2014-02-13

Dvě tváře Phoebe

Je tomu už skoro deset let, co mezinárodní sonda/družice Cassini dorazila k Saturnově systému a od té doby přináší stále nové a nové poznatky o tomto plynovém obru a jeho okolí.
Cassini se dostala na oběžnou dráhu okolo Saturnu 1. července 2004, ale dnes se zaměřím na události, ke kterým došlo ještě před tím.
Týmu mise se totiž podařil husarský kousek, když úspěšně do plánu letu zahrnuli i blízký průlet okolo jednoho ze Saturnových vnějších měsíců s nepravidelnou dráhou. Takto úspěšný zatím nikdo jiný nebyl navzdory tomu, že měsíců tohoto typu je několik desítek a to nejen okolo Saturnu, ale i okolo Jupiteru.
A tak ještě pár týdnů před samotným příletem sondy k cílové planetě, prolétla Cassini 11. června 2004 jen 2068 kilometrů od měsíce Phoebe.


Obrázek/Figure 1. Saturnian moon Phoebe from the Voyager 2 spacecraft.

Animated gif of images of Phoebe from distance 2.2 milions km.
This images were best images which we had before Cassini's flyby.
Link leads to NASA's Solar System Exploration page.
Kredit/Credit: NASA / JPL.

Phoebe byl znám už přes 100 let a dokonce jsme měli i fotografie ze sondy Voyager 2, která kolem něj v roce 1981 (obr.1). Tehdy jsme však neměli takovou kliku, protože průletová vzdálenost byla asi 2,2 miliónů kilometrů. Jen díky výkonné kameře s teleobjektivem a na poměry vnějších měsíců obřím rozměrům Phoebe mohl Voyager rozlišit měsíc jako kotouček s průměrem okolo 10 pixelů.
Díky těmto obrázkům mohli vědci odvodit dobu rotace, určit polohu pólů, sestavit první hrubou mapu povrchu a v neposlední řadě změřit průměr Phoebe na zhruba 220 kilometrů.
Skutečný průlom v poznání Phoebe ale přinesla až sonda Cassini. Dlouho před jejím průletem okolo měsíce se vědělo, že Cassini bude mít pouze jeden pokus, reparát nepřicházel v úvahu, protože Phoebe je příliš daleko od Saturnu, mimo běžný "dolet" Cassini. Do pozorování se tak měla zapojit naprostá většina přístrojů na sondě. Situace byla o to komplikovanější, že v rámci "úspor" přišla Cassini ještě ve stádiu návrhu o plánovanou pohyblivou robotickou plošinu (viz obr.2). Protože přístroje mají často výhled různými směry, znamenalo to, že sonda se bude muset často otáčet .



Obrázek/Figure 2. Saturn Orbiter /Titan Probe (SOTP), predecessor of Cassini/Huygens.

This spacecraft was planned with scan platform.
Cassini's lacks of similar platform is significant drawback in every close flyby.
Kredit/Credit: NASA / JPL.

Průlet okolo Phoebe očekávala odborná vědecká i laická obec s velkým zaujetím, protože ač Phoebe je těleso relativně malé (vzhledem k planetám či velkým měsícům), předpokládalo se, že se jedná mezi měsíci Saturna o přistěhovalce z Kuiperova pásu. To by znamenalo, že by Cassini provedla první blízký průzkum takového tělesa v historii a lidé by si mohli udělat mnohem bližší obrázek o tom, jak tato tělesa vypadají. Cassini byla (a stále je) také velmi dobře přístrojově vybavenou sondou.
Průlet nakonec vyšel prakticky na jedničku, Cassini sledovala Phoebe s pár pauzami hned několik Phoebijských dní a do pozorování se mimojiné zapojil třeba i palubní radar. Velmi se činil i kamerový systém ISS, který pořídil celkem 554 snímků Phoebe. Během největšího přiblížení Cassini pořídila snímky na kterých je možné spatřit jen ~25 metrů velké detaily (až 12 m/pix, viz třeba zde). Zhruba půl hodiny před a po příletu pořídily kamery sadu snímků, které ukazují celý v tu dobu viditelný povrch při rozlišeních 65-95 m/pix. Tyto snímky byly už několikrát složeny do mozaik, ale žádná z nich není v barvě.


Obrázek/Figure 3. Saturnian moon Phoebe from the Cassini spacecraft.

Mosaic from images which were taken before Cassini's flyby around this enigmatic moon.
Resolution is 60 m/pix. South is approximately at the top and west is to the right. 
Colors are added from images from Cassini's WAC camera and VIMS spectrometer.
Colors are set to approximately natural look. 
Date: 11.6.2004.
Kredit/Credit: NASA / JPL / SSI / UA / Daniel Macháček.

Zajímavé je, že Cassini pořídila pro každou mozaiku barevné snímky ze širokoúhlé kamery a barevné mozaiky přesto nejsou k dispozici. Proč? Odpověď je snadná. Průlet Cassini okolo Phoebe byl skoro bezchybný, navigace skvělá, ale nějaká ta chybička se vloudí vždy. Kamery ISS měly nastaveny příliš dlouhé expoziční doby a tak je velká část snímků Phoebe přeexponována. To se týká prakticky všech barevných snímků a velké části černobílých snímků. Naštěstí většina ČB snímků z nejbližší vzdálenosti, včetně snímků vhodných pro mozaiky, se povedla.
I přesto, že Phoebe je těleso šedivé a barevně nevýrazné, absence jeho barevných obrázků mě vždy provokovala. Takže jsem se nakonec pokusil udělat obě mozaiky, jak před příletem (obr.3), tak i po průletu (obr.4) v barvě. V obou případech byly k dispozici barevné snímky z širokoúhlé kamery WAC, ale ty byly asi z 50% přeexponované. Nakonec jsem se tedy musel poohlédnou po jiném zdroji, ze kterého bych barvu doplnil pro zbývajících 50% povrchu.
Kromě kamer ISS má Cassini na palubě i velmi užitečný zobrazující spektrometr VIMS. Tento přístroj pořizuje snímky, které mají několik set barev a drobné rozdíly mezi nimi mohou prozradit chemické složení povrchu či atmosfér planet či měsíců. Pro mne bylo důležité, že pracuje i ve viditelném záření. Gordan Ugarkovic, známý svými skvělými pracemi, založenými zejména na snímcích z Cassini, kdysi vytvořil užitečný prográmek QUB2RGB, který dokáže extrahovat data ze spektrometru VIMS a zpracovat je do podoby obrazu, který by přibližně vidělo lidské oko. VIMS má ovšem i nevýhody a to velmi nízké rozlišení, velikost výsledných obrázků (max. 64×64 pixelů), snímky jsou často zašuměné a způsob pořízení dat vede často k výrazné deformaci obrazu. Barevné snímky, použité pro nahrazení přeexponovaných částí v barevných snímcích kamery WAC, tak mají relativně nízkou kvalitu, ale přesto je to asi jediné možné řešení při absenci lepších dat. 


Obrázek/Figure 4. Saturnian moon Phoebe from the Cassini spacecraft.

Mosaic from images which were taken after Cassini's flyby around this enigmatic moon.
Resolution is 60 m/pix. South is approximately at the top and west is to the right. 
Colors are added from images from Cassini's WAC camera and VIMS spectrometer.
Colors are set to approximately natural look. 
Date: 11.6.2004.
Kredit/Credit: NASA / JPL / SSI / UA / Daniel Macháček.

Výsledné mozaiky mají obě rozlišení 60 m/pix, použité ČB snímky měly originální rozlišení mezi 58 m/pix a 131 m/pix, přičemž u většiny to bylo 65-90 m/pix. Nejmenší viditelné detaily (třeba krátery) tak mají rozměry asi 100-200 metrů. Všechny snímky s vysokým rozlišením byly pořízeny úzkoúhlou kamerou NAC. Barevné snímky ze širokoúhlé kamery WAC měly rozlišení 612-685 m/pix v případě mozaiky na obrázku 3 a 711-776 m/pix u obrázku 4. Data ze spektrometru VIMS pak měly podobu snímků s rozlišením 5-10 kilometrů. Výčet použitých snímků je přímo na obrázcích, ty které mají před číslem N jsou pořízeny úzkoúhlou kamerou NAC, W odpovídá širokoúhlé kameře WAC (spolu s NAC tvoří kamerový systém ISS) a malé "v" přináleží snímkům ze spektrometru VIMS. Jeden z ČB snímků použitých v obrázku 3 byl silně přeexponován. Existoval sice záložní snímek, ale ten má velmi zvláštní vadu, která vylučuje jeho použití. Naštěstí jej dokázali opravit odborníci ze Space Science Institute (SSI) a použili jej v mozaice PIA 6073. Malou část z této mozaiky jsem pak použil místo přeexponovaných dat.
Vzhledem ke osvětlení povrchu při průletu jsem výsledné mozaiky otočil tak, že jih je nahoře a západ vpravo. Dominantou obou mozaik je kráter Jason, který je na obrázku 3 vlevo a na obrázku 4 vpravo. Díky tomu, že je na obou obrázcích, umožňuje udělat si představu o pozici sondy při snímkování. Ještě vhodnější pro tento účel je jeden z menších kráterů Erginus, což je kráter uvnitř Jasona a je snadno rozpoznatelný podle velmi jasných sesuvů. Na obrázcích je tento kráter ve spodní části Jasona. Jasné sesuvy svědčí v případě Phoebe o zásobách čistého vodního ledu pod jinak velmi tmavým povrchem měsíce. Pátravé oko si kromě myriád kráterů také všimne občasných skalních bloků, rozesetých po povrchu. Některé z nich mají velikost až okolo půl kilometru.

2013-12-26

Odložené případy

Po delší pauze se vracím k blogu. Dnešní příspěvek ale není klasickým příspěvkem, spíše je stručným shrnutím toho, co se na blogu neobjevilo, ale objevit mělo.

Před pár týdny jsem se po delší době vrátil k sestavování mozaik kosmických těles a výsledkem byla tato barevná kompozitní mozaika Saturnova měsíce Dione (obr.1) složená ze snímků pořízených kamerami sondy Cassini koncem roku 2011.

Obrázek/Figure 1.
Saturnian moon Dione from the Cassini spacecraft.
Mosaic contains high resolution data from 14 images and color from another 42 (filters UV3, GRN, and IR1). Colors are set to approximately natural look. Original high resolution images had resolution 349 - 476 m/pix, final mosaic has 300 m/pix resolution. Date: 12.12.2011.
Kredit/Credit: NASA / JPL / SSI / Daniel Macháček.

Jako podklad této mozaiky sloužil snímek W1702383598 ze širokoúhlé kamery WAC systému ISS. Mozaika je poskládána z celkem 14-ti snímků z kamery NAC s vysokým rozlišením. Barevná informace pochází z dalších 42 snímků pořízených přes filtry UV3, GRN a IR1. Všechny snímky byly kalibrovány pomocí programu IMG2PNG od Björna Jónssona. Barva byla upravena tak, aby se celkový vzhled Dione blížil tomu, jak by měsíc vidělo běžné lidské oko. Rozlišení použitých snímků bylo 349 až 476 m/pix (pro ČB snímky s vysokým rozlišením) a samotná mozaika byla přepočtena na rozlišení 300 m/pix. Celkem 57 použitých snímků bylo pořízeno 12. prosince 2011 mezi 11:30 až 12:10 UTC. Jedná se o snímky N1702383635 až N1702386031 plus W1702383598.
Bohužel jsem během publikace obrázku zjistil jednu nemilou a jednu milou věc. Tou nemilou je nový automatický filtr v Picase, který automaticky zničí při nahrání vzhled každého obrázku. Vzhledem k tomu jak se člověk snaží parametry každého obrázku co nejlépe nastavit, je každý nevyžádaný zásah velmi iritujíci. Naštěstí zhruba ve stejnou dobu uvolnil Flickr všechna omezení na publikování snímků, pokud se tedy člověk spokojí s jedním Terabajtem místa. Z toho důvodu budou všechny další obrázky na blogu z mého nového konta na Flickru, což je trochu mrzuté, s Picasou jsem byl totiž docela spokojený.

Obrázek/Figure 2.
Asteroid Gaspra from the Galileo spacecraft.
Resolution is 30 m/pix (original images 53.7 m/pix). Image is colorised by lower resolution data
(filters IR-8890, green and violet). Date: 29.10.1991.
Kredit/Credit: NASA / JPL / Daniel Macháček.

Na flickru je zatím výběr z těch nejlepších děl, která jsem vytvořil. Část znají mí čtenáři z blogu, část byla publikována na fóru UMSF. Zde se zastavím u dvou obrázků. Prvním je barevná kompozitní mozaika planetky Gaspra (obr.2), kterou jsem dělal speciálně pro Emily Lakdawallu z Planetary Society. Emily obrázek použila ve velkém překledu všech planetek a komet, které zatím zblízka vyfotily kosmické sondy. Montáž obrázků si můžete prohlédnout v tomto článku. V původní verzi ale zatím publikován nebyl, až nyní na Flickru.
Obrázek je mozaikou ze dvou snímků pořízených 29. října 1991 (c0107318313 a c0107318326) americkou sondou Galileo, která byla tou dobou na cestě k Jupiteru. Barva je ze tří snímků pořízených přes barevné filtry - IR-8890, zelený a fialový (snímky c0107316113, c0107316065 a c0107316078). Rozlišení originálních snímků bylo 54 m/pix, mozaika je zvětšena na 30 m/pix.

Obrázek/Figure 3.
Neptunian moon Triton from the Voyager 2 spacecraft at 500 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / Daniel Macháček.

Druhým obrázkem (obr.3) je opět barevná kompozitní mozaika, tentokrát tělesa, které je zatím konečnou metou lidského snažení o průzkum Sluneční soustavy. Neptunův měsíc Triton je nejvzdálenějším tělesem, které jsme doposud prozkoumali. O tento titul sice přijde za dva roky při průletu sondy New Horizons okolo soustavy Pluto- Charon, ale rozhodně nepřijde o pozici jednoho z nejzajímavějších těles ve Sluneční soustavě. Například i nezkušené oko si snadno povšimne, že Triton má velmi mladý povrch s minimem kráterů. Poblíž okraje srpku lze spatřit tmavé skvrny, které jsou stopami po soptění dusíkových gejzírů a napravo nahoře nedaleko terminátoru je vidět dvojice zmrzlých jezer(?). Povrch Tritonu je stále záhadou a přesný mechanismus vzniku většiny viditelných útvarů je neznámý nebo nejistý. Mozaika je vytvořena ze snímků sondy Voyager 2 (snímky jsou uvedeny v obrázku) a má v plné velikosti rozlišení 500 m/pix. I zde se jedná o kombinaci černobílých snímků s vysokým rozlišením a barevných s nižším rozlišením.

Obrázek/Figure 4.
Advanced astrometric satellite Gaia (ESA).
Kredit/Credit: ESA/ATG medialab; background image: ESO/S. Brunier.

Minulý týden ve čtvrtek (19.12.2013) úspěšně odstartovala evropská astrometrická družice Gaia. Vzhledem k tomu, že ji považuji za jednu z nejvýznamějších vědeckých misí vůbec, napsal jsem článek pro blog kosmonautix.cz. Článek je stručným popisem družice Gaia, jejího vývoje a některých vědeckých cílů.

Obrázek/Figure 5.
Topographic map of Venus at full resolution.
Image has 16,250×13,000 pixels and ~60MB size. PDF version is available here.
Warning! PDF has almost 100 MB and you need powerful viewer and computer.
Kredit/Credit: NASA / JPL / USGS / Russian Academy of Sciences / Arecibo Observatory /
P. G. Ford / G. H. Pettengill / D. B. Campbell / Donald P. Mitchell / Daniel Macháček.

Poslední věc se týká opět Flickru. Jak už jsem se zmínil, obrázky teď mohu nahrávat bez omezení. Toho jsem ihned využil k publikaci mé topografické mapy Venuše. Nyní si tedy můžete prohlédnout mapu v plném rozlišení. V podobě obrázku (obr.5) má plnou velikost 16 250×13 000 pixelů a skoro 60 MB. PDF verze je ještě větší a má skoro 100 MB. K prohlížení doporučuji Sumatru nebo Foxit Viewer.

2013-03-15

Topografická mapa Venuše

Dnes chci představit další velký projekt, který se mi poštěstilo dokončit - topografickou mapu Venuše. Už od té doby, co jsem publikoval mapu Marsu, jsem věděl, že další mapa bude (někdy) následovat. Měl jsem také tušení, že se bude týkat jednoho ze čtyř těles. Nakonec "výběrové řízení" vyhrála Venuše. Důvodem je zejména možnost použití ucelených a v rámci možností finálních datasetů.
Při tvorbě marsovské mapy jsem nasbíral mnohé zkušenosti, které jsem využil u mapy Venuše. Dost věcí jsem nicméně dělal poprvé. Jednou z hlavních novinek je použití v planetární kartografii hojně využívané kombinace Merkátorovy a polární stereografické projekce. Mapa je tak vlastně tvořena hned třemi menšími mapami, jedné v Merkátorově projekci a dvou v stereografické projekci pro severní a jižní polární oblasti Venuše.
Mapa je založena převážně na datech z americké sondy Magellan, konkrétně z jeho radaru se syntetickou aperturou (SAR) a radarového výškoměru (Ford 1992a, 1992b, 1997), ale při její tvorbě jsem také použil data z pozemského radiolokátoru v Arecibu (Campbell 1990), americké sondy Pioneer Venus Orbiter (Ford 1988, Pettengill 1988) a v neposlední řadě i sovětských sond Veněra 15 a 16 (Mitchell 2004). Jako podklad byly použity topografické mapy z datasetu MGN-V-RDRS-5-GDR-TOPOGRAPHIC-V1.0 v nejnovější verzi GTDR3;2 (Ford 1992a) v kombinaci s radarovými mapami Venuše pořízenými přes online rozhraní Map-a-Planet. Oproti marsovské mapě se tak nejedná o "čistou" topografickou mapu, založenou jen na výškových datech. Důvodem k tomuto kroku byla snaha o mapu, která by obsahovala jak topografická data z výškoměru a měla přitom dostatečné rozlišení, aby do ní bylo možné umístit bez větších problémů všechny názvy útvarů na Venuši.
Všechny projekce map berou Venuši jako kouli o poloměru 6051 kilometrů, což je o trochu méně, než je aktuálně udávaná hodnota (6051,881 km) (Rappaport et al. 1999). Merkátorova mapa je v měřítku 1 : 7 000 000 (při tisku 72 DPI) při nejhorší rozlišení na rovníku ~2,47 km/pix a zobrazuje Venuši mezi 66,513° jižní a severní šířky. Tato projekce je dobrá pro zachování tvarů. Nevýhodou je zvětšení obrazů útvarů ve vzdálenějších oblastech od rovníku. Při okrajích mapy na 66° stupni je tak rozlišení ~1 km/pix. Severní a jižní polární projekce jsou v měřítku 1 : 5 000 000 (opět při 72 DPI) a zobrazují polární oblasti až po 60° severní, resp. jižní šířky. Rozlišení je 1,76 km/pix na pólech a stoupá k 1,64 km/pix na 60°.
Použité topografické mapy verze GTDR3;2 byly zpracovány pomocí programu MicroDEM, který umí pracovat s 16-ti bitovou hloubkou (narozdíl od minule použitého programu Wilbur). Výsledkem zpracování byly dvě verze map. Jedna zobrazovala stínovanou mapu ve sníženém rozlišení pro lepší potlačení šumu v datech a zvýraznění velkých topografických útvarů. Druhá v plném rozlišení verze GTDR3;2 (8192×4096) zobrazovala kombinaci stínové mapy a barevné výškové škály. Částečného snížení šumu bylo dosaženo použitím mediánového filtru.
Barevná škála je nyní nastavena přesně na metry a jako nulová hranice je brán střední poloměr Venuše 6051,881 km. Barvy škály jsou inspirované jak pozemskými mapami (modrá a zelená pro "hloubky"), barevnými snímky Venuše ze sovětských Veněr (hnědavé střední polohy) a hypotézami o horách pokrytými kovovým "sněhem" (kovově šedivá nad 5 km). Protože výškové mapy z Magellanu nejsou kompletní, byly chybějící části vyplněny výškovými daty ze sondy Pioneer Venus Orbiter (Ford 1992b) a v severní polární oblasti také ze sond Veněra 15 a 16, konkrétně je použito topografické mapy, kterou vytvořil Don P. Mitchell.
Tyto mapy byly sloučeny s mapami pořízenými radarem. Radarové mapy jsou kompilací jednotlivých map z mapovacích cyklů 1 až 3, které prováděla sonda Magellan mezi léty 1990 až 1992. Část mezer byla vyplněna pomocí dat ze sondy Pioneer Venus Orbiter (Ford 1988, Pettengill 1988) a radaru v Arecibu (Campbell 1990). Opět bylo u severních polárních oblastí použito dat ze sond Veněra 15 a 16. Protože nemám data z těchto sond v plném rozlišení, jsou použita méně kvalitní data převzatá z mapy USGS (Batson et al. 1989). Nakonec byly stínované topografické mapy sloučeny s radarovými mapami (s převrácenými hodnotami jasu) do finální verze.
Souřadný systém mapy je ve verzi VBF85, schválený IAU v roce 1985 (Ford 1992c). Nultý poledník prochází v tomto systému centrálním vrcholkem kráteru Ariadne o severní šířce 43,8°.
Názvy v mapě jsou převzaté ze serveru Gazetteer of Planetary Nomenclature a mapa by měla obsahovat všechny platné názvy pro Venuši.


"Venera Land".
Glimpse of the new topographic map of Venus in full resolution.

Všechny výškové údaje jsou vybrány z přibližně čtyř miliónů měření pořízených radarovým výškoměrem Magellanu (Ford 1992b, 1997). Výškoměr měřil vzdálenost povrchu Venuše pod sebou a ze známé polohy sondy je pak možné spočítat poloměr planety v místě měření a tedy i výšku terénu v daném bodě, vztaženou k nějaké hodnotě. Narozdíl od Marsu či Země je Venuše velmi dokonalá koule a je tak možné výšková data pro topografii terénu vztáhnout přímo k údaji o středním poloměru (6051,881 km). Narozdíl třeba od laserového výškoměru MOLA měl radarový výškoměr Magellanu velmi nízké rozlišení (Ford 1993). Každé měření je provedeno pro oblast s rozlohou 100 až 1000 km2 (záleží na výšce dráhy, nižší rozlišení bylo v polárních oblastech, lepší okolo rovníku). S tím jsou spojeny samozřejmě obrovské nevýhody, zejména co se týče detekce menších topografických útvarů. Výhodou je zase pro změnu lepší pokrytí terénu, než laserového dálkoměru.
Data výškoměru Magellanu mají podobu časového záznamu odrazů rádiového pulsu s dálkovým rozlišením +/- 31,5 metru, který sám vznikl sumací několika jednotlivých odrazů. Odraz je možné zobrazit jako klasický graf s osami x a y (viz obrázek níže s příklady odrazů a vyznačenými šablonami). Na ose x je poté zaznamenán čas a na ose y intenzita signálu.
Vzdálenost se ze zaznamenaného odrazu zjišťuje dvěmi základními metodami. Jednoduchou metodou jak zjistit vzdálenost tzv. detekce prahového signálu - prosté odvození výšky změřením času, kdy zesílený signál ohlasí přítomnost prvních odražených rádiových vln. Tento signál může být ale velmi slabý a počítač jej může vyhodnotit chybně. Přesnější metodou je použití šablon spočtených pro různé terény, které poté počítač porovná s naměřeným signálem a použije nejvhodnější šablonu. Tato metoda je například použita pro data tvořící podkladovou mapu verze GTDR3;2.
Ale i ona není spolehlivá na 100%. Naopak pro oblasti s extrémní topografií (hory, příkopy) dává často chybné hodnoty. Důvodem je samotný princip radarového výškoměru. Pokud je po stranách měřené oblasti hodně útvarů, které dobře odrážejí rádiové vlny, může se stát, že do přístroje dorazí větší množství rádiové energie právě od těchto útvarů a zmatou řídící jednotku přístroje. Počítač totiž mylně interpretuje výrazný vrchol v grafu zaznamenaného signálu jako povrch pod sondou, zatímco méně výrazný vrcholek odpovídající skutečnému povrchu ignoruje. Vrchol odpovídající odrazu od bočních útvaru je dále na časové ose x, což je situace odpovídající menší výšce, než je skutečná (signál putuje do a z nížiny delší dobu). Rozlišit, která data jsou v pořádku a která ne, není triviální problém. O tom nakonec svědčí i chyby v oficiálních topografických mapách, kdy jsou v hornatých oblastech často z ničeho nic díry, které na snímcích z radaru nejsou.
Více se o radarovém výškoměru a jeho činnosti můžete dočíst třeba zde (Ford et al. 1993).


Examples of altimetric echoes from surface of Venus. Image is taken from online publication Ford et al. (1993).

Pro zjištění výškových dat pro mapu jsem zvolil několik řešení, které měly za cíl zvýšit pravděpodobnost, že se mi podaří vybrat tu správnou hodnotu pro výškový extrém.
Za prvé: všechna nejasná měření jsou porovnána se záběry z radaru, zda terén v daném místě svědčí o přítomnosti topografického extrému. Odhaduji, že takových případů bylo asi 40-50%. Díky aplikaci Map-a-Planet je takové ověření velmi rychlé.
Za druhé: každý topografický extrém je vybírán na základě více měření, pokud možno i více sekvencí měření (jeden oběh, jedna sekvence).
Za třetí: je použito obou variant měření, jak detekce prahové hodnoty (v mapě znázorněné trojúhelníkem s bílou hranou), tak měření pomocí srovnání se šablonou (jednoduchý černý trojúhelník).
Údaje v případě detekce prahové hodnoty byly v AXF souborech chybné, byly totiž použity starší, méně přesné hodnoty, a proto jsem je opravil. Protože korekce se týká hlavně vzdálenosti k povrchu Venuše, jednoduše jsem zjistil rozdíl mezi hodnotami zjištěnými metodou porovnání se šablonami pro starší datový soubor (Ford 1992b) a pro nový datový soubor (Ford 1997). Pomocí této hodnoty jsem pak opravil prahové hodnoty.
Detekce prahové hodnoty byla brána jako řídící pro všechna měření. To znamená, že data pro každou oblast byla srovnána dle výšek odvozených z detekce prahové hodnoty. Nicméně pokud byly rozdíly mezi opravenými hodnotami zjištěnými prahovou detekcí a srovnáním se šablonami malé (do ~100 metrů), byla zpravidla dána přednost verzi se šablonou.
Za čtvrté: vhodnost měření byla posuzovaná dle velikosti tzv. indikátoru kvality, který porovnává hodnoty odraženého signálu před a za detekovaným prahovým signálem a je udáván v jednotkách dB. Všechna měření musela mít tento poměr alespoň 2 pro nížiny a 3 pro vrcholky. S nižším číslem se zvyšuje riziko, že prahový signál je chybný.
Za páté: při měření pomocí šablon bylo přihlíženo ke koeficientu, který udává míru shody zaznamenaného odrazu a šablony.
Za šesté: byla vyřazena měření, u kterých bylo uvedeno, že detekovaný práh je pravděpodobně chybný. Jedinou výjimkou v tomto případě je výška Maxwellova pohoří, kde jsem se tomuto vzepřel, protože vyřazeno bylo měření s velmi reálně vypadají hodnotou a velmi dobrým indikátorem kvality a navíc výborně souhlasícím s daty stereosnímků (což už se nedá říct obecně pro další měření v dané oblasti).
Za sedmé: pokud to bylo možné, byla data porovnána ze stereosnímky povrchu. Jednalo se jak o více intuitivní porovnání pomocí prostého pohledu na stereo data nebo o více sofistikované porovnání s nově zveřejněnými výškovými modely DEM, které vytvořil Robert Herrick se spolupracovníky (Herrick, Stahlke and Sharpton 2012).
Posledními údaji v mapě jsou znázorněná místa přistání (černý křížek) či dopadů (červený křížek) všech sond. Údaje o poloze jsou převzaty z publikace Ball et al. (2007). U sond, které dopadly na povrch se často jedná jen o místo vstupu do atmosféry, aktuální místo dopadu může být oproti udávanému údaji posunuto. Chybí Veněra 3, která také zřejmě dopadla na povrch Venuše, ale díky tomu, že se odmlčela ještě před příletem k Venuši, je přesnější určení místa dopadu těžko možné.
TOPOGRAPHIC MAP OF VENUS
Topographic map of Venus in three reduced versions. Figure on the top is the map with an original layout, but size is only 50% of the original map. Figure in the middle is only Mercator projection part of the map with a slightly different layout. Size is 61% of the original map. The lowest figure contains both polar stereographic projections and description of the map (in English). Full size PDF (100 MB) is for now available via email.
Topographic map of Venus is now available at full resolution via Flickr. Image has 16,250×13,000 pixels and ~60 MB size. PDF version is also available here (~100 MB).

Mapa je ke stažení přes poslední sadu obrázků a je zatím dostupná v redukované velikosti (asi na 50%) (horní z trojice obrázků), takže malé údaje jsou těžko čitelné. Další možností je nahrát mapu rozdělenou na dvě části. Část v Merkátorově projekci při velikosti 61% originálu (prostřední z trojice) a část s polárními projekcemi a popisem mapy ve velikosti 80% originálu (spodní obrázek). Pro srovnání je výše nahrán obrázek v plném rozlišení mapy (obrázek "Venera Land"). Pokud máte zájem o plnou verzi v PDF formátu (~100 MB) napište mi prosím na email. Ke stažení jsou k dispozici dvě varianty. Jako JPG obrázek (16250×13000 pixelů, ~60 MB) a jako PDF (~100 MB).
K závěru bych chtěl upozornit, že ačkoliv se k Venuši nechystá žádná sonda, která by v horizontu 10-ti let mohla přinést kvalitnější data, na základě kterých by se tato mapa dala podstatněji vylepšit, doporučuji zájemcům se na tuto stránku sem tam podívat, protože obrovské množství dat, které na Zem odeslal Magellan znamená, že ne všechna jsou v mapách použita (neplatí to jen pro tuto mapu), protože jednoduše došlo k jejich přehlédnutí. V blízké budoucnosti bych tato data rád vyhledal a zakomponoval do mapy. Taktéž může dojít k aktualizaci mapy kvůli přidání nových jmen na Venuši, ale k tomu nedochází ani zdaleka tak často jako u Marsu. Slibně vypadá i možnost použít výškové údaje z digitálních modelů (Herrick, Stahlke and Sharpton 2012). Také bych byl rád, kdyby mi laskaví čtenáři oznámili jakoukoliv chybu, kterou jsem v mapě přehlédl nebo udělal, ať ji mohu v pozdějších verzích opravit.
Na úplný závěr bych rád věnoval poděkování lidem, kteří mi pomohli s některými aspekty mapy a daty nutnými k její kompilaci. Dík patří samozřejmě všem, kteří se podíleli na misích sond Pioneer Venus Orbiter, Veněra 15 a 16, Magellan a také lidem od projektu planetárního radaru v Arecibu. Speciální dík patří Donaldu P. Mitchellovi za jeho svolení s použitím jím vytvořené topografické mapy severního pólu Venuše z dat sond Veněra 15/16, dále profesoru Peteru G. Fordovi za jeho pomoc s dekódováním binárních datových souborů výškoměru Magellanu a v neposlední řadě také Mikeovi Malaskovi za jeho pomoc s komunikací v angličtině.

Základní údaje o mapě Venuše.
Basic information about Venusian map.
Projekce/Projection:Merkátorova a polární stereografická/Mercator and polar stereographic.
Měřítko (při 72 DPI):
Scale (at 72 DPI):
1 : 7 000 000 (Mercator), 1 : 5 000 000 (polar stereographic).
Rozlišení při 72 DPI (100%) na rovníku (resp. na pólech):
Resolution at 72 DPI on equator (on poles for polar stereographic):
2,47/2.47 km/pix (Mercator), 1,76/1.76 km/pix (polar stereographic)
Systém souřadnic:
Coordinate System:
Planetocentrický
Planetocentric (IAU1985).
Výšky vztaženy vůči:
Elevations referenced to:
Střednímu poloměru 6051,881 km/Medium radius 6,051.881 km).
Typ licence:
Licence type:
Creative Commons Attribution-NonCommercial-ShareAlike 3.0 Unported License.
Aktuální verze z:
Actual version of the map from:
15.3.2013.

Reference:
(Ball et al. 2007) Ball, A., Garry, J., Lorenz, R., and Kerzhanovich, V., Planetary Landers and Entry Probes, Cambridge University Press, New York (2007).
(Campbell 1990) Campbell, D. B., Arecibo Venus radio telescope resampled 12.6 cm radar V1.0, NASA Planetary Data System, ARCB-V-RTLS-4-12.6CM-V1.0, vol. MG_1001, 1988. Available via http://pds-geosciences.wustl.edu/premgn/mg_1001/ebvenus/arecibo/.
(Ford 1988) Ford, P. G., P12 V orbiting radar derived backscatter cross section V1.0, NASA Planetary Data System, P12-V-ORAD-5-BACKSCATTER-V1.0, vol. MG_1001, 1988. Available via http://pds-geosciences.wustl.edu/premgn/mg_1001/pvvenus/radar/.
(Ford 1992a) Ford, P. G., Global Topographic Data Record (GTDR), NASA Planetary Data System, MGN-V-RDRS-5-GLOBAL-DATA-RECORD-TOPOGRAPHIC-V1.0, vol. MG_3003, 1992. Available via ftp://voir.mit.edu/pub/mg_3003/.
(Ford 1992b) Ford, P. G., Altimetry/Radiometry Composite Data Record (ARCDR), NASA Planetary Data System, MGN-V-RDRS-5-COMPOSITE-DATA-RECORD-ALT/RAD-V1.0, 1992. Available via http://ode.rsl.wustl.edu/venus/datafiles/mgn-v-rdrs-5-cdr-alt_rad- v1/.
(Ford 1992c) Ford, P. G., ARCDRLST A Program to List Magellan Altimetry and Radiometry Composite Data Records, NASA Planetary Data System, MGN-V-RDRS-5-COMPOSITE- DATA-RECORD-ALT/RAD-V1.0, 1992. Available here http://starbase.jpl.nasa.gov/mgn-v-rdrs-5-cdr- alt_rad-v1.0/mg_2001/software/arcdrlst.txt.
(Ford et al. 1993) Ford, J.P., and 7 others, 1993, Guide to Magellan Image Interpretation: JPL Publication 93-24, 148 p. Available here http://history.nasa.gov/JPL-93-24/jpl_93-24.htm.
(Ford 1997) Ford, P. G., AXF files, 1997. Available via ftp://voir.mit.edu/pub/mgn-axf.tar.gz.
(Herrick, Stahlke and Sharpton 2012) Herrick, R. R., D. L. Stahlke, and V. L. Sharpton, Fine-scale Venusian topography from Magellan stereo data, EOS, Transactions, American Geophysical Union, 93, No. 12, 125-126, 2012.
(Mitchell 2004) Mitchell, D. P., Radio Science and Venus, Mentallandscape, [cit.2013-03-15], available from http://www.mentallandscape.com/v_radarmapping.htm.
(Pettengill 1988) Pettengill, G. H., P12 V orbiting radar resampled altimeter/radiometer V1.0, NASA Planetary Data System, P12-V-ORAD-4-ALT/RAD-V1.0, vol. MG_1001, 1988. Available via http://pds-geosciences.wustl.edu/premgn/mg_1001/pvvenus/radar/.
(Rappaport et al. 1999) Rappaport, N. J., Konopliv, A. S., Kucinskas, A. B., and Ford, P. G., An improved 360 degree and order model of Venus topography, Icarus, 139, 19–31, 1999.
(Batson et al. 1989) Batson, R. M., Basilevsky, A. T., Burba, G. A., and Head, J. W., Atlas of Venus 1:15000000 topographic series, northern hemisphere, plate 3, USGS IMAP: 2041, M(200) I no.2041. Available via http://pubs.er.usgs.gov/publication/i2041.