Topografická mapa Marsu verze 1.2

Topographic Map of Mars version 1.2.

Image link leads to the JPEG version on the Flickr service. 

Full image has resolution 24 000×20 300 pixels (size 151 MB).

PDF version is available too (171 MB!) and it contains also regional maps for landing sites. 

More detailed description with references is in the map. 

Jedním z typů projektů, ke kterým se pravidelně vracím, je mapování planet. Během více než šesti let jsem vytvořil celkem pět map. První topografická mapa Marsu byla hlavně experimentem a používala nepříliš vhodné válcové zobrazení. Následující topografická mapa Venuše už používala vhodnější kombinaci Merkátorovy a stereografické projekce. Svým rozsahem a zpracováním se stala prototypem pro mé další mapy. Následovala topografická mapa Marsu a mapa Titanu. Poslední mapa, která zobrazuje Merkur, zatím ještě nebyla publikována. Zatímco první, experimentální, mapu Marsu považuji za uzavřený projekt, u dalších map jsem od jejich vzniku předpokládal, že je budu muset občas doplnit o nové údaje, či dokonce částečně přepracovat.
To že se mění informace v mapě obsažené, je normálním jevem a kartografové se s tímto problémem musí vypořádávat neustále. Jsou tu však jisté specifické rozdíly mezi kartografií týkající se Země a tou, týkající se planet. U Země je nejčastěji potřeba měnit speciální typy map, které se týkají lidí, jako jsou třeba politické nebo ekonomické mapy. Fyzické mapy (jakými jsou například i topografické mapy) se mění zpravidla jen málo*. U planet se setkáváme sice prakticky jen s fyzickými mapami, ale ty je vhodné měnit častěji než u Země.
Hlavním důvodem je pokrok v mapování planet, kdy každá nová sonda může významně přispět ke zlepšení  našich znalostí o útvarech na planetách. Možná trochu zarážející může být, že pro významné zlepšení map často není potřeba ani nové sondy, ale často "jen" zpracování starých dat. Dokonce je tomu často v praxi právě tak, že sonda sice pořídí všechny potřebné snímky, použitelné pro mapování, ale nenajdou se už prostředky a lidé, kteří by tyto snímky zpracovali.
Proto i v případě těles, která žádná nová sonda nenavštívila, je možné mapy časem vylepšit.

Dalším důvodem je neustálé pojmenovávání nových útvarů na planetách a dalších tělesech Sluneční soustavy. Pojmenovávání útvarů (nomenklaturu) má na starosti Mezinárodní astronomická unie (International Astronomical Union, IAU).

Protože obecně platí, více zkoumané těleso -> více nových jmen, není tolik překvapivé, že při aktualizaci padla volba na mapu Marsu a ne třeba Venuše, kde se toho, bohužel, děje celkem málo (zvláště co se týče povrchu).
Původně mělo jít jen o pouhou aktualizaci nomenklatury a nová verze měla být vystavena na Flickru bez obsáhlého popisu. V případě mapy Marsu už jedna taková aktualizace dokonce proběhla (z verze 1 na 1.1, která navíc obsahovala jako bonus detailní regionální mapy).
Protože jsem ale našel drobné chyby v samotné podkladové mapě, které bylo třeba odstranit a navíc byly publikován nový, vylepšený výškový model Marsu, nakonec jsem mapu dost výrazně přepracoval a z jednodenní aktualizace se vyklubaly tři týdny práce.

Mapa nově obsahuje všechny názvy schválené IAU do konce roku 2018. Přesněji měla by obsahovat, protože díky rozpočtovému provizoriu USA, nefungují posledních 17 dní oficiální stránky pro planetární nomenklaturu, takže v mapě je označeno jako přesné datum 19.12.2018.
Do mapy byl také přidán neoficiální název "Oxia Planum", který označuje planinu, kde by měl přistát modul evropsko-ruské mise ExoMars 2020.

Differences between previous version 1.1 and the new one 1.2.

New map has almost twice as much details and contains in-map mini scale bars.

Podkladová mapa byla kompletně přepracována a má nyní o třetinu lepší rozlišení. Obdobně jako u předchozích verzí kombinuje výškový model, ze kterého je odvozeno základní stínování a barevné škálování výšek, s infračervenou mapou poskládanou ze snímků kamery THEMIS na palubě sondy Mars Odyssey, ze které pochází hlavně jemnější stínování, drobné detaily a albedové útvary.
Oproti předchozím verzím je ale použita novější verze infračervené mapy, ve které byly odstraněny některé chyby (třeba zdvojení útvarů způsobené chybným přeložením sousedních snímků). Polární oblasti, které infračervená mapa nepokrývá, byly doplněny snímky pořízené stereoskopickou kamerou HRSC sondy Mars Express.
Výškový model opět vychází z dat laserového výškoměru MOLA sondy Mars Global Surveyor, ale nyní je použit vylepšený model, který obsahuje navíc data z HRSC. Ty tvoří zhruba ~40% povrchu nového výškového modelu.
Byl také použit trochu jiný postup při skládání vrstev pro stínování, barvu a detaily, takže jsou nyní lépe patrné například albedové útvary. Nevýhodou takového zpracování je ovšem snížená možnost rozlišit výšky v rámci barevného škálování. Proto jsou barvy o něco sytější a mapa také nyní obsahuje slabé vrstevnice, které dále usnadňují rozpoznání oblastí s různou výškou. Samotná barevná škála je prakticky stejná jako u předchozí verze. Zaznamenal jsem u ní sice i nějaké výtky, které se týkají použití modré barvy, evokující vodu, ale co se jednomu nelíbí zase jinému vyhovuje. Navíc použitá škála je docela dobře viditelná i pro lidi trpící barvoslepostí.

New version 1.2 adds westward longitudes and expands usage of the sans serif type fonts for better readability.

Kromě názvu mapy a popisného textu, je nyní v mapě použito všude bezpatkové písmo pro lepší čitelnost. Dříve se to týkalo jen popisků (názvů, výškových údajů) přímo v mapě.

U planetárních map je používaná široká škála souřadnicových systémů, ať už jsou to doporučené IAU, ale i další, které se v průběhu historie mapování planet zdály být vhodné. U mapy je použit jako hlavní systém planetocentrický s východním souřadnicemi. Tento systém je v současné době adoptovaný IAU. Protože hodně map Marsu používá také systém planetografický se západními souřadnicemi, jsou menším písmen vyznačeny i tyto, ale jen pro délky poledníků. V těch se neliší od systému planetocentrického. Protože se bere v úvahu zploštění na pólech (planetocentrický mapuje těleso na kouli), dochází k odlišnostem mezi planetocentrickými a planetografickými šířkami. Ty jsou shodné na rovníku i na pólech, ale mezi nimi se rozcházejí. U Marsu to dělá přibližně až 0,3° a to ve směru k rovníku. V mapě planetografické šířky obsaženy nejsou, protože rozdíl 0,3° není až tak výrazný a přítomnosti dalších čar v mapě jsem se chtěl vyhnout. Pokud by ale někdo chtěl v mapě hledat objekt pomocí planetografických souřadnic, musí s touto drobnou odchylkou počítat.

In-map mini scale bars are added in version 1.2 for better estimates of sizes of features at full size browsing.

Mapa je rozsáhlá a při prohlížení v plné velikosti člověk kompletně ztratí pojem o tom, na jak velké objekty se člověk vlastně dívá a běžná měřítka, zobrazená pod mapami, jsou pro tyto účely prakticky nepoužitelná. Proto nyní mapa obsahuje tzv. miniměřítka, která jsou v pravidelných intervalech zakomponována do souřadnicové sítě. Intervaly jsou voleny tak, aby při prohlížení na monitoru při plné velikosti, bylo možno na obrazovce vidět aspoň jedno takové miniměřítko.
Miniměřítko ukazuje rozměry od 5-ti až po 100 km, což je jeho celkový rozměr.

Example of regional high resolution map for the crater Jezero, future landing site of the Mars 2020 rover.

Obdobně jako ve starší verzi 1.1 (na Flickru jako 2015 edition), i zde jsou použity detailnější regionální mapy pro některé významnější oblasti. Ve verzi 1.2 jsou to oblasti přistání všech sond kromě Marsu 2, Mars Polar Landeru a Deep Space 2. Navíc jsou to i dvě oblasti určené pro budoucí přistání a to kráter Jezero, ve kterém má přistát vozítko americké mise Mars 2020 a již zmíněná oblast Oxia Planum, kde má přistát ExoMars 2020. Tyto detailnější mapy jsou obsaženy jen v PDF verzi. Nalezení všech oblastí přistání v PDF verzi je snadné, i když si nevzpomenete na názvy sond. Stačí do vyhledávacího políčka zadat "outpost" a proklikávat se mezi všemi místy přistání.

Kromě těchto hlavních změn byly v mapě upraveny i některé drobné chyby, bylo přidáno pár výškových kót v oblasti jižního pólu a byl upraven celkový vzhled mapy, kde největší změnou byl posun obou stereografických projekcí z důvodu přidání západních souřadnic.

Mapa je natolik rozsáhlá, že přes veškerou péči v ní mohou být chyby, kterých jsem si nevšiml.
Pokud si všímavý čtenář nějaké povšimne, budu velmi rád, když se o ní zmíní, ať už zde v komentáři nebo mne o ní informuje přes mail (který je uvedený v mapě). Chybu pak odstraním v některé z budoucích verzí.

Update 17.3.2024:
Odkazy PDF a odkaz na JPEG dole byly aktualizovány na verzi mapy 1.2.4.
Ta obsahuje všechny oficiální názvy IAU do 17. 3. 2024 a místa přistání vozítek Perseverance a Zhurong.

Přímé odkazy na verzi 1.2.4:

PDF verze (174 MB!)
JPEG verze (24000×20300 pixelů, 151 MB)

JPEG verze 1.2.4 (update 17.3.2024, 24000×20300 pixelů, 159 MB)

* to nutně neznamená, že by se nezlepšovaly naše znalosti i o povrchu Země, ale v globálním měřítku je zmapován natolik kvalitně, že jsou rozdíly nevýznamné. Výjimkou je jen mapování mořského dna, jehož vzhled je znám méně, než povrch kterékoliv z terestrických planet/těles (Merkur, Venuše, Mars, Měsíc).

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.

Update (22.12.2018):

Obrázek č.1 nyní obsahuje nejnovější kometu zobrazenou radarem observatoře v Arecibu - 46P/Wirtanen, což byl mimojiné původní cíl sondy Rosetta, než byl její start z technických důvodů odložen.

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.

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 24,000×20,300 pixels and size 151MB. PDF version with searchable text is available here (174 MB, version 1.2.4). It works with Sumatra PDF viewer and possibly with others too.

Mapa v plném rozlišení je k dispozici na Flickru jako 151 MB jpeg o rozlišení 24 000 × 20 300 pixelů a dostanete se k ní přes obrázek výše nebo jako PDF o velikosti 174 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:	1.2.4. (17.3.2024)

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.

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.

Odložené případy

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

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

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

Jako podklad této mozaiky sloužil snímek W1702383598 ze širokoúhlé kamery WAC systému ISS. Mozaika je poskládána z celkem 14-ti snímků z kamery NAC s vysokým rozlišením. Barevná informace pochází z dalších 42 snímků pořízených přes filtry UV3, GRN a IR1. Všechny snímky byly kalibrovány pomocí programu IMG2PNG od Björna Jónssona. Barva byla upravena tak, aby se celkový vzhled Dione blížil tomu, jak by měsíc vidělo běžné lidské oko. Rozlišení použitých snímků bylo 349 až 476 m/pix (pro ČB snímky s vysokým rozlišením) a samotná mozaika byla přepočtena na rozlišení 300 m/pix. Celkem 57 použitých snímků bylo pořízeno 12. prosince 2011 mezi 11:30 až 12:10 UTC. Jedná se o snímky N1702383635 až N1702386031 plus W1702383598.

Bohužel jsem během publikace obrázku zjistil jednu nemilou a jednu milou věc. Tou nemilou je nový automatický filtr v Picase, který automaticky zničí při nahrání vzhled každého obrázku. Vzhledem k tomu jak se člověk snaží parametry každého obrázku co nejlépe nastavit, je každý nevyžádaný zásah velmi iritujíci. Naštěstí zhruba ve stejnou dobu uvolnil Flickr všechna omezení na publikování snímků, pokud se tedy člověk spokojí s jedním Terabajtem místa. Z toho důvodu budou všechny další obrázky na blogu z mého nového konta na Flickru, což je trochu mrzuté, s Picasou jsem byl totiž docela spokojený.

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

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

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

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

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

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

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

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

Topografická mapa Venuše

Dnes chci představit další velký projekt, který se mi poštěstilo dokončit - topografickou mapu Venuše. Už od té doby, co jsem publikoval mapu Marsu, jsem věděl, že další mapa bude (někdy) následovat. Měl jsem také tušení, že se bude týkat jednoho ze čtyř těles. Nakonec "výběrové řízení" vyhrála Venuše. Důvodem je zejména možnost použití ucelených a v rámci možností finálních datasetů.

Při tvorbě marsovské mapy jsem nasbíral mnohé zkušenosti, které jsem využil u mapy Venuše. Dost věcí jsem nicméně dělal poprvé. Jednou z hlavních novinek je použití v planetární kartografii hojně využívané kombinace Merkátorovy a polární stereografické projekce. Mapa je tak vlastně tvořena hned třemi menšími mapami, jedné v Merkátorově projekci a dvou v stereografické projekci pro severní a jižní polární oblasti Venuše.

Mapa je založena převážně na datech z americké sondy Magellan, konkrétně z jeho radaru se syntetickou aperturou (SAR) a radarového výškoměru (Ford 1992a, 1992b, 1997), ale při její tvorbě jsem také použil data z pozemského radiolokátoru v Arecibu (Campbell 1990), americké sondy Pioneer Venus Orbiter (Ford 1988, Pettengill 1988) a v neposlední řadě i sovětských sond Veněra 15 a 16 (Mitchell 2004). Jako podklad byly použity topografické mapy z datasetu MGN-V-RDRS-5-GDR-TOPOGRAPHIC-V1.0 v nejnovější verzi GTDR3;2 (Ford 1992a) v kombinaci s radarovými mapami Venuše pořízenými přes online rozhraní Map-a-Planet. Oproti marsovské mapě se tak nejedná o "čistou" topografickou mapu, založenou jen na výškových datech. Důvodem k tomuto kroku byla snaha o mapu, která by obsahovala jak topografická data z výškoměru a měla přitom dostatečné rozlišení, aby do ní bylo možné umístit bez větších problémů všechny názvy útvarů na Venuši.

Všechny projekce map berou Venuši jako kouli o poloměru 6051 kilometrů, což je o trochu méně, než je aktuálně udávaná hodnota (6051,881 km) (Rappaport et al. 1999). Merkátorova mapa je v měřítku 1 : 7 000 000 (při tisku 72 DPI) při nejhorší rozlišení na rovníku ~2,47 km/pix a zobrazuje Venuši mezi 66,513° jižní a severní šířky. Tato projekce je dobrá pro zachování tvarů. Nevýhodou je zvětšení obrazů útvarů ve vzdálenějších oblastech od rovníku. Při okrajích mapy na 66° stupni je tak rozlišení ~1 km/pix. Severní a jižní polární projekce jsou v měřítku 1 : 5 000 000 (opět při 72 DPI) a zobrazují polární oblasti až po 60° severní, resp. jižní šířky. Rozlišení je 1,76 km/pix na pólech a stoupá k 1,64 km/pix na 60°.

Použité topografické mapy verze GTDR3;2 byly zpracovány pomocí programu MicroDEM, který umí pracovat s 16-ti bitovou hloubkou (narozdíl od minule použitého programu Wilbur). Výsledkem zpracování byly dvě verze map. Jedna zobrazovala stínovanou mapu ve sníženém rozlišení pro lepší potlačení šumu v datech a zvýraznění velkých topografických útvarů. Druhá v plném rozlišení verze GTDR3;2 (8192×4096) zobrazovala kombinaci stínové mapy a barevné výškové škály. Částečného snížení šumu bylo dosaženo použitím mediánového filtru.

Barevná škála je nyní nastavena přesně na metry a jako nulová hranice je brán střední poloměr Venuše 6051,881 km. Barvy škály jsou inspirované jak pozemskými mapami (modrá a zelená pro "hloubky"), barevnými snímky Venuše ze sovětských Veněr (hnědavé střední polohy) a hypotézami o horách pokrytými kovovým "sněhem" (kovově šedivá nad 5 km). Protože výškové mapy z Magellanu nejsou kompletní, byly chybějící části vyplněny výškovými daty ze sondy Pioneer Venus Orbiter (Ford 1992b) a v severní polární oblasti také ze sond Veněra 15 a 16, konkrétně je použito topografické mapy, kterou vytvořil Don P. Mitchell.

Tyto mapy byly sloučeny s mapami pořízenými radarem. Radarové mapy jsou kompilací jednotlivých map z mapovacích cyklů 1 až 3, které prováděla sonda Magellan mezi léty 1990 až 1992. Část mezer byla vyplněna pomocí dat ze sondy Pioneer Venus Orbiter (Ford 1988, Pettengill 1988) a radaru v Arecibu (Campbell 1990). Opět bylo u severních polárních oblastí použito dat ze sond Veněra 15 a 16. Protože nemám data z těchto sond v plném rozlišení, jsou použita méně kvalitní data převzatá z mapy USGS (Batson et al. 1989). Nakonec byly stínované topografické mapy sloučeny s radarovými mapami (s převrácenými hodnotami jasu) do finální verze.

Souřadný systém mapy je ve verzi VBF85, schválený IAU v roce 1985 (Ford 1992c). Nultý poledník prochází v tomto systému centrálním vrcholkem kráteru Ariadne o severní šířce 43,8°.

Názvy v mapě jsou převzaté ze serveru Gazetteer of Planetary Nomenclature a mapa by měla obsahovat všechny platné názvy pro Venuši.

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

Všechny výškové údaje jsou vybrány z přibližně čtyř miliónů měření pořízených radarovým výškoměrem Magellanu (Ford 1992b, 1997). Výškoměr měřil vzdálenost povrchu Venuše pod sebou a ze známé polohy sondy je pak možné spočítat poloměr planety v místě měření a tedy i výšku terénu v daném bodě, vztaženou k nějaké hodnotě. Narozdíl od Marsu či Země je Venuše velmi dokonalá koule a je tak možné výšková data pro topografii terénu vztáhnout přímo k údaji o středním poloměru (6051,881 km). Narozdíl třeba od laserového výškoměru MOLA měl radarový výškoměr Magellanu velmi nízké rozlišení (Ford 1993). Každé měření je provedeno pro oblast s rozlohou 100 až 1000 km² (záleží na výšce dráhy, nižší rozlišení bylo v polárních oblastech, lepší okolo rovníku). S tím jsou spojeny samozřejmě obrovské nevýhody, zejména co se týče detekce menších topografických útvarů. Výhodou je zase pro změnu lepší pokrytí terénu, než laserového dálkoměru.
Data výškoměru Magellanu mají podobu časového záznamu odrazů rádiového pulsu s dálkovým rozlišením +/- 31,5 metru, který sám vznikl sumací několika jednotlivých odrazů. Odraz je možné zobrazit jako klasický graf s osami x a y (viz obrázek níže s příklady odrazů a vyznačenými šablonami). Na ose x je poté zaznamenán čas a na ose y intenzita signálu.

Vzdálenost se ze zaznamenaného odrazu zjišťuje dvěmi základními metodami. Jednoduchou metodou jak zjistit vzdálenost tzv. detekce prahového signálu - prosté odvození výšky změřením času, kdy zesílený signál ohlasí přítomnost prvních odražených rádiových vln. Tento signál může být ale velmi slabý a počítač jej může vyhodnotit chybně. Přesnější metodou je použití šablon spočtených pro různé terény, které poté počítač porovná s naměřeným signálem a použije nejvhodnější šablonu. Tato metoda je například použita pro data tvořící podkladovou mapu verze GTDR3;2.
Ale i ona není spolehlivá na 100%. Naopak pro oblasti s extrémní topografií (hory, příkopy) dává často chybné hodnoty. Důvodem je samotný princip radarového výškoměru. Pokud je po stranách měřené oblasti hodně útvarů, které dobře odrážejí rádiové vlny, může se stát, že do přístroje dorazí větší množství rádiové energie právě od těchto útvarů a zmatou řídící jednotku přístroje. Počítač totiž mylně interpretuje výrazný vrchol v grafu zaznamenaného signálu jako povrch pod sondou, zatímco méně výrazný vrcholek odpovídající skutečnému povrchu ignoruje. Vrchol odpovídající odrazu od bočních útvaru je dále na časové ose x, což je situace odpovídající menší výšce, než je skutečná (signál putuje do a z nížiny delší dobu). Rozlišit, která data jsou v pořádku a která ne, není triviální problém. O tom nakonec svědčí i chyby v oficiálních topografických mapách, kdy jsou v hornatých oblastech často z ničeho nic díry, které na snímcích z radaru nejsou.
Více se o radarovém výškoměru a jeho činnosti můžete dočíst třeba zde (Ford et al. 1993).

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

Pro zjištění výškových dat pro mapu jsem zvolil několik řešení, které měly za cíl zvýšit pravděpodobnost, že se mi podaří vybrat tu správnou hodnotu pro výškový extrém.

Za prvé: všechna nejasná měření jsou porovnána se záběry z radaru, zda terén v daném místě svědčí o přítomnosti topografického extrému. Odhaduji, že takových případů bylo asi 40-50%. Díky aplikaci Map-a-Planet je takové ověření velmi rychlé.

Za druhé: každý topografický extrém je vybírán na základě více měření, pokud možno i více sekvencí měření (jeden oběh, jedna sekvence).

Za třetí: je použito obou variant měření, jak detekce prahové hodnoty (v mapě znázorněné trojúhelníkem s bílou hranou), tak měření pomocí srovnání se šablonou (jednoduchý černý trojúhelník).
Údaje v případě detekce prahové hodnoty byly v AXF souborech chybné, byly totiž použity starší, méně přesné hodnoty, a proto jsem je opravil. Protože korekce se týká hlavně vzdálenosti k povrchu Venuše, jednoduše jsem zjistil rozdíl mezi hodnotami zjištěnými metodou porovnání se šablonami pro starší datový soubor (Ford 1992b) a pro nový datový soubor (Ford 1997). Pomocí této hodnoty jsem pak opravil prahové hodnoty.
Detekce prahové hodnoty byla brána jako řídící pro všechna měření. To znamená, že data pro každou oblast byla srovnána dle výšek odvozených z detekce prahové hodnoty. Nicméně pokud byly rozdíly mezi opravenými hodnotami zjištěnými prahovou detekcí a srovnáním se šablonami malé (do ~100 metrů), byla zpravidla dána přednost verzi se šablonou.

Za čtvrté: vhodnost měření byla posuzovaná dle velikosti tzv. indikátoru kvality, který porovnává hodnoty odraženého signálu před a za detekovaným prahovým signálem a je udáván v jednotkách dB. Všechna měření musela mít tento poměr alespoň 2 pro nížiny a 3 pro vrcholky. S nižším číslem se zvyšuje riziko, že prahový signál je chybný.

Za páté: při měření pomocí šablon bylo přihlíženo ke koeficientu, který udává míru shody zaznamenaného odrazu a šablony.

Za šesté: byla vyřazena měření, u kterých bylo uvedeno, že detekovaný práh je pravděpodobně chybný. Jedinou výjimkou v tomto případě je výška Maxwellova pohoří, kde jsem se tomuto vzepřel, protože vyřazeno bylo měření s velmi reálně vypadají hodnotou a velmi dobrým indikátorem kvality a navíc výborně souhlasícím s daty stereosnímků (což už se nedá říct obecně pro další měření v dané oblasti).

Za sedmé: pokud to bylo možné, byla data porovnána ze stereosnímky povrchu. Jednalo se jak o více intuitivní porovnání pomocí prostého pohledu na stereo data nebo o více sofistikované porovnání s nově zveřejněnými výškovými modely DEM, které vytvořil Robert Herrick se spolupracovníky (Herrick, Stahlke and Sharpton 2012).

Posledními údaji v mapě jsou znázorněná místa přistání (černý křížek) či dopadů (červený křížek) všech sond. Údaje o poloze jsou převzaty z publikace Ball et al. (2007). U sond, které dopadly na povrch se často jedná jen o místo vstupu do atmosféry, aktuální místo dopadu může být oproti udávanému údaji posunuto. Chybí Veněra 3, která také zřejmě dopadla na povrch Venuše, ale díky tomu, že se odmlčela ještě před příletem k Venuši, je přesnější určení místa dopadu těžko možné.

TOPOGRAPHIC MAP OF VENUS

Topographic map of Venus is now available at full resolution via Flickr. Image has 16,250×13,000 pixels and ~60 MB size. PDF version is also available here (~100 MB).

Mapa je ke stažení přes poslední sadu obrázků a ke stažení jsou k dispozici dvě varianty. Jako JPG obrázek (16250×13000 pixelů, ~60 MB) a jako PDF (~100 MB).

K závěru bych chtěl upozornit, že ačkoliv se k Venuši nechystá žádná sonda, která by v horizontu 10-ti let mohla přinést kvalitnější data, na základě kterých by se tato mapa dala podstatněji vylepšit, doporučuji zájemcům se na tuto stránku sem tam podívat, protože obrovské množství dat, které na Zem odeslal Magellan znamená, že ne všechna jsou v mapách použita (neplatí to jen pro tuto mapu), protože jednoduše došlo k jejich přehlédnutí. V blízké budoucnosti bych tato data rád vyhledal a zakomponoval do mapy. Taktéž může dojít k aktualizaci mapy kvůli přidání nových jmen na Venuši, ale k tomu nedochází ani zdaleka tak často jako u Marsu. Slibně vypadá i možnost použít výškové údaje z digitálních modelů (Herrick, Stahlke and Sharpton 2012). Také bych byl rád, kdyby mi laskaví čtenáři oznámili jakoukoliv chybu, kterou jsem v mapě přehlédl nebo udělal, ať ji mohu v pozdějších verzích opravit.

Na úplný závěr bych rád věnoval poděkování lidem, kteří mi pomohli s některými aspekty mapy a daty nutnými k její kompilaci. Dík patří samozřejmě všem, kteří se podíleli na misích sond Pioneer Venus Orbiter, Veněra 15 a 16, Magellan a také lidem od projektu planetárního radaru v Arecibu. Speciální dík patří Donaldu P. Mitchellovi za jeho svolení s použitím jím vytvořené topografické mapy severního pólu Venuše z dat sond Veněra 15/16, dále profesoru Peteru G. Fordovi za jeho pomoc s dekódováním binárních datových souborů výškoměru Magellanu a v neposlední řadě také Mikeovi Malaskovi za jeho pomoc s komunikací v angličtině.

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

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