2018-10-23

67P v obrazech: I. Od VeGy po Rosettu


Obrázek/Figure 1. Cometary nuclei imaged by spacecrafts and planetary radars.

Collage of all cometary nuclei imaged by spacecrafts and planetary radars. Resolution is 25 meters per pixel.
In case of comet being imaged by multiple spacecrafts/radars, image from the underlined source is used.
Collage credit: Daniel Macháček. Individual credits for source images are directly in the collage.

Je tomu již přes dvě léta, co se odmlčela doposud jediná sonda obíhající kometu, evropská Rosetta (ESA), mise mající za úkol podrobný průzkum komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko (dále jen zkráceně 67P).
Dva roky je dost dlouhá doba na to, aby se člověk mohl ohlédnout zpátky a zhodnotit z odstupu alespoň některé aspekty mise Rosetty. Protože shrnout celou misi Rosetty u komety 67P by vydalo na slušnou publikaci, zaměřím se zde jen na úzkou oblast snímkování komety a jejího povrchu. A i v této oblasti pořídila Rosetta takové množství dat, že se zaměřím jen na pár oblastí zájmu.

Sonda Rosetta má na palubě hned několik kamer a skenerů, které pořizovaly snímky u komety 67P. Jistým překvapením může být, že nejslavnějšími se staly navigační kamery NAVCAM, přestože se vůbec nejednalo o hlavní kamery mise. Těmi byly širokoúhlá a úzkoúhlá kamera přístroje OSIRIS. I přes obrovský zájem fanoušků kosmonautiky o tuto misi byl bohužel tým těchto kamer zpočátku natolik skoupý na publikování snímků, že nakonec organizace ESA přistoupila k alternativní variantě, spočívající v pravidelném publikování snímků z kamer NAVCAM. Proto je také stále většina snímků komety 67P, vyhledatelných přes Google, pořízená právě kamerami NAVCAM.
Ve vědeckém světě je ale už dnes standardem všechna pořízená data po určitém časovém intervalu, vyhrazeném pro vědeckou analýzu a přípravu (kalibraci) dat, zveřejnit a proto jsou nyní už k dispozici i snímky z kamer OSIRIS a to včetně osudového přistání Rosetty 30. září na kometu 67P, které zakončilo celou misi. Navíc tým kamer OSIRIS zveřejnil potěšující zprávu, že snímky teď spadají pod licenci Creative Commons, což zdaleka nebývalo u misí ESA zvykem.
Přístroj OSIRIS má oproti kamerám NAVCAM několik podstatných výhod.
Používá čipy s vyšším rozlišením (4 Mpix vs 1 Mpix), úzkoúhlá kamera rozliší menší detaily ze stejné vzdálenosti, snímky mají vyšší kvalitu díky řádné kalibraci a hlavně obě jeho kamery jsou vybaveny sadou filtrů, které umožňují vytvořit barevné snímky komety.

A především na barevné snímky komety 67P se v následující minisérii článků zaměříme.
Ovšem na začátek uděláme malou odbočku a podíváme se do historie snímkování kometárních jader, abychom tak náležitě ocenili snímky, kterými nás zásobovala Rosetta během svého více než 2 roky trvajícího pobytu u komety 67P.
V několika posledních desetiletích jsme učinili značný pokrok ve studiu kometárních jader, což je dobře patrné z obrázku 1, který obsahuje všechny komety, u nichž se podařilo přímo zobrazit jádro a to ve stejném měřítku při rozlišení ~25 metrů na pixel. Sondy navštívily celkem osm komet a šest z nich se podařilo vyfotit. Jako bonus se navíc podařilo z velké vzdálenosti (138 000 km) vyfotit kometu C/2013 A1 Siding Spring, když prolétala okolo Marsu. Za výhodných podmínek je také možné zobrazit jádra blízkých komet pomocí výkonných planetárních radarů observatoří v Arecibu a Goldstone, i když takové radarové obrazy nejsou jednoduše interpretovatelné jako v případě klasických snímků (viz třeba výborný článek How radio telescopes get "images" of asteroids od Emily Lakdawally) a proto se jimi zde nebudeme dále zabývat.


Obrázek/Figure 2. Comet Halley from the VeGa-2 spacecraft.

Best image - t11190 (Abergel et al 1997) of the 1P/Halley comet taken by TVS camera onboard
Soviet VeGa-2 spacecraft. It was taken 9.3.1986 at the UTC time 7:19:58 from distance 8030 km.
Image has contrast enhanced to show subtle details and it was resampled to 100 m/pix resolution
(original resolution was 120×160 m/pix).
Credit: Russian Academy of Sciences / KFKI / Daniel Macháček.

První sondou, která navštívila nějakou kometu byla americká ICE, která proletěla 11. září 1985 ve vzdálenosti 7800 km okolo komety 21P/Giacobini-Zinner 1. Tato sonda ale bohužel neměla na palubě žádnou kameru.
O rok později došlo k setkání hned celé flotily pozemských sond s Halleyovou kometou (1P/Halley). Zatímco dvě japonské sondy Sakigake a Suisei se zaměřily hlavně výzkum prostředí okolo komety, trojice odvážlivců se vydala na průzkum jádra a jeho nejbližšího okolí. Jednalo se o dvě sovětské VeGy, které již měly za sebou úspěšný průzkum Venuše, a evropskou sondu Giotto (ESA). Všechny byly vybaveny barevnými kamerami, které měly, teoreticky, pořídit relativně kvalitní záběry jádra.

6. března 1986 prolétla jako první okolo komety VeGa-1 ve vzdálenosti 8890 km. Snímky z kamerového systému TVS měly nevalnou kvalitu, což bylo zprvu sváděno na velké množství prachu v okolí jádra, ale později se přišlo na to, že čip kamery je posunut o 0,5 milimetru od ohniskové roviny optiky kamery a to vedlo k výraznému rozostření snímků (Dimarellis et al 1989).

O tři dny později ji následovala VeGa-2 průletem ve vzdálenosti 8030 km. Snímky nyní byly ostré, ale vyskytly se problémy jiného rázu. První z nich spočíval ve snížené kvalitě kvantizace dat ze 7-mi na 5 bitů na pixel, což v praxi znamená jen max. 32 úrovní šedi na pixel a přeexponování většiny snímků (Thomas 2004). Druhý se týkal systému automatického sledování cíle (Abergel et al 1987).
Protože všechna data byla přenášena v reálném čase pro případ, že by sonda průlet nepřežila a každý přenos dat z tak velké vzdálenosti je omezený, systém sond VeGa posílal na zemi jen malé výřezy o velikosti 128×128 pixelů (z celkových 512×512), obsahující jen jádro komety. U rozmazaných snímků VeGy-1 tento systém fungoval dokonale, ale u VeGy-2 selhala automatická navigace a záložní systém spolu s mikroprocesorem řídícím výběr výřezů měl problém správně identifikovat jádro komety a tak bylo na poslední chvíli rozhodnuto posílat na zemi celé snímky o rozměru 512×512 pixelů. Tím se výrazně snížilo množství pořízených snímků, které byly navíc přeexponované díky již zmíněnému problému s kvantizací dat. Nakonec byly mezi přenesenými snímky z nejbližšího průletu jen dva nepřeexponované! Není tedy divu, že barevné snímky z VeGy nakonec nikdo nezveřejnil.
Lepší ze dvou nepřeexponovaných snímků je na obrázku 2 (Abergel et al 1997). Jedná se o snímek t11190, který byl pořízen s rozlišením 120×160 metrů na pixel (čip měl obdélníkové pixely!) a zde je zvětšen na 100 metrů na pixel.


Obrázek/Figure 3. Comet Halley from the Giotto spacecraft.

Color mosaic of few tenths of images of the 1P/Halley comet taken by HMC camera onboard Giotto spacecraft (ESA). Source images were taken between 13. and 14. March 1986 through red, blue and clear filters (Keller et al 1992). Last image was taken at distance 1936 km from the comet. All source images were resampled to 50 m/pix resolution.
Credit: ESA / MPS (H. U. Keller) / Daniel Macháček.

Poslední z trojice byla evropská sonda Giotto, která prolétla okolo komety 14. března. Na palubě měla netradiční kameru HMC (Halley Multicolor Camera), která byla schopná se navádět automaticky na jádro komety nezávisle na rotací stabilizované sondě a pořizovat snímky během celého průletu, včetně nejbližšího přiblížení jen na 605 km od komety a to i barevně v rychlém sledu za sebou. Sonda samotná byla zepředu chráněna kevlarovým štítem, protože se očekávala dost drsná jízda skrz komu komety.
Toto očekávání se bohužel bohatě naplnilo, když 15 sekund před nejbližším přiblížením dostala sonda zásah větší prachovou částicí, což vychýlilo sondu natolik, že následujících 32 minut byl kontakt se sondou navázán jen přerušovaně (Reinhard 1986). Ve stejnou dobu také přerušila činnost kamera HMC, když se resetoval jeden z jejích mikroprocesorů (Keller et al 1987). Z nepříliš zřejmých důvodů byly poškozeny již tři sady snímků před ukončením činnosti HMC, takže nakonec nejlepší publikovaný snímek byl pořízen ze vzdálenosti 1936 km od komety. I Giotto bojovala s omezeními danými pomalým přenosem dat v reálném čase a tak snímky z kamery HMC byly velmi malé, ke konci přenosu měly jen 74×74 pixelů.
Přestože snímky z HMC umožňují tvorbu barevných snímků, nepamatuji se, že bych někde takový viděl. Většina publikovaných snímků je založena na černobílých kompozicích a teprve dodatečně obarvena falešnými barvami. Dokonce ani oficiální zdroje jako je třeba Keller et al 1987 neukazují žádný snímek vytvořený z filtrovaných snímků.
Zřejmě jediný barevný snímek, který ukazuje celou kometu, jsem udělal už před mnoha lety pro fórum unmannedspaceflight. Ten je také založený na dodatečně obarvené černobílé kompozici několika desítek snímků (z Keller et al 1992), ale barva je založená na reálných snímcích s nižším rozlišením, pořízených přes červený, modrý a čistý filtr. Upravený snímek je vidět na obrázku 3. Snímek je upraven pomocí automatického vyvážení bílé a je zmenšen na rozlišení 50 m/pix.
Jak je vidno, barvy jsou velmi nevýrazné, kometa je většinou šedivá. Musím však upozornit na to, že tento obrázek jsem vytvářel ještě v 8-mi bitovém barevném prostoru, domnívám se, že vyspělejší metody zpracování mohou přinést podstatně lepší výsledky.


Obrázek/Figure 4. Comet Wild 2 from the Stardust spacecraft.

Two best images (n2073 and n2075) of the 81P/Wild 2 comet taken by navigation camera onboard Stardust spacecraft (NASA). Source images were taken 2.1.2004 at 19:21:28 and 19:21:48 UTC through OPNAV filter from. distance 237 and 257 km from the comet (Carcich et al 2014). Images were resampled to 10 m/pix resolution (originally 14 and 15 m/pix).
Credit: NASA / JPL-Caltech / Daniel Macháček.

Po problematickém setkání s Halleyovou kometou prolétla sonda Giotto ještě 10. července 1992 pouhých ~100 km od komety 26P/Grigg-Skjellerup (Le Duin et al 1996, McBride et al 1997). Kameru HMC se bohužel rozchodit nepodařilo, poškození z průletu Halleyovy komety se ukázala jako příliš vážná a průlet se tedy musel obejít bez snímků.
Pak následovala téměř desetiletá pauza a to až do 22. září 2001, kdy prolétla americká experimentální sonda Deep Space 1 ve vzdálenosti 2171 km okolo komety 19P/Borrelly. Sonda měla problémy s naváděním na kometu, kterou se i za cenu rozmazání některých snímků, nakonec dařilo udržet v záběru palubní kamery MICAS až do vzdálenosti 3556 km. Blíže se už jádro dostalo mimo záběr. Nakonec sonda pořídila (na svou dobu) kvalitní snímky, ale jen černobíle (viz obr.1 vpravo), protože kamera postrádala barevné filtry. Hlavním cílem sondy přece jen nebyl v prvé řadě průzkum komet, ale zkouška technologických novinek, z nichž nejdůležitější byl iontový pohon pro meziplanetární lety.

Jestliže Deep Space 1 si jen tak mimochodem zalétla i ke kometě, další sonda byla speciálně "vyšlechtěna" pro průzkum komet. 3. července 2002 odstartovala americká sonda CONTOUR a očekávalo se od ní, že navštíví v následujících letech Enckeho kometu (2P/Encke) a komety 73P/Schwassmann–Wachmann a 6P/d'Arrest. Na palubě byly mimo jiné i dvě barevné kamery schopné pořídit záběry s rozlišením 4 metry na pixel při průletech ve vzdálenostech okolo 100 km.
15. srpna se zažehl motor na tuhá paliva, který měl sondu navést na meziplanetární dráhu a od té doby se už sonda neozvala. Později se podařilo ze Země identifikovat tři tělesa, která byla tím jediným, co zůstalo po této nadějné misi.

2. ledna 2004 další americká sonda Stardust prolétla jen 237 km od divoce vyhlížející komety 81P/Wild 2. Kromě zařízení na první odběr vzorků z kometární komy nesla na palubě také periskopickou kameru, tentokráte vybavenou sadou barevných filtrů.
Bylo by nicméně omylem se domnívat, že smůla potkává jen mise euroasijského původu. V kameře se ještě před průletem zaseklo karuselové kolo s barevnými filtry a bylo štěstí v neštěstí, že se tomu tak stalo alespoň v pozici obsahující širokopásmový filtr. Z barevného snímkování tak naneštěstí sešlo. Na obrázku 4 jsou dva nejlepší snímky, n2073 a n2075,  komety Wild 2 zvětšené na rozlišení 10 metrů na pixel (původně 14 a 15 m/pix) (Veverka et al 2011). Myslím, že se dá úspěšně argumentovat, že kometa Wild 2 (wild znamená v angličtině mimojiné divoký, či bláznivý) skutečně dělá čest svému jménu. Rozvrstvený terén plný skalisek a hlubokých děr neměl obdoby až do příletu Rosetty ke kometě 67P.


Obrázek/Figure 5. Comet 9P/Tempel 1 from the Deep Impact spacecraft.

Best global color image of the 9P/Tempel 1 comet taken by MRI camera onboard Deep Impact spacecraft (NASA). It's made from three images taken 4.7.2005 between 5:56:25 and 5:56:42 UTC from distance between 1509 and 1344 km through IR (9001031), green (9001029) and violet (9001034) filters (McLaughlin et al 2014). Color is enhanced and spectrally extended beyond human vision. Resolution is ~14.5 m/pix.
Credit: NASA / JPL-Caltech / UMD / Daniel Macháček.

Na první skutečně kvalitní barevné snímky jádra komety jsme museli čekat až do 4. července 2005, kdy 500 km od Tempelovy komety (9P/Tempel 1) prolétla americká sonda Deep Impact. Součástí sondy byl navíc i tzv. Impactor, který po oddělení narazil do komety rychlostí 10,3 km/s.
Impactor nesl na palubě jen navigační černobílou kameru ITS, ale mateřská sonda nesla na palubě hned dvě barevné kamery - jednu se středním (MRI) a druhou s vysokým rozlišením (HRI). Obě byly vybavené sadou výměnných filtrů v karuselovém kole.
Dvojice kamer se ukázala být prozíravým řešením. Zatímco jedna z kamer, MRI, fungovala na jedničku, druhou kameru HRI potkal obdobný osud jako v případě kamer TVS sondy VeGa-1. Ukázalo se, že snímky jsou výrazně rozostřené a to až do té míry, že jejich rozlišení nebylo v praxi o moc lepší než u kamery MRI, která má přitom papírově jen 5× nižší rozlišení.
Nejlepší celkový barevný pohled na jádro Tempelovy komety tak nakonec nabídla právě kamera MRI ze vzdálenosti ~1400 km a můžete si jej prohlédnout na obrázku 5. Obrázek je složen ze tří snímků pořízených přes infračervený, zelený a fialový filtr (snímky 9001029, 9001031 a 9001034) a barvy tak pokrývají rozšířenou oblast spektra oproti tomu, co by viděl lidský zrak. Rozlišení je přibližně 14 metrů na pixel (McLaughlin et al 2014). Celému výjevu dominuje fontána prachu vyvržená při dopadu Impactoru do komety. Samotná kometa je zbarvena do červena s výjimkou občasných namodralých oblastí.
Deep Impact nesl na palubě také mapovací infračervený spektrometr HRI-IR a tak bylo možné analýzou spekter později zjistit, že namodralý odstín je způsoben špetkou (3-6%) vodní ledu (Sunshine et al 2006). Jinak se povrch komety ukázal jako extrémně vysušený a jeho složení palubní spektrometr odhalit nedokázal. Možné vysvětlení spočívá v chemické komplikovanosti povrchu, který je zřejmě velmi stejnorodou směskou tolika různých organických a anorganických materiálů, že na to spektrometr s relativně nízkým rozlišením prostě nestačí. O chemické bohatosti kometárního jádra víme díky Impactoru mise, jehož srážka s jádrem komety nebyla jen úžasným divadlem, ale v prvé řadě vědeckým experimentem. Materiál vyvržený dopadem byl podrobně analyzován jak palubním spektrometrem, tak řadou přístrojů na zemi i ve vesmíru (viz třeba Lisse et al 2007 nebo A´Hearn et al 2006).


Obrázek/Figure 6. Comet 103P/Hartley 2 from the Deep Impact spacecraft.

Best color image of the 103P/Hartley 2 comet taken by HRI camera onboard Deep Impact/EPOXI spacecraft (NASA). It's made from three images taken 4.11.2010 between 13:49:45 and 13:50:00 UTC from distance between 7458 and 7218 km through IR (5002035), green (5002037) and blue (5002038) filters (Lindler et al 2012). Color is enhanced and spectrally extended beyond human vision.
Resolution is 14.5 m/pix.
Credit: NASA / JPL-Caltech / UMD / Daniel Macháček.

V dalších letech dostala Tempelova kometa druhou návštěvu v podobě mise Stardust-NExT, která využila vysloužilou sondu Stardust, poté co už splnila úkol dovézt na zemi vzorky od komety Wild 2.
15. února 2011 proletěla ve vzdálenosti 182 km od jádra, pořídila úspěšně snímky kráteru vytvořeného Impactorem mise Deep Impact a nafotila i doposud nezmapované části komety. Vše ale jen černobíle.
Ale i pro dalšího amerického veterána, sondu Deep Impact, se našlo další využití a v rámci prodloužené mise EPOXI jí byl jako cíl vybrána kometa 85D/Boethin. Později se ovšem přišlo na to, že nešťastná kometa Boethin není k nalezení a zřejmě se již dávno rozpadla. Deep Impact byl tak nakonec naveden k záložnímu cíli - kometě 103P/Hartley 2. Kolem ní proletěla sonda 4. listopadu 2010 ve vzdálenosti 694 km.
Palubní kamery odhalily malé (viz obr. č.1 vlevo), ale velmi aktivní jádro, obklopené množstvím chuchvalců prachu a ledu poletujících okolo komety (viz článek "Animace komety Hartley 2").
Obě kamery na palubě, MRI i HRI, pořídily sadu záběrů z celého průletu a to i v barvě.
Barevné záběry je třeba u rychlých průletů okolo komety (či planetky) pořídit z většího odstupu od cíle, v době kdy se jádro na záběru ještě příliš nemění, protože jinak by byl problém snímky pořízené přes různobarevné filtry složit.
Když Deep Impact zkoumal Tempelovu kometu, nebyl to takový problém, protože jádro je relativně velké. Hartley 2 je ale maličká kometa a při snímkování přes filtry ze vzdálenosti 4600 km měla na čipu kamery MRI rozměry jen 47×12 pixelů při rozlišení 46 metrů na pixel. A to navíc jen při odletu, při příletu se barevné snímky rozmázly. Druhá kamera HRI měla sice teoreticky vyšší rozlišení, ale nebyla s to pořídit ostré snímky.
Jak z toho ven?
Tým kamer nakonec přišel s řešením spočívajícím v použití dekonvoluce na rozmazané snímky.
Tato metoda dokáže, teoreticky, odstranit rozmazání obrazu, pokud víme jak se přesně snímek rozmázl. Míra a typ rozmazání se zpravidla zjišťuje snímkováním bodových zdrojů, v kosmickém prostoru jsou k tomu vhodné například hvězdy.
Díky dekonvoluci se nakonec podařilo podstatně zvýšit kvalitu snímků z kamery HRI a výsledek si můžete prohlédnout na obrázku 6. Ten je složen ze snímků pořízených přes infračervený, zelený a modrý filtr (snímky 5002035, 5002037 a 5002038) s rozlišením 14,5 metru na pixel (Lindler et al 2012). Obdobně jako u Tempelovy komety, je na výsledných barevných kompozicích vidět načervenalý vysušený povrch jádra s namodralými oblastmi oblastmi s výskytem vodního ledu.


Obrázek/Figure 7. Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from the Rosetta spacecraft in natural colors.

Approx. natural color image of the 67P/Churyumov-Gerasimenko comet taken by OSIRIS NAC camera onboard Rosette spacecraft (ESA). It's made from three images taken 5.8.2014 between 23:20:23 and 23:20:45 UTC from distance 123 km through orange (N20140805T231914571ID30F22), green (N20140805T231925571ID30F23) and blue (N20140805T231936781ID30F24) filters (Gutierrez-Marques et al 2017).
Resolution is 2.3 m/pix.
Credit: ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček.

Po misi Deep Impact/EPOXI už celá odborná veřejnost nedočkavě a s napětím čekala na přílet Rosetty ke kometě 67P/Čurjumov-Gerasimenko. V té době již dvanáct let stará sonda zahájila během roku 2014 sérii brzdných manévrů, které jí nakonec úspěšně navedly 10. září na oběžnou dráhu okolo komety.
Ale už před tím sonda pořizovala snímky během svého přibližování ke kometě, přičemž jádro samotné bylo na snímcích dobře patrné už během července.
Před Rosettou se postupně zjevovalo těleso jak vytržené z nějakého Hollywoodského spektáklu, překonávající i šílenou kometu Wild 2. Modely založené na pozorování Hubbleovým teleskopem sice ukazovaly na docela hranaté těleso, ale skutečnost dalece překonala všechna očekávání. Kamery ukázaly kometu 67P jako binární těleso vzhledem připomínající plastovou kachničku, s povrchem rozbrázděným nesčetnými útesy, skalami, srázy a dokonce i propastmi. Čím víc se sonda přibližovala, tím úžasnější detaily byly vidět. Nakonec se sonda počátkem srpna dostala natolik blízko, že kometa na snímcích úzkoúhlé kamery zabrala většinu zorného pole.
Na obrázcích 7 a 8 si můžete prohlédnout kometu v celé její kráse, jak ji v tu chvíli (5. srpna) zachytila kamera OSIRIS NAC ze vzdálenosti 123 kilometrů při rozlišení 2,3 metru pixel. Obrázek 7 představuje kometu blízko tomu, jak by ji viděl lidský zrak. Je složen ze tří snímků pořízených přes oranžový (N20140805T231914571ID30F22), zelený (N20140805T231925571ID30F23) a modrý filtr (N20140805T231936781ID30F24). Oproti různorodým tvarům povrchových útvarů je barva komety nevýrazně šedivá s jen nepatrnými nádechy barevných odstínů.
Pokud ovšem poněkud rozšíříme spektrální rozsah, zvýšíme kontrast a sytost barev, výsledek bude vypadat jako na obrázku 8. Je složen ze dvou stejných snímků jako předchozí, ale oranžový snímek nyní nahradil infračervený (N20140805T232011041ID30F41), oranžový nahradil zelený a modrý zůstal. Stejně jako v případě Tempelovy komety a komety Hartley 2 se nyní jeví jádro jako načervenalé, byť s jiným odstínem a vidíme zde i oblasti namodralé, obsahující vodní led.
Tyto snímky vznikly na samém počátku celého průzkumu komety 67P sondou Rosetta a v následujích více než dvou letech pořídily kamery OSIRIS přes 76 000 snímků, dokumentujících celé dobrodružství mise v úžasných detailech. A to bude předmětem příštích dílů této minisérie.


Obrázek/Figure 8. Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from the Rosetta spacecraft in enhanced colors.

Image of the 67P/Churyumov-Gerasimenko comet taken by OSIRIS NAC camera onboard Rosette spacecraft (ESA). It's made from three images taken 5.8.2014 between 23:20:23 and 23:21:20 UTC from distance between 123 km through near-IR (N20140805T232011041ID30F41), orange (N20140805T231914571ID30F22) and blue (N20140805T231936781ID30F24) filters (Gutierrez-Marques et al 2017). Color is enhanced and spectrally extended beyond human vision.
Resolution is 2.3 m/pix.
Credit: ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček.

Reference:

(Abergel et al 1987)
Abergel, A., Bertaux, J. L., & Dimarellis, E. (1987, September). Image processing on VEGA pictures. In Diversity and Similarity of Comets (Vol. 278).

(Abergel et al 1997)
Abergel J., Bertaux G., Avanessov G.A., Tarnopolsky V.I., Zhulov B.S., Kondor A., Merenyi E., Foldy C., Szego K., Toth I., and A. V. Dyachkov, VEGA2 TV SYSTEM IMAGES PROCESSED BY KFKI V1.0, VEGA2-C-TVS-3-RDR-HALLEY-PROCESSED-V1.0, NASA Planetary Data System, 1997

(A´Hearn et al 2006)
A’Hearn, M. F., Belton, M. J. S., Delamere, W. A., Kissel, J., Klaasen, K. P., McFadden, L. A., ... & Thomas, P. C. (2006). Deep Impact: Excavating Comet Tempel 1. Science, 14.

(Carcich et al 2014)
Carcich, B.T., et al., STARDUST NAVCAM CALIBRATED IMAGES OF 81P/WILD 2 - VERS 3.0, SDU-C-NAVCAM-3-RDR-WILD2-V3.0, NASA Planetary Data System, 2014.

(Dimarellis et al 1989)
Dimarellis, E., Bertaux, J. L., & Abergel, A. (1989). Restoration of Vega-1 pictures of the nucleus of comet P/Halley-A new method revealing clear contours and jets. Astronomy and Astrophysics, 208, 327-330.

(Gutierrez-Marques et al 2017)
Gutierrez-Marques, P., Sierks, H. and the OSIRIS Team, ROSETTA-ORBITER PRELANDING OSINAC 3 RDR MTP006 V2.0, RO-C-OSINAC-3-PRL-67PCHURYUMOV-M06-V2.0, ESA Planetary Science Archive and NASA Planetary Data System, 2017.

(Keller et al 1987)
Keller, H. U., Delamere, W. A., Huebner, W. F., Reitsema, H. J., Schmidt, H. U., Whipple, F. L., ... & Arpigny, C. (1988). Comet P/Halley’s nucleus and its activity. In Exploration of Halley’s Comet (pp. 807-823). Springer, Berlin, Heidelberg.

(Keller et al 1992)
Keller, H. U., N. Thomas, W. Curdt, and G. Schwarz, GIOTTO HALLEY
MULTICOLOR CAMERA IMAGES V1.0, GIO-C-HMC-3-RDR-HALLEY-V1.0, NASA
Planetary Data System, 1992

(Le Duin et al 2006)
Le Duin, T., Crifo, J. F., Le Queau, D., & Crifo, F. (1996). A quantitative interpretation of the in-situ observations of the dust coma of comet P/Grigg-Skjellerup by the OPE photopolarimeter. Astronomy and Astrophysics, 308, 261-272.

(Lindler et al 2012)
Lindler, D.J., M.F. A'Hearn, and S.A. McLaughlin, EPOXI 103P/HARTLEY2 ENCOUNTER - HRIV DECONVOLVED IMGS V1.0, DIF-C-HRIV-5-EPOXI-HARTLEY2-DECONV-V1.0, NASA Planetary Data System, 2012.

(Lisse et al 2007)
Lisse, C. M., Kraemer, K. E., Nuth III, J. A., Li, A., & Joswiak, D. (2007). Comparison of the composition of the Tempel 1 ejecta to the dust in Comet C/Hale–Bopp 1995 O1 and YSO HD 100546. Icarus, 191(2), 223-240.

(McBride et al 1997)
McBride, N., Green, S. F., Chantal Levasseur-Regourd, A., Goidet-Devel, B., & Renard, J. B. (1997). The inner dust coma of Comet 26P/Grigg-Skjellerup: multiple jets and nucleus fragments?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 289(3), 535-553.

(McLaughlin et al 2014)
McLaughlin, S.A., B. Carcich, S.E. Sackett, T. McCarthy, M. Desnoyer, K.P. Klaasen, and D.W. Wellnitz, DEEP IMPACT 9P/TEMPEL ENCOUNTER - REDUCED MRI IMAGES V3.0, DIF-C-MRI-3/4-9P-ENCOUNTER-V3.0, NASA Planetary Data System, 2014.

(Reinhard 1986)
Reinhard, R. (1986). The Giotto encounter with Halley's Comet-First scientific results. ESA Journal, 46, 52-57.

(Sunshine et al 2006)
Sunshine, J. M., A'hearn, M. F., Groussin, O., Li, J. Y., Belton, M. J. S., Delamere, W. A., ... & Melosh, H. J. (2006). Exposed water ice deposits on the surface of comet 9P/Tempel 1. Science, 311(5766), 1453-1455.

(Thomas 2004)
Thomas, N. (2004). In situ observations of cometary nuclei. Comets II, 211.

2014-11-03

Topografická mapa Marsu ve vysokém rozlišení

Už je to více než dva roky, co jsem publikoval svou první mapu - topografickou mapu Marsu ve válcové projekci. Díky ní jsem si splnil jeden ze svých snů, zkusit si vytvořit vlastní mapu nějaké planety. Tento sen mi uzrával v hlavě zřejmě hlavně pod vlivem jedné z knih, kterou mám doma v knihovničce - Atlas vesmíru od Kevina Krisciunase a Billa Yenne. Název je poněkud přehnaný, protože o Vesmíru tam toho moc není, spíše je tato kniha plná planetárních map. Kniha má už dnes téměř čtvrtstoletí (anglický originál Atlas of the Universe byl vydán v roce 1991), ale přesto názorně demonstruje lidskou snahu poznávat a popisovat místa ve Sluneční soustavě, kam se dosud nikdo nevydal. Navíc byla vydána v době, kdy už lidstvo, díky misím Marinerů, Lun, Lunar Orbiterů, Pioneerů, Vikingů a Voyagerů, mělo aspoň rámcovou představu o vzhledu většiny větších těles Sluneční soustavy.

Od té doby se ale hodně věcí změnilo. Mise jako Galileo, Lunar Reconnaissance Orbiter, Magellan, Mars Global Observer, MESSENGER či Cassini přinesly obrovské množství poznatků o již částečně známých tělesech a mnoho misí zkoumalo také úplně nová tělesa, třeba Dawn Vestu, v dohledné době se dočkáme od této mise průzkumu trpasličí planety Ceres a v půli příštího roku se konečně dozvíme jak vypadá zblízka Pluto a jeho měsíc Charon díky misi New Horizons. Myriády misí také navštívily menší planetky a komety. Nedá mi to nezmínit třeba právě probíhající misi Rosetty u komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, v rámci které bychom se 12. listopadu mohli dočkat i prvního přistání na kometě.

Nové mise s novými typy přístrojů přinesly skutečný převrat v některých oblastech planetární kartografie. Zejména přesné výškoměry (laserové, radarové) a kvalitní CCD kamery nám nyní umožňují odhalit nejen dvourozměrný vzhled povrchových útvarů, ale i jejich topografii s dříve nedosažitelnou přesností, často porovnatelnou s tou, se kterou jsme se setkávali jen u map pozemských.

Small part of the new topographic map of Mars at full resolution.

To je i příklad Marsu, u kterého má předchozí mapa zdaleka nedosahovala plné kvality dosažitelné se zatím pořízenými daty. To a nepříliš vhodný typ projekce mě vedlo ke snahám vytvořit novou mapu, která dosáhne vyššího rozlišení a bude ve vhodnější projekci. Naštěstí jsem v tomto případě nemusel začínat jak se říká od píky, ale měl jsem k dispozici již obdobnou mapu Venuše, jejíž grafické části jsem mohl s drobnými korekcemi využít i u nové mapy Marsu a to prostřednictvím programu IPE 6.

S mapou Venuše tak novou mapu spojuje stejný typ projekcí, tedy Merkátorova pro větší část povrchu a stereografická pro oba póly. Obě polární projekce jsou opět po 60-tou rovnoběžku, Merkátorova pokrývá šířky od -65 po 65° (u Venuše to bylo -66,512 až 66,512). Použité měřítko umožňuje zobrazit na rovníku detaily o rozměru zhruba 2,5 kilometru, 1,5 km v okolí pólů a přibližně 1 kilometr okolo šedesátých rovnoběžek u obou typů projekce (rozlišení na pixel je pak dvojnásobné). Pokud by mapa byla vytištěna při rozlišení 200 DPI pak by měřítko bylo 1 : 10 000 000 pro Merkátorovu projekci a 1 : 6 000 000 pro obě stereografické projekce.

U podkladové mapy byla použita vystínovaná reliéfní mapa vytvořená z datasetu MGS-M-MOLA-5-MEGDR-L3-V1.0 (Smith et al. 2003) a transformace do Merkátorovy a stereografických projekcí bylo provedeno online aplikací Map-a-Planet 2 (MAP2 2014). Reliéf byl vytvořen pomocí programu Microdem. V případě obou stereografických projekcí bylo reliéfní zobrazení rozmazáno mediánovým filtrem, kvůli odstranění některých vysokofrekvenčních artefaktů. Stejný program a stejná data byla použita pro vytvoření barevné mapy výškových úrovní, které jsou vztaženy k areoidu mgm1025 (obdoba mořské hladiny u Země) (Lemoine et al. 2001).

Oproti starší mapě Marsu ale nezůstalo jen u dat z výškoměru MOLA. Po zkušenostech se spojením topografických dat a obrazových dat u mapy Venuše, jsem použil obdobné kombinace i u nové mapy Marsu. Vysokofrekvenční detaily a albedové útvary na mapě pocházejí ze snímků pořízených kamerou THEMIS na palubě sondy Mars Odyssey. Kamera THEMIS je přístroj, který snímá tepelné vyzařování povrchu Marsu a jsou dostupná dvě globální zobrazení Marsu vytvořená ze snímků tohoto přístroje. Jedno je vytvořené ze snímků pořízených přes den a druhé ze snímků nočních. U této mapy je použité globální zobrazení z denních snímků (Edwards et al. 2011). Výhodou snímků z THEMIS je vysoký kontrast u topografických i jiných útvarů, jistou nevýhodou je pak méně intuitivní zobrazení některých albedových útvarů, protože světlejší útvary se jeví na tepelných snímcích obecně tmavší, u tmavých útvarů je tomu naopak. Mapy z přístroje THEMIS byly opět pořízeny přes aplikaci Map-a-Planet 2. Malé oblasti okolo pólů chyběly, ty jsou doplněné ze starších map MDIM 2.1 vytvořených z letitých, leč stále dostatečně kvalitních dat sond Viking (Archinal et al. 2003). Finální kompilace všech map do podoby rastrové mapy byla dokončena v programu Adobe Photoshop. Všechny ostatní kroky již byly uskutečněny v IPE.

Souřadnicový systém použitý u mapy je planetocentrický (areocentrický) verze IAU2000 (Seidelmann et al. 2002).

Pojmenování útvarů vychází z názvů schválených IAU a oproti starší mapě by tato mapa měla obsahovat úplně všechny oficiální názvy k 2. listopadu 2014. Všechny aktuální názvy lze najít přes stránky Gazetteer of Planetary Nomenclature.

Stejně jako u přechozí válcové mapy Marsu i zde jsem použil data z laserového dálkoměru MOLA pro informace o výškách pro jednotlivé kóty. Informace o výškách u kót jsou z 95% přímo převzaty z podkladů pro starší mapu a opět pochází z datasetu MGS-M-MOLA-3-PEDR-L1A-V1.0 (Smith et al. 1999). Vztaženy jsou také k areoidu mgm1025. Jediný rozdíl spočívá v odstranění některých kót, které byly zbytečně blízko (týká se zejména pólů) nebo odstranění údajů, které vypadaly nevěrohodně. Celková chyba v topografických měřeních pomocí výškoměru MOLA je tak okolo tří metrů, ale může být i horší v případě extrémní topografie terénu (příkré svahy). Menší část výškových informací pochází z topografických modelů založených na datech z kamery HRSC sondy Mars Express (dataset MEX-M-HRSC-5-REFDR-DTM-V1.0 - Roatsch 2008), které jsou sice méně přesné (+/- 10 metrů), ale zase mají vyšší prostorové rozlišení a lepší pokrytí terénu. Oproti starší mapě je zde použito jiné značení a informace založené na datech z HRSC jsou nyní rozpoznatelné tím, že jsou napsány kurzívou. Tato změna umožnila pro jednotlivé informace u kót přímo použít zároveň hodnotu jak z výškoměru MOLA tak i kamery HRSC.

Informace o místech přistání sond jsou pro Mars Pathfinder, Mars Polar Lander, Deep Space 2, Beagle 2, Mars 2 a 6 převzaty z Ball et al. (2007). Lokace Marsu 2 byla upravena dle rady Phila Stooka o 10° východněji (Stooke 2012). Poloha Marsu 3 odpovídá zbytkům nalezeným Vitalijem Jegorovem v roce 2013 (Egorov et al. 2013) a poloha modulu Phoenix je z (Lakdawalla 2008). Pro ostatní sondy je použito informací z katalogu NSSDC (NMC 2014).


TOPOGRAPHIC MAP OF MARS
Topographic map of Mars in Mercator and stereographic projection. Image has 17,400×14,700 pixels and 78 MB size. PDF version with searchable text is available here (106 MB). It works with Sumatra PDF viewer and possibly with others too.

Mapa v plném rozlišení je k dispozici na Flickru jako 78 MB jpeg o rozlišení 17 400 × 14 700 pixelů a dostanete se k ní přes obrázek výše nebo jako PDF o velikosti 106 MB, které je k dispozici přes Google Disc zde. Obdobně jako u mé přechozí mapy Marsu i zde doporučuji tuto stránku sem tam zhlédnout kvůli novějším aktualizovaným verzím. Na rozdíl třeba od Venuše, kde aktualizace nejsou potřeba, u Marsu dochází k pojmenovávání nových útvarů jednou za dva až čtyři týdny a proto počítám s tím, že mapa bude v budoucnu nejednou aktualizována. Informace o aktuální verzi je možné nalézt jak textu na mapě, tak i v tabulce dole.


Základní údaje o mapě Marsu.
Basic information about Martian map.
Projekce/Projection:Merkátorova a polární stereografická/Mercator and polar stereographic.
Měřítko (při 200 DPI):
Scale (at 200 DPI):
1 : 10 000 000 (Mercator), 1 : 6 000 000 (polar stereographic).
Systém souřadnic:
Coordinate System:
Planetocentrický
Planetocentric (IAU2000).
Výšky vztaženy vůči:
Elevations referenced to:
Areoid mgm1025.
Typ licence:
Licence type:
Creative Commons Attribution-NonCommercial-ShareAlike 3.0 Unported License.
Aktuální verze z:
Actual version of the map from:
2.11.2014.

Reference:

(Archinal et al. 2003) Archinal, B. A., Kirk, R. L., Duxbury, T. C., Lee, E. M., Sucharski, R., and Cook, D., 2003, Mars Digital Image Model (MDIM) 2.1 control network, ISPRS Working Group IV/9 Workshop ”Advances in Planetary Mapping 2003”, Houston, March 2003.

(Ball et al. 2007) Ball, A., Garry, J., Lorenz, R., and Kerzhanovich, V., Planetary Landers and Entry Probes, Cambridge University Press, New York (2007).

(Edwards et al. 2011) Edwards, C. S., K. J. Nowicki, P. R. Christensen, J. Hill, N. Gorelick, and K. Murray (2011), Mosaicking of global planetary image datasets: 1. Techniques and data processing for Thermal Emission Imaging System (THEMIS) multispectral data, J. Geophys. Res., 116, E10008, doi:10.1029/2010JE003755..

(Egorov et al. 2013) Egorov, V., Lakdawalla, E., Stooke, P. Russia’s Mars 3 lander maybe found by Russian amateurs, The Planetary Society, [cit. 2014-11-02].

(Lakdawalla 2008) Lakdawalla, E., HiRISE images of the Phoenix landing site, The Planetary Society, [cit. 2014-11-02].

(Lemoine et al. 2001) Lemoine, F.G., Smith, D.E., Rowlands, D.D., Zuber, M.T., Neumann, G.A.,Chinn, D.S., Pavlis, D.E., 2001, An improved solution of the gravity field of Mars (GMM-2B) from Mars Global Surveyor: Journal of Geophysical Research, v. 106, no. E10, p. 23,359-23,376.

(MAP2 2014) Map-A-Planet 2 (beta). Courtesy USGS Astrogeology Science Center, http://astrogeology.usgs.gov/tools/map.

(NMC 2014) NSSDC Master Catalog, [cit. 2014-11-02], .

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

(Seidelmann et al. 2002) , P.K., Abalakin, V.K., Bursa, M., Davies, M.E., de Bergh, C., Lieske, J.H., Oberst, J., Simon, J.L., Standish, E.M., Stooke, P., Thomas, P.C.: Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000. Celest. Mech. Dyn. Astron. 82, 83-110 (2002).

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

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

(Stooke 2012) Stooke, P., Martian Cartography, UnmannedSpaceflight.com, [cit.2014-11-02], available from www.unmannedspaceflight.com.

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.