2011-08-18

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

2011-08-02

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.