Po stopách měsíčního GRAILu

Obrázek/Figure 1.
GRAIL Artist's Rendition.
Kredit/Credit: NASA / JPL-Caltech.

Před víc než třemi týdny (17.12.2012) se dvojice sond mise GRAIL (Gravity Recovery And Interior Laboratory, obr.1) srazila s bezejmennou měsíční horou a definitivně tak ukončila svůj veleúspěšný pobyt na oběžné dráze našeho nebeského souputníka.
Tyto sondy, které okolo Měsíce kroužily od 31. prosince 2011 (sonda pojmenovaná Ebb), resp. 1. ledna 2012 (Flow), měly za úkol velmi podrobné studium gravitačního pole Měsíce. Použily přitom techniku vyzkoušenou již dříve u družic GRACE. Dvojice družic GRACE, které jsou společným projektem americké organizace NASA a německé DLR, obíhá okolo Země již od roku 2002. Obě obíhají po polární dráze ve výšce 500 km ve vzájemné vzdálenosti 220 km. Vzdálenost mezi nimi je měřena velmi přesným mikrovlnným dálkoměrem (přesnost v řádu mikrometrů!). Právě přesné měření vzájemné vzdálenosti je klíčem k velmi přesnému mapování gravitačního pole. To není u většiny těles sféricky symetrické, ale liší se místo od místa, ať už stojíme na povrchu nebo létáme na oběžné dráze v konstantní výšce. Lokální gravitační pole je ovlivněno jak tím co vidíme, tedy topografií terénu (hory, nížiny atd.), tak tím co je před našimi zraky skryto (podpovrchové oblasti s nižší či naopak vyšší hustotou). Pokud se například první z družic blíží k místu, ve kterém je silnější gravitační pole, řekněme hoře, začne ji hora více přitahovat a družice malinko zrychlí. Toto zrychlení se projeví malým zvětšováním vzdálenosti mezi družicemi. Toto zvětšování vzdálenosti je změřeno dálkoměrem. Po průletu nad horou dojde k opačnému efektu a hora začne družici malinko brzdit (zrychlení působí v opačném směru). Jakmile se dostane k hoře druhá družice, situace se opakuje, tentokrát v obráceném gardu. Nejprve se vzájemná vzdálenost zmenšuje, po průletu se zvětšuje.

Obrázek/Figure 2.
Map of the Moon with Bouguer gravity anomalies.
Bouguer gravity is what remains from the gravity field when the attraction of surface topography is removed, and therefore represents mass anomalies inside the moon due to either variations in crustal thickness or crust or mantle density.
Kredit/Credit: NASA / JPL / GSFC / MIT.

U mise GRAIL bylo použito stejného triku jako u GRACE. Dvojice měsíčních družic obíhaly po téměř stejné dráze ve vzájemné vzdálenosti ~200 km, která byla velmi přesně měřena mikrovlnným dálkoměrem. Protože Měsíc nemá atmosféru, mohly družice obíhat podstatně nížeji. V hlavní části mise, která trvala 90 dní, to bylo ve výšce ~50 km, později byla výška snížena na ~20 a ~10 km. Nízká dráha měla příznivý vliv na přesnost měření. Mise GRAIL měla za cíl zjistit a zmapovat odchylky v gravitačním poli s rozlišením lepším než 30 km, což se nakonec povedlo. Podle publikovaných map se zdá, že přesnost byla nakonec ještě o dost vyšší. Na obrázku č.2 je vidět příklad takové výsledné mapy gravitačního pole zobrazené na měsíčním glóbu. Přesněji se jedná o mapu tzv. Bouguerových gravitačních anomálií. Tato mapa ukazuje struktury pod povrchem Měsíce, poté co je odstraněn vliv topografie terénu. Zobrazené objekty představují anomálie v rozložení hmoty způsobené různou tloušťkou nebo hustotou měsíční kůry či pláště. Z údajů mise GRAIL bylo vytvořeno více podobných map jejichž podrobnější přehled spolu s výborným osvětlením toho, co vlastně GRAIL měřil, je možné najít v příspěvku na stránkách Planetary Society (autor Emily Lakdawalla).

Obrázek/Figure 3.
Map of the "lunar heritage sites" with ground tracks for the Ebb and Flow spacecraft during their final half-orbits (in blue and red).
Kredit/Credit: NASA / JPL-Caltech.

Nízká oběžná dráha sond GRAIL je sice vhodná pro mapování gravitačního pole, ale je málo stabilní. Na udržování takové dráhy se spotřebuje mnoho paliva, jehož zásoby jsou omezené. Proto bylo také hned zpočátku zřejmé, že životnost těchto sond nebude příliš vysoká. Měření byla ale prováděna velmi rychle a základní vědecká data byla pořízená během pouhých tří měsíců (březen až červen) a nějaké palivo zbylo i na prodlouženou misi, ve které se hlavní měření prováděla mezi koncem srpna a počátkem prosince. Nakonec byl proveden 14. prosince poslední větší manévr, který snížil dráhu obou sond tak, že 17. prosince ve 23:29 středoevropského času (22:29 UTC) narazily do bezejmenné hory na severní polokouli Měsíce. Na obrázku č.3 je vidět mapka Měsíce se znázorněnou částí posledního oběhu obou sond, který končí v místě dopadu v zakroužkované oblasti. Obrázek č.4 je detailnější mapkou s udáním souřadnic místa dopadu (75,62 severní šířky a 26,63 východní délky) a menší výškovou mapou. Konečně obr.5 ukazuje plánované místo dopadu na detailních snímcích ze sondy LRO. Obrázky vedou na stránky s detailnějším popisem a plnou verzí obrázků v rozlišeních 60 a 10 m/pix.

Obrázek/Figure 4.
GRAIL's Final Resting Spot.
Kredit/Credit: NASA / GSFC.

Obrázek 4 je detailnější mapkou s udáním souřadnic místa dopadu (75,62 severní šířky a 26,63 východní délky) a menší výškovou mapou. Konečně obr.5 ukazuje plánované místo dopadu na detailních snímcích ze sondy LRO. Obrázky vedou na stránky s detailnějším popisem a plnou verzí obrázků v rozlišeních 60 a 10 m/pix.

Obrázek/Figure 5.
GRAIL's final resting spot on the detailed map from LRO's WAC camera. Image goes on the page with high resolution image (60 m/pix) and very high resolution image (10 m/pix) from LRO's NAC camera.
Kredit/Credit: NASA / GSFC / Arizona State University.

Přestože vědecký cíl mise GRAIL se týkal jen mapování gravitačního pole, nebyla opomenuta ani širší nevědecká veřejnost. Datový systém sond GRAIL umožňuje přenos dat rychlostí 128 kbit/s od Měsíce. Protože samotná vědecká data týkající se gravitačního mapování vyžadují jen asi 2 kbit/s, bylo rozhodnuto využít přebytek 126 kbit/s pro další přístroje. Vzdělávací organizace Sally Ride Science (založená první američankou ve vesmíru - Sally Ride a studenty University of California v San Diegu) poskytla pro sondy GRAIL kamery určené k širšímu zapojení veřejnosti, konkrétně žáků základních a středních škol, do programu mise a výzkumu Měsíce. Žáci po celém světě mohli zadávat návrhy na snímkování různých částí Měsíce, které poté byly v rámci možností vyřízeny.
Sondy GRAIL nesly každá čtyři kamery, z nichž dvě byly namířeny k povrchu Měsíce kolmo ke směru letu a dvě zbývající zprostředkovávaly pohled na Měsíc před a za sondou. Kamery se svými parametry podobají webovým kamerám. Jsou barevné (čip má Bayerův filtr), mají relativně malé rozlišení (712×534 pixelů) a snímky jsou ztrátově komprimované. Oproti běžným webovým kamerám jsou ale uzpůsobeny mnohem lépe pro kosmické prostředí s vysokými hladinami radiace a mají i lepší optiku.

Obrázek/Figure 6.
GRAIL's final resting spot (in red circle) on the Ebb's image 1765_2REK2RH600000_128921_2012-135-02_04_13_000_2012-135-02_04_35_341.
Date: 14.5.2012. Altitude 43 km.
Kredit/Credit: NASA / Sally Ride Science / Daniel Macháček.

Během necelého roku bylo na Zemi přeneseno přes 121 tisíc snímků, z nichž velká část (pravděpodobně většina) je dostupná na stránkách projektu MoonKAM (Moon Knowledge Acquired by Middle school students). Snímky je možné také vyhledávat pomocí mapy měsíčního povrchu, takže například není problém podívat se, zda ze sond GRAIL nebyly třeba pořízeny snímky dopadové oblasti. Pořízeno jich bylo hned několik, zřejmě nejlepší je na obrázku č.6. Snímek s dlouhým názvem 1765_2REK2RH600000_128921_2012-135-02_04_13_000_2012-135-02_04_35_341 byl pořízen 14. května 2012 z výšky 43 km na měsíčním povrchem. Snímkování této oblasti navrhla škola Burgaw Middle School. Dopadovou oblast jsem na snímku vyznačil červeným kroužkem. Jedná se o pohled směrem od severu, takže před dopadem se dvojice sond GRAIL přibližovala od měsíčního horizontu.

Animace/Animation 1.
The Moon from Ebb's last images.
Date: 14.12.2012. Altitude 10 km. Timewarp: 5×.
Kredit/Credit: NASA / Sally Ride Science / Daniel Macháček.

Zřejmě poslední snímky ze sond GRAIL pořídil Ebb 14. prosince 2012 (tři dny před dopadem) v rámci závěrečné technické prověrky systémů z výšky necelých 10 -ti kilometrů. Protože byly pořízeny ve vysoké kadenci (zhruba 5 snímků za sekundu) bylo možné z nich sestavit dvě animace znázorňující pohled ze sondy na Měsíc. První část animací ukazuje záběry z kamery snímající terén po směru letu a v druhé, delší části je vidět terén z kamery s výhledem za sondu. Na animaci č.1 je vidět přibližně 5× zrychlená verze, vytvořená jednoduše jen použitím zveřejněných snímků a doplněním některých chybějících, či chybných záběrů syntetickými. Animace č.2 je vytvořená tak, aby ukazovala průlet v reálném, nezrychleném čase. Při její tvorbě jsem použil AviSynth MSU Frame Rate Conversion Filter.

Animace/Animation 2.
The Moon from Ebb's last images.
Date: 14.12.2012. Altitude 10 km. Timewarp: 1× (~realtime).
Kredit/Credit: NASA / Sally Ride Science / Daniel Macháček.

Poslední dva obrázky ukazují kontext obou animací. Obrázek č.7 je vytvořen pomocí výborné aplikace "Eyes on the Solar System". V této aplikaci je možné zjistit velmi přesně polohu různých sond v minulosti a do jisté míry dokonce i do budoucnosti. Na obrázku je znázorněna poloha sondy Ebb (v závěsu je Flow) v okamžiku pořízení prvních snímků animací (nahoře) a posledních snímků animací (dole). Do obrázků jsem přidal velmi přibližně znázorněná zorná pole použitých kamer a názvy velkých kráterů.

Obrázek/Figure 7.
Context image for animations 1 and 2. This image is based on excellent application "Eyes on the Solar System" and it depicts positions of Ebb spacecraft at the beginning of animations (top part of the image) and at the end of animations (bottom part of the image). I've added also names of major surface features and approximate depictions of FoV of Ebb's cameras.
Kredit/Credit: NASA / Sally Ride Science / Daniel Macháček.

Obrázek č.8 obsahuje snímky z různých částí animací (čas je uveden dole pro rychlou i pomalou verzi), ve kterých jsou vyznačeny názvy viditelných povrchových útvarů na Měsíci. Je vidět, že animace začínají v době, kdy se Ebb blížil k severnímu pólu Měsíce a končí v době, kdy přelétl kráter Kirkwood T a byl poblíže kráteru Sommerfeld (viz obr.7). Severní pól samotný je mimo záběr kamery a to přibližně o jednu délku červené šipky.

Obrázek/Figure 8.
Another context image for animations 1 and 2. Lunar surface features are named in frames from both animations.
Kredit/Credit: NASA / Sally Ride Science / Daniel Macháček.

Božská Helene

Krásná Helena, dcera Dia a Ledy, je známou postavou řecké mytologie, která inspirovala mnohé malíře, spisovatele, filmaře a další umělce. Málokdo ale ví, že podle ní byl také v roce 1988 pojmenován zvláštní malý měsíc Saturna, objevený v roce 1980 a nedlouho poté snímkovaný sondami Voyager. Jedna z prvních zvláštností, patrná aniž bychom věděli cokoliv o skutečném vzhledu Helene, je dráha tohoto měsíce. Helene totiž obíhá po téměř stejné dráze jako mnohem větší měsíc Dione v Langrangeově bodě L4 většího měsíce.
Vypadá měsíc se zvláštní dráhou nějak zvláštně?
Již zmíněné Voyagery pořídily první snímky z větší blízkosti, ale stále neukázaly víc než nepravidelné těleso, na jehož povrchu se daly vytušit snad jen velké krátery, tedy nic vyjímečného na tělese tohoto typu. Teprve kosmická sonda Cassini konečně umožnila podívat se na toto ledové "skalisko" poněkud více zblízka.

Cassini se během své dlouhé pouti (obíhá Saturn již od roku 2004) mnohokrát přiblížila a ještě příblíží ke všem měsícům, které obíhají ve vnitřních částech Saturnova systému měsíců a prstenců. Bohužel je u malých měsíců zvykem, že jen málo příležitostí se využije pro zkoumání těchto měsíců. Důvodů je mnoho a jejich rozbor by byl nadlouho, ale většinou se jedná o důvody související s bezpečností sondy nebo důvody spojené s vzájemnou kolizí různých činností v nabitém letovém plánu sondy. Poslední dobou se k tomu ve větší míře přidaly i důvody finanční (jen samotný provoz této sondy je velice drahý, stojí přes 60 miliónů dolarů ročně).
Přesto zrovna Helene patří k těm několika malým měsícům, které byly zkoumány relativně často. Do dnešního dne celkem sedmkrát během bližšího průletu (vzdálenost do 70 000 km). Poslední, sedmý, se udál 18. června minulého roku (2011) a sonda Cassini se příblížila k Helene na vzdálenost menší než 7000 kilometrů a pořídila během průletu 124 úžasných snímků. Pravda, tyto snímky mají jistou hořkou pachuť. Pokud totiž nedojde k nějakým výraznějším změnám v letovém plánu Cassini (což je nepravděpodobné), jsou to na velmi, velmi dlouhou dobu poslední takto detailní snímky Helene.
Ale zanechme chmurných myšlenek a pojďme se podívat na 35-ti kilometrový měsíc Helene.

Díky velkému množství snímků je možné z nich vytvořit plynulou animaci, znázorňující jak se jevila Helene kamerám systému ISS sondy Cassini. Přesněji úzkoúhlé kameře s vysokým rozlišením.
První animace je vytvořena z 33 jedinečných snímků, některé bez filtru, jiné se zeleným a infračerveným filtrem (filtr IR3). Snímky se zeleným filtrem byly použity v barevných kompozicích s dalšími snímky pořízenými přes červené a modré filtry (dohromady 3×14 snímků). Barevné snímky pak byly použity k obarvení snímků bez filtrů i s infračerveným filtrem. Konečná animace pak byla vytvořena pomocí programu Sqirlz Morph.
V animaci je vidět Helene s jemným barevným nádechem (Helene je barevně nevýrazné těleso) ze vzdálenosti 15 734 kilometrů. Tato vzdálenost se postupně zkracuje na nejkratší vzdálenost 6966 km, aby se posléze Cassini vzdálila na 11 212 km. V této vzdálenosti pak snímkování skončilo. Celý průlet trval hodinu a dvaadvacet minut (čas mezi 18:41:10 až 20:03:15 UTC), ale v animaci je zkrácen 100× na necelou minutu.
Mnohem zajímavější než strohá fakta o průletu sondy Cassini je ovšem vzhled samotného měsíce. Tvar tělesa měsíce je dán starými velkými krátery a na povrchu jsou patrné i malé krátery. Ale středně velkých kráterů je velmi málo. Naproti tomu je povrch v oblastech fotografovaných 18. června 2011 tvořen oblastmi drsnými, které vypadají jako nějaká starší kúra měsíce, a naopak velmi hladkými planinami. Drsné oblasti mají navíc často vzhled dlouhých a úzkých hřebenů, trošičku mi připomínajích, v kontextu toho kdo byla řecká Helena, vlasy. Vznik těchto oblastí je zatím záhadou a ještě žádný planetolog, či planetární geolog se jimi nevěnoval na odborné úrovni (tedy pokud se nepletu a nepřehlédl jsem nějaký odborný článek).

Obrázek/Figure 1. Color anaglyph of Saturnian moon Helene.
Cassini ISS (NAC camera) images N1687119382 (red filter), N1687119412 (green filter), N1687119442 (blue filter) and N1687119599 (red filter), N1687119629 (green filter), N1687119659 (blue filter).
Resolution is ~42 m/pix. Date: 18.6.2011.
Kredit/Credit: NASA/JPL/SSI/Daniel Macháček

Udělat animace průletu Cassini okolo Helene byl můj hlavní cíl, ale později jsem došel k závěru, že by byla škoda nevyužít velké množství již hotových barevných snímků k vytvoření dalších obrázků. Obrázek 1 je takovým vedlejším produktem.
Je to barevný stereoskopický anaglyf (barva je ovšem opět nevýrazná) Helene vytvořený ze snímků N1687119382 (červený filtr), N1687119412 (zelený filtr), N1687119442 (modrý filtr), N1687119599 (červený filtr), N1687119629 (zelený filtr) a N1687119659 (modrý filtr). Tyto snímky byly pořízeny všechny ve chvíli kdy se Cassini nejvíce přiblížil k Helene (pod vzdálenost 7000 km) a rozlišení dosáhlo 42 m/pix. Díky tomu je možné spatřit i detaily menší než 90 metrů.

Obrázek/Figure 2. Color cross-eye images of the Helene.
Cassini ISS (NAC) images N1687119599 (red filter), N1687119629 (green filter), N1687119659 (blue filter), N1687119816 (red filter), N1687119846 (green filter) and N1687119876 (blue filter).
Resolution is ~42 m/pix (distance was ~7,000 km). Date: 18.6.2011.
Kredit/Credit: NASA/JPL/SSI/Daniel Macháček

Další obrázek (obr.2) je opět trojrozměrný, ale tentokrát se jedná o šilhací, cross-eye verzi. Pozorný čtenář si všimne, že v obr.2 nebyly použity stejné obrázky jako v obr.1. Důvod je prostý. Anaglyf a šilhací 3D obrázky nedávají stejné výsledky, proto jsem vytvořil obě verze z mírně jiných snímků vhodnějších pro daný typ 3D vjemu. Šilhací verze má také výhodu v tom, že není problém s reprodukcí barev. Z toho důvodu je zde mírně zvýšena saturace barev, jak oproti obr.1, tak i oproti první animaci. V obr.2 je jeden použitý obrázek shodný z anaglyfovým (vytvořený ze snímků N1687119599, N1687119629, N1687119659) a druhý je barevnou kompozicí ze snímků N1687119816 (červený filtr), N1687119846 (zelený filtr) a N1687119876 (modrý filtr). Rozlišení je opět ~42 m/pix.

Obrázek/Figure 3. Color image of the Helene with enhanced colors (enhanced saturation).
Cassini ISS (NAC) images N1687119816 (red filter), N1687119846 (green filter) and N1687119876 (blue filter).
Resolution is ~42 m/pix (distance was ~7,000 km). Date: 18.6.2011.
Kredit/Credit: NASA/JPL/SSI/Daniel Macháček

K mému velkému překvapení, se jeden ze zkušebních snímků určený pro animaci, který jsem před nějakým časem uveřejnil na fóru UMSF, stal astronomickým snímkem dne (APOD). V komentářích se často lidé ptali, kdeže má být ta barva, když je měsíc evidentně šedý (i když titulek hrdě hlásá, že obrázek je barevný). Obrázek je skutečně barevný, ale je pravdou, že měsíc Helene je šedivý. Někdy je ovšem zajímavé podívat se na vesmírná tělesa v barvách nepřirozených a někdy až docela úchylných. Nedá mi to nevzpomenout na úžasné snímky českého astrofotografa Martina Myslivce, který před nějakým časem vytvořil tyto barevné snímky Měsíce. Co se stane, když obdobně extrémně zvýrazníme barvy Helene? Naskytne se nám podobný pohled jako na obr.3. U tohoto obrázku, který odpovídá levému obrázku z obr.2, jsem pouze zesílil saturaci barev a poněkud vyhladil barevnou složku. Z obrázku je ihned patrné, že barvy evidentně odpovídají různým typům útvarů na Helene. Zatímco oblasti mající drsný vzhled ("vlasy") mají žlutohnědou barvu, pak hladké oblasti jsou zelenavé. Uprostřed obrázku je hladká rovná planina, která je zbarvena dofialova. Tato oblast se projevuje jiným barevným odstínem i na dalších snímcích, takže jiný barevný odstín je skutečnou vlastností povrchu. Čím je způsoben nevím, mohu se jen domnívat, že tento rozdíl je způsoben jinou geometrií dopadajících Slunečních paprsků, materiálem s jinými vlastnostmi než v okolních planinách (jiná velikost částeček povrchového regolitu) nebo kombinací obojího.

Stejně jako se dá zesílit saturace u obrázků, je možné totéž provést i s animací. První animace se zesílenou saturací barev se tak stává i animací poslední, uzavírající tento příspěvek.

(21) Lutetia

Přestože byly poslední měsíce v oblasti planetárního výzkumu spíše ve znamení špatných zpráv, přičemž společným jmenovatelem byl hlavně plánovaný rozpočet NASA a masivní škrty (~20%) v oblasti výzkumu Sluneční soustavy, čeká nás v budoucnu spousta zajímavých událostí. Hlavní zásluhu na tom mají hlavně mise, které už jsou v kosmickém prostoru a naštěstí nikdo není tak šílený, aby je zrušil za letu. Přitom skutečnou lahůdkou bude zejména polovina tohoto desetiletí (léta 2014 až 2016), kdy doletí k Jupiteru sonda JUNO (NASA), k planetce Ceres sonda Dawn (NASA) (v době kdy píšu tyto řádky má stále napilno u Vesty), ale především čekáme průlet sondy New Horizons (NASA) okolo ledové trpasličí dvojplanety Pluto-Charon a sonda Rosetta (ESA) přiletí v roce 2014 ke kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko, kde se stane první umělou družicí komety a vysadí na povrch přistávací modul Philae.
V tomto příspěvku se budu věnovat právě posledně jmenované sondě Rosetta. Byla vypuštěná již v roce 2004 a během desetileté cesty ke svému cíli navštívila hned několik nebeských těles. Třikrát prolétla okolo Země a jedenkrát okolo Marsu. Měla také příležitost navštívit jako první vyslanec lidstva dvě planetky - (2867) Šteins a (21) Lutetia. Všechny následující obrázky zobrazují druhou ze zmíněných planetek - Lutetii (česky zřejmě Lutecii).
Jestliže planetka Šteins, kterou Rosetta navštívila v roce 2008, je relativně malou planetkou s průměrem něco přes pět kilometrů, pak Lutetia, kterou Rosetta navštívila 10. července 2010, je proti ní skutečným obrem o průměru okolo 100 kilometrů. Nejlépe je to vidět na tomto srovnání velikostí jednotlivých planetek navštívených sondami, které vytvořila Emily Lakdawalla z Planetary Society.

Obrázek/Figure 1.
False color image of the asteroid Lutetia from Rosetta's OSIRIS wide angle camera (WAC). Images W20100710T154122690ID30F13, W20100710T154127492ID30F15, W20100710T154131072ID30F16 and W20100710T154058919ID30F31 (filter UV245), W20100710T154127492ID30F15 (filter NH2), W20100710T154135366ID30F18 (filter VIS610) for color information. Image is 2× magnified.
Resolution is 214 m/pix (original resolution was 428 m/pix). Date: 10.7.2010. 
Kredit/Credit: ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček.

Všechny následující obrázky, kromě obrázků 2 a 7, mají stejnou orientaci. První obrázek Lutetie (obr.1) je barevnou kompozicí ve falešných barvách složený ze snímků W20100710T154122690, W20100710T154131072, W20100710T154058919 (filtr UV245), W20100710T154127492 (filtr NH2) a W20100710T154135366 (filtr VIS610) (názvy bez koncového indikátoru verze a typu filtru, celý název je v anglickém popisku pod obrázkem). Obrázek je oproti originálním snímkům dvakrát zvětšen, takže rozlišení je 214 m/pix, zatímco u zdrojových snímků je to přibližně 430 m/pix. Tento obrázek je jediným v tomto příspěvku, který byl pořízen širokoúhlou kamerou (WAC) kamerového systému OSIRIS sondy Rosetta. Všechny ostatní pocházejí z kamery úzkouhlé (NAC).

Obrázek/Figure 2.
Asteroid Lutetia from Rosetta's OSIRIS narrow angle camera (NAC). Color is approx. natural (author's guess based on published spectra). Images N20100710T151458339ID30F84 (blue filter), N20100710T151505658ID30F83 (green filter), N20100710T151512969ID30F82 (orange filter). Right image is contrast enhanced by the CLAHE filter (by Stephan Saalfeld) and denoised by the PureDenoise filter (by Florian Luisier at the Biomedical Imaging Group (BIG), EPFL, Switzerland).
Resolution is ~500 m/pix (distance ~26 700 km). Date: 10.7.2010.
Kredit/Credit:  ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček. 

Druhý obrázek (obr.2) je barevnou kompozicí v přibližně reálných barvách (jak by Lutetii viděl člověk) složený ze snímků N20100710T151458339 (modrý filtr), N20100710T151505658 (zelený filtr) a N20100710T151512969 (oranžový filtr). Zdrojové snímky byly pořízeny z podstatně větší vzdálenosti než u předchozího obrázku (asi 26 700 km vs. 4250 km), ale díky tomu, že byly pořízeny kamerou OSIRIS NAC, která má více jak 5× vyšší rozlišení než její širokoúhlá sestřička WAC, je planetka dobře viditelná a nejmenší zpozorovatelné detaily mají asi jeden kilometr (rozlišení ~500 m/pix). Barvu jsem doladil tak, aby zhruba odpovídala publikovaným spektrům Lutetie (třeba Sierks et al., 2011). Ze spekter je patrné, že Lutetia není ve viditelném světle zrovna moc barevná. Dominuje šedé zbarvení s červeným nádechem. Pravý obrázek odpovídá levému, ale tentokrát jsem zesílil lokální kontrasty, aby vynikly detaily a dodatečně jsem také snížil vliv šumu. K tomu jsem použil filtry CLAHE (autor Stephan Saalfeld) a PureDenoise (od Floriana Luisiera z Biomedical Imaging Group (BIG), EPFL, Švýcarsko), které jsou dostupné pro specializovaný grafický program ImageJ.

Obrázek/Figure 3.
Approx. natural color image of the asteroid Lutetia from Rosetta's OSIRIS wide angle camera (NAC). Images N20100710T154119779ID30F24 (blue filter), N20100710T154127652ID30F23 (green filter), N20100710T154135529ID30F22 (orange filter).
Resolution is 79 m/pix. Date: 10.7.2010. 
Kredit/Credit: ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček. 

Další obrázek (obr.3) je opět v přibližně reálných barvách a je sestaven ze snímků, které poskytují nejlepší celkový pohled na Lutetii v barvách. Snímky N20100710T154119779 (modrý filtr), N20100710T154127652 (zelený filtr) a N20100710T154135529 (oranžový filtr) jsem spojil do jediného s rozlišením 79 m/pix, což znamená, že nejmenší viditelné detaily mají asi 160 metrů v průměru.
Lutetia je jako většina planetek hustě pokryta krátery, ale kamery odhalily na povrchu i spoustu dalších, jiných, útvarů. Za pozornost stojí třeba centrální oblast s kráterem plným balvanů a skalisek. Přitom největší mají v průměru 3 až 5 pixelů, což znamená, že jsou velké až 400 metrů! To už představuje celkem pěkné "šutříky". Ostrooký divák pak dokáže nalézt další balvany i v jiných oblastech Lutetie. V místě největšího výskytu balvanů (středový kráter) je také možné spatřit několik sesuvů regolitu. Záhadnými útvary jsou pásy rýh táhnoucí se téměř kdekoliv na povrchu Lutetie. Podobné útvary je možné nalézt také na marťanském měsíci Phobu a dalších tělesech. Existuje několik teorií, které vysvětlují vznik těchto rýh, ale zatím žádná nedává plně uspokojivé odpovědi. Nicméně předpokládá se, že je jejich vznik spojen se vznikem velkých kráterů (třeba zde).

Obrázek/Figure 4.a,b.
Stereo image (stereogram) of the asteroid Lutetia from Rosetta's OSIRIS wide angle camera (NAC). Anaglyph (4.a) and cross-eye (4.b) versions. Images N20100710T154343881ID30F28 (left image) and N20100710T154400348ID30F71.
Resolution is 60 m/pix. Date: 10.7.2010. 
Kredit/Credit: ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček. 

Další obrázky (obr.4.a,b; 5.a,b a 6.a,b) jsou stereogramy Lutetie, jak v anaglyfové, tak i "šilhací" (cross-eye) verzi. Jsou vytvořeny ze snímků pořízených v čase největšího přiblížení Rosetty k Lutetii (~3200 km) a nejmenší viditelné detaily mají rozměr asi 120 metrů (rozlišení 59-60 m/pix). Protože stereogramy se snímky vedle sebe (cross-eye) jsou v rozlišení lepším, než má většina monitorů, pro prohlížení v plném rozlišení doporučuji třeba program StereoPhoto Maker od Masuji Suta a Davida Sykese, kterým byly tyto stereogramy i vyrobeny (neuvěřitelný program s obrovskou zásobou vychytávek při velikosti 1 MByte!).
První dvojice(obr.4.a,b) je vytvořena ze snímků N20100710T154343881 (levý obrázek) a N20100710T154400348, pořízených těsně před nejbližším přiblížením. Druhá dvojice (obr.5.a,b) je vytvořena ze snímků N20100710T154441262 (levý obrázek) a N20100710T154509210, pořízených těsně po nejbližším přiblížením. V obou případech byly snímky pořízeny přibližně 16 sekund po sobě.

Obrázek/Figure 5.a,b.
Stereo image (stereogram) of the asteroid Lutetia from Rosetta's OSIRIS wide angle camera (NAC). Anaglyph (5.a) and cross-eye (5.b) versions. Images N20100710T154441262ID30F22 (left image) and N20100710T154509210ID30F22.
Resolution is 59 m/pix. Date: 10.7.2010. 
Kredit/Credit: ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček. 

Poslední stereogram (obr.6.a,b) je vytvořen ze snímků N20100710T154400348 (levý obrázek) a N20100710T154441262 pořízených zhruba v čase okolo největšího přiblížení Rosetty k Lutetii. Byly pořízeny asi 40 sekund po sobě, takže divák prohlížející si tento stereogram, pozoruje Lutetii pod větším úhlem. Díky tomu jsou některé vzdálenější partie Lutetie již za horizontem, což poněkud ruší. Výhodou ale je, že plasticky vystoupí i menší předměty a tak je možné vidět i některá dříve již zmiňovaná skaliska trojrozměrně. Samozřejmě jen v případě, že si obrázek prohlížíte v plném rozlišení.

Obrázek/Figure 6.a,b.
Stereo image (stereogram) of the asteroid Lutetia from Rosetta's OSIRIS wide angle camera (NAC). Anaglyph (6.a) and cross-eye (6.b) versions. Images N20100710T154400348ID30F71 (left image) and N20100710T154441262ID30F22.
Resolution is 59 m/pix. Date: 10.7.2010.
Kredit/Credit:  ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček. 

Na konec jsem připravil obrázek Lutetie (obr.7) pořízený kamerou NAC v době, kdy se Rosetta již vzdalovala od Lutetia. Planetka v tu chvíli byla viditelná jen jako drobný srpek. Na kombinaci snímků N20100710T155158740 (modrý filtr), N20100710T155206628 (zelený filtr) a N20100710T155214538 (oranžový filtr) jsou vidět detaily menší než 300 metrů (rozlišení 140 m/pix). Tento obrázek je otočen o 180° oproti zdrojovým snímkům (o 90° vůči obrázkům 1, 3, 4, 5, 6) a kráter dominující záběru odpovídá velkému kráteru vpravo na obrázcích 1, 3, 4, 5 a 6.
Na úplný závěr pak musím ještě přiložit odkaz na krátkou animaci Ian Regana vytvořenou ze snímků Lutetie pořízených během průletu - YOUTUBE, která umožňuje vidět průlet v celé jeho kráse.

Obrázek/Figure 7.
Crescent Lutetia. Approx. natural color? image from Rosetta's OSIRIS wide angle camera (NAC). Images N20100710T155158740ID30F24 (blue filter), N20100710T155206628ID30F23 (green filter), N20100710T155214538ID30F22 (orange filter).
Resolution is ~140 m/pix. Date: 10.7.2010. 
Kredit/Credit:  ESA / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA / Daniel Macháček. 

EDIT: Byl jsem upozorněn (zde a zde) na to, že obrázky jsou zrcadlově obrácené oproti realitě. Proto jsem nahrál nové, s řádnou orientací. Rotace je ovšem stále nastavena dle mého vkusu a pro snadné prohlížení 3D obrázků (rotace pohledu je zde nakonec docela nepodstatná z důvodu toho, že detailní obrázky zobrazují severní pól Lutetie).
Děkuji pozorným komentátorům za upozornění!

I was pointed out (here and here), that images were wrongly flipped. So I uploaded new versions with correct orientation. Rotation is still set according to my preference and easy viewing of the 3D images (after all rotation isn't so important here, because all hi-res images show north pole region).
Thanks to all commentators for notice!

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