., 2001) si můžete prohlédnout na výše uvedených animacích P. Schenka, či na této mosaice Jasona Perryho. Tohil Mons je horský masiv tvaru motýla (či netopýra) mírně pod středem této mosaiky.
Tohil Patera není na mých stereoskopických snímcích viditelná, ale můžete si ji prohlédnout na mosaice této oblasti, opět od J. Perryho. Je to "flekatá" oblast v pravé části snímku.

Černobílý a barevný anaglyf hory Tohil Mons a lávového jezera Radegast Patera.
Kredit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Tohil Mons a Radegast Patera stereoskopicky zobrazitelná metodou zašilhání. Standardní verze (shodná s výše zobrazenou anaglyfovou verzí) a verze se zesíleným kontrastem.
Kredit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

(Lopez et al., 2004) Rosaly M. C. Lopes, Lucas W. Kamp, William D. Smythe, Peter Mouginis-Mark, Jeff Kargel, Jani Radebaugh, Elizabeth P. Turtle, Jason Perry, David A. Williams, R. W. Carlson et al.
Lava lakes on Io: observations of Io's volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys, Icarus 169, Pages 140-174, 2004.

(Schenk et al., 2001) Paul Schenk, Henrik Hargitai, Ronda Wilson, Alfred McEwen and Peter Thomas .
The Mountains of Io: Global and geological perspectives from Voyager and Galileo.
Journal of Geophysical Research (Vol 106, E12, Pp 33201-33222, December 25, 2001) via Io Mountain Database.

(Williams et al., 2004) David A. Williams, Paul M. Schenk, Jeffrey M. Moore, Laszlo P. Keszthelyi, Elizabeth P. Turtle, Windy L. Jaeger, Jani Radebaugh, Moses P. Milazzo, Rosaly M. C. Lopes and Ronald Greeley. Mapping of the Culann–Tohil region of Io from Galileo imaging data, Icarus 169, Pages 80-97, 2004.

Vesta ve třech rozměrech

Když v roce 1807 objevil amatérský astronom H. W. Olbers planetku Vesta, určitě netušil, že budeme mít o 204 roků později možnost prohlédnout si ji zblízka díky robotickému velvyslanci - kosmické sondě Dawn.

Tato sonda se stala umělou družicí Vesty 16. července a poslala na Zemi již mnoho snímků této planetky. Většina ze zveřejněných snímků je obsažena v této pěkné kompozici od Phila Stooka.
Stejný autor vytvořil z těchto snímků i předběžnou mapu Vesty, zatím pokrývající zejména oblast okolo jižního pólu. Nové snímky jsou zatím pravidelně, vždy v pondělí a ve čtvrtek, dávány k dispozici na webu NASA (JPL), či domovské organizace stojící za kamerovým systémem sondy - Ústavu Maxe Plancka MPS.
V době psaní tohoto příspěvku byl oficiálně zveřejněn zatím jen jeden barevný snímek (ve falešných barvách) . Díky amatérské komunitě (především díky Mika Malasky) jsou navíc k dispozici již dodatečně dobarvené snímky s lepším rozlišením (třeba zde a zde).
Chyběly nicméně kvalitnější trojrozměrné snímky (zatím jediný takový snímek neumožňuje vidět mnoho z výrazné topografie Vesty).
Následující snímky představují menší pokus o nápravu a o to představit Vestu, či alespoň její část - oblast okolo jižní pólu, jako trojrozměrný objekt.

Pro zobrazení třetího rozměru na zařízení zobrazujícím jen dva rozměry, jako je běžný počítačový monitor nebo např. fotografie, se používá několik "fíglů", využívajících toho, jakým způsobem mozek zpracovává data poskytnutá očima k vytvoření vjemu třírozměrného prostoru. Nejdokonalejším a nejpřesnějším způsobem, který mozek používá, je schopnost zpracovávat současně obrazy z obou očí. Mozek automaticky porovná dva obrazy poskytované levým a pravým okem a podle vzájemné polohy význačných bodů a linií v obou obrazech, vytvoří trojrozměrný obraz. Jedná se o tzv. stereoskopické vidění.
Tato schopnost je potřeba i u následujích obrázků, přičemž máte na výběr ze dvou možností.

První představuje tzv. anaglyfové zobrazení, kdy ke správnému zobrazení potřebujete speciální brýle s červeným a modrozeleným filtrem. Je možné použít i brýle s červeným a modrým či zeleným filtrem, ale výsledek bude o něco méně kvalitní. Díky dvoubarevným brýlím vidí každé oko trochu jiný obraz, který mozek automaticky spojí do trojrozměrného obrazu.

Druhá možnost je méně náročná na vybavení, protože vám stačí jen vlastní oči, ale zase je třeba se ji naučit.
Princip je velmi jednoduchý. Dva obrázky vedle sebe jsou shodné s obrázky, které jsou u anaglyfové verze zakódovány v jediném obrázku pomocí různobarevných filtrů (jsou přeloženy přes sebe). Pokud chcete vidět trojrozměrný efekt u dvojice obrázků, musíte tyto přeložit přes sebe, aby si je mozek mohl spojit do jediného, trojrozměrného. Nejsnáze toho dosáhnete tak, že při dívání se na tento obrázek, zakloníte hlavu, abyste viděli svůj nos přibližně mezi dvojicí obrázků. Pak se snažíte podívat se na špičku nosu. Všimněte si, že během toho, jak se snažíte dívat na špičku nosu, se vám z dvojice obrázků udělala čtveřice. Teď jen stačí prostřední dva obrázky přes sebe přeložit a počkat až mozek sám pochopí, že má tyto složit dohromady. Jakmile k tomu dojde, vidíte tři obrázky. Dva boční dvourozměrné (těch si nevšímejte) a prostřední trojrozměrný. Protože během tohoto postupu vlastně šilháte, nazývá se tato metoda anglicky "cross-eye", česky tedy snad metoda "šilhání" či "zašilhání" (tento pojem se vyskytuje na české wikipedii, nevím zda existuje nějaký jiný speciální český termín).

Jak ovšem takový trojrozměrný (stereoskopický) obrázek vytvořit?
Možností je opět několik, ale nejkvalitnějšího výsledku dosáhneme téměř vždy použitím dvojice snímků daného předmětu zájmu pořízených ze dvou různých pozic. Pokud se díváme očima, tomuto odpovídá odlišná pozice levého a pravého oka. Je třeba mít na paměti, že lidské oko má omezené rozlišení a od určité vzdálenosti (okolo 50-ti metrů) už mozek není schopen analyzovat malé odchylky v obrazu poskytovaném levým a pravým okem a tímto způsobem už mozek není schopen generovat trojrozměrný vjem (na větších vzdálenostech používá jiných triků).  Kdybychom tedy byli na místě kosmické sondy, která je ve vzdálenosti řekněme 10 000 kilometrů od planetky, mozek by neměl k dispozici žádná pořádná data k vytvoření trojrozměrného obrazu. Toto je třeba mít na paměti a k vytvoření trojrozměrného obrazu použít snímky focené z dostatečně odlišných pozic. Pěkné snímky stejné oblasti Vesty (okolí jižního pólu) z různých pozic byly zveřejněny a nic tedy, zdá se, nebrání vytvoření vlastního trojrozměrného obrázku.
Výchozí snímky použité v trojrozměrných obrázcích jsou tyto:

  Snímek Vesty pořízený sondou Dawn dne 17.7.2011 ze vzdálenosti 15 000 kilometrů.
Kredit: NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA.     

Snímek Vesty pořízený sondou Dawn dne 15.7.2011.
Kredit: NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA. 

Pokud máte trpělivost a dobré oko, zjistíte, že snímky sice pokrývají alespoň částečně stejnou oblast a každý je focen z jiné pozice, takže je Vesta viditelná z různých úhlů, ale také to, že světelné podmínky byly podstatně odlišné, snímky jsou focené z příliš vzdálených pozic a v neposlední řadě jsou povrchové útvary na Vestě na obou snímcích jinak otočené.
Otočení je nejmenší problém korigovatelný libovolným obrazovým editorem. Další dvě překážky představují těžký oříšek. Odlišné světelné podmínky by v konečném důsledku znamenaly trojrozměrný obrázek, který je sice možné vytvořit, ale bude nepříjemný na pohled (odlišnosti v jasu obou obrázků "trhají" oči). Příliš odlišná pozice je ještě mnohem horší, protože pohled na takový 3D obrázek by byl obdobný snaze dívat se na blízký předmět ze vzdáleností pár centimetrů (zde odlišnosti v obou snímcích "trhají" oční svalstvo a kromě toho vás z takového snímku bude ihned bolet hlava).
Jak z toho ven? Klasický způsob představuje transformace obrazových dat na nějaký objekt. V případě planet třeba na kouli. Pak stačí vzít takto transformované snímky stejné oblasti a použít je v trojrozměrném  obrázku. Stejným způsobem byl zřejmě vytvořen jediný zatím oficiálně publikovaný anaglyfový obrázek.
Pokud ale dané těleso není koule (což Vesta není), může být výsledek výrazně odlišný oproti skutečnosti.
Následující trojrozměrné obrázky jsem tedy raději vytvořil jinou metodou a to použitím syntetických snímků.
Syntetické snímky byly vytvořeny metodou morphingu z obou vstupních snímků prostřednictvím mého oblíbeného freewarového programu Sqirlz morph. Přesnost takových "mezisnímků" je pak závislá hlavně od množství použitých dvojic záchytných bodů umístěných na oba vstupní snímky tak, aby každá dvojice bodů odpovídala stejnému útvaru na povrchu. Tyto body pak program používá při deformování originálních vstupních snímků. V tomto případě jsem použil necelých 400 kontrolních bodů. Výhodou této metody je možnost použít syntetické snímky párované v trojrozměrných obrázcích s oběma originálními snímky.

Konečný výsledek po pár úpravách (oříznutí okrajových částí, které jsou nevhodně deformovány) vypadá takto:

Trojrozměrné obrázky okolí jižního pólu planetky Vesta.
Horní obrázek je anaglyf, spodní je pak  zobrazitelný metodou "zašilhání"
Kredit: NASA/JPL/UCLA/DLR/MPS/INTA/Daniel Macháček.

Na těchto trojrozměrných obrázcích můžete vidět výraznou topografii povrchu Vesty, přičemž nejmenší detaily, které se dají na těchto snímcích rozlišit mají rozměr přibližně tří kilometrů. Celé jižní polokouli dominuje zvrásněný terén, který je snad dnem obřího impaktního kráteru, vzniklého zřejmě před jednou miliardou let. Předpokládá se, že obrovská hora, viditelná uprostřed všech snímků, je centrálním vrcholkem tohoto kráteru (u velmi velkých impaktních kráterů vzniká uprostřed kráterový vrcholek). Díky své "mamutí" velikosti patří mezi největší známé hory v celé Sluneční soustavě. Tyčí se do výšky okolo 18-ti kilometrů nad okolní terén.
Srovnatelnou výšku mají jen některé vrcholky patřící do rovníkového pohoří Saturnova měsíce Japeta, Iónské pohoří Boösaule Montes a samozřejmě velké Marťanské sopky s rekordmanem Olympus Mons a jeho bezmála 22-ti kilometry.

V následujících týdnech a měsících se dočkáme pravděpodobně mnoha dalších snímků Vesty, navíc se stále lepším a lepším rozlišením, protože kosmická sonda Dawn se zdrží u této planetky ještě necelý rok a postupně se bude blížit k jejímu povrchu až na vzdálenost pár set kilometrů. Můžeme se tedy těšit na snímky, na kterých budou vidět snad až 50× menší detaily.

Trojrozměrné obrázky jižního pólu planetky Vesta, využívající druhého originálního snímku.
Opět je horní obrázek anaglyfem a spodní pro zobrazení metodou "zašilhání".
Kredit: NASA/JPL/UCLA/DLR/MPS/INTA/Daniel Macháček.