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.

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.

Aktualizovaná mapa Marsu

Topographic map of Mars in scale 1 : 7 087 000.
Backround shaded relief map has resolution ~2.25 km/pix on Martian equator. All other basic information about map in english language are directly in the map (in the right lower corner). This is version of the map as 14MB JPG image. PDF version (56MB!) is available HERE.
This is updated version of the map from 11.12.2012.
Map was created by Daniel Macháček (2012).

Je tomu už téměř půl roku od doby, co jsem publikoval svou výškovou mapu Marsu. Protože jsem ji během té doby čtyřikrát aktualizoval, je tady malé zhrnutí a aktualizace pátá. Až na drobné výjimky, jako je třeba posunutí bodu přistání u vozítka Curiosity a použití hodnoty výšky Aeolis Mons z topografických map vytvořených ze snímků kamery HRSC, nedošlo k větším úpravám výškových údajů. Valná většina úprav se týká přidání nových názvů útvarů na povrchu Marsu. Mezinárodní astronomická unie (IAU) schvaluje nové názvy na Marsu docela svižným tempem, takže od časů původní mapy (z 26.6.2012) publikovala již celkem devět sad nových názvů. Zatím poslední sada byla uveřejněna 26. listopadu. Všechny nové názvy se dají nalézt na stránkách U.S. Geological Survey (USGS). Týká se to názvů publikovaných mezi 5.7.2012 (kráter Moanda) a 26.11.2012 (kráter Camichel apod.).

V aktualizacích mapy budu i nadále samozřejmě pokračovat a budou jako doposud k dispozici v původním příspěvku "Topografická mapa Marsu". Vespod příspěvku je tabulka, ve které je vždy napsána aktuální verze. Pokud by byl zájem, můžu na každou novou verzi upozornit novým příspěvkem na blogu, jinak počítám s tím, že nový příspěvek napíšu zase až po několika aktualizacích, či při podstatnějších změnách mapy.

Infografika - "špionážní" družice

Obrázek/Figure 1.
SPOT satellites. SPOT-1 was the first successful non-military high-resolution satellite.
Copyright: CNES.

Po delší době se mi podařilo dodělat druhou infografiku (první je zde), opět věnovanou kosmickým observatořím, ale tentokrát těm namířeným na Zemi. Počet družic, které sledují či sledovaly Zemi, jde do tisíců, takže jsem vybral jen ty, které mne nyní nejvíce zaujaly a to družice s optickými přístroji s vysokým rozlišením. To znamená družice sledující povrch Země v elektromagnetické části spektra s vlnovou délkou zhruba 0,38 až 12 mikrometrů. Jako vysoké rozlišení je bráno rozlišení 10 metrů na pixel (či GSD - Ground Sampled Distance nebo GRD - Ground Resolved Distance) a lepší. To znamená, že v infografice jsou i družice s velmi vysokým rozlišením (pod 1 m/pix) a to včetně vojenských družic optického průzkumu ("špionážní družice").
V seznamu ale chybí z prostorových důvodů kamery na pilotovaných lodích a stanicích. Většina stanic měla na palubě kamery s rozlišením 5 až 10 metrů, výjimkou byly některé ruské Saljuty, které nesly monstrózní kameru AGAT-1 s ohniskovou vzdáleností 7200 mm a průměrem optiky 1 metr (největší v Rusku až do příchodu moderních kamer na palubách družic Araks a Persona).

Infografika je dostupná buďto jako menší obrázek 3 (rozlišení 14 268 × 3480 pixelů) nebo jako velký obrázek (20 600 × 5078 pixelů), který je možné stáhnout zde. Samozřejmě nejlepší verzí je originální PDF, dostupné přes Google Documents.

Celá infografika je rozdělená na dvě části, oddělené šedou osou znázorňující zemský povrch a umístěnou hned pod modrým pásem, znázorňujícím přibližně tloušťku hustších vrstev atmosféry. Nad touto osou je část informující o výšce nad zemským povrchem a pod je část věnována informacím o rozlišení. Všechny družice jsou seřazeny postupně od levé strany dle data vypuštění první úspěšné družice.

Každý typ družice je v infografice znázorněn barevnou siluetou, kde barva kóduje státní příslušnost vlastníka (viz obrázek 2 s anglickými popisky). Silueta svým umístěním znázorňuje průměrnou výšku nad zemským povrchem u civilních družic a minimální běžnou výšku u družic vojenských (mnohé z těchto družic mají rozsáhlé manévrovací schopnosti a mohou klesnout krátkodobě i do nižších výškových hladin). Siluety nejsou vzájemně v nějakém přesném poměru velikostí, ale přihlížel jsem zhruba k velikostem družic, takže miniaturní družice jsou maličké (např. DLR-TUBSAT), zatímco obří družice mají siluety největší (třeba řada KH-11). Siluety jsou zpravidla zepředu, takže družice by se pohybovaly směrem ven z monitoru. Výjimkou jsou starší družice řady KH a řady Zenit, které by zepředu vypadaly až příliš fádně, takže jsou znázorněny zboku.

Přibližně z místa, kde ústí optika hlavní kamery je u družic kužel, který se rozbíhá tak, že v místě nulové výšky jeho průměr odpovídá šířce snímané území. Značky na ose v nulové výšce umožňují odhad průměru snímaného území. Delší značky jsou od sebe vzdáleny 10 km a mezi nimi jsou po pěti kilometrech umístěny značky kratší.

Obrázek/Figure 2.
Described image of the example satellite from the infographic.
Kredit/Credit: Daniel Macháček.

Pod částí s výškovými údaji je část s údaji o rozlišení, přičemž stupnice je zde logaritmická. U každé družice je pak obdélník, který dosahuje až k hranici nejlepšího rozlišení dané družice. V případě, že je družice vybavena více přístroji, které mají odlišnou šíři snímaného území, či rozlišení, jsou pak tyto informace znázorněny samostatným obdélníkem. Často nejsou o některé družici publikovány žádné oficiální údaje, takže je třeba se spokojit jen s odhady (to se týká převážně vojenských družic). Poté mají obdélníky přerušovaný okraj.

Nad každou siluetou je název družice a údaj o rocích kdy družice daného typu dodávaly, či byly schopny dodávat snímky. Na siluetě je pak v případě, že stejný typ družice letěl ve větším počtu, číselný údaj o počtu úspěšných misí. Pro lepší přehlednost a prohlížení při menším zvětšení je pak jméno družice (často i s alternativním názvem) umístěné i v obdélníku znázorňujícím rozlišení.

Další část informací o družicích je znázorněna pomocí skupinky ikon umístěných těsně nad hlavní osou. Zatím jsem jich použil pět. Dvě představují typ družice z hlediska použité technologie pořizování snímků. První z těchto ikonek (políčko filmu) je použita u družic vybavených fotografickými kamerami, které snímají terén na filmový pás, který je nakonec po několika dnech poslán na zemi ve speciálním návratovém modulu. Druhá ikonka (radioteleskop) je věnována družicím s elektro-optickými kamerami s dálkovým přenosem dat (tedy družice, které mohou poslat data na zemi téměř ihned). Vojenské družice jsou představovány třetí ikonou ve tvaru přilba. Pár družic pak má možnost fotit i tepelné vyzařování objektů. Ty jsou znázorněny ikonou "TIR" (Thermal Infrared). V několika případech byly družice vybaveny i videokamerami, v infografice jsou vyznačeny ikonkou ve tvaru filmové kamery.

V současné době je infografika dodělána v podobě jednoho velkého souboru PDF, i když v budoucnu se snad dostanu i k menší vícestránkové verzi. Jednou z nevýhod této velké jednostránkové infografiky je špatná kompatibilita s Acrobat Readerem, alespoň mně se v něm tato vůbec nezobrazí. Proto doporučuji raději zvolit jiný prohlížeč, třeba velmi malý, přesto výkonný prohlížeč SumatraPDF (autor Krzysztof Kowalczyk).

Obrázek/Figure 3.
HIGH-RESOLUTION OPTICAL EARTH OBSERVATION SATELLITES
This is slightly smaller image version of the infographic (14 268 × 3480 pixels). Bigger image is available here (20 600 × 5078 pixels). Full PDF version is here. I cannot open this PDF in Acrobat Reader, so I recommend different PDF viewer, for example SumatraPDF (author Krzysztof Kowalczyk).
Kredit/Credit: Daniel Macháček.

Protože informace o vojenských družicích jsou často velice mlhavé, což pak mimo jiné vede k tomu, že se často objeví informace o parametrech, které jsou úplně mimo fyzikální a technickou realitu, přidal jsem pasáž věnující se krátce odhadům, použitým u těchto družic. Na začátek bych se zastavil u jednoho mýtu, který koluje velmi často. Je to oblíbené tvrzení, že to co vojáci zveřejní, je na daleko horší úrovni, než to co mají k dispozici v současnosti. Ano, to je částečně pravda. Agentury vojenského charakteru skutečně zpravidla nezveřejňují data o svých nejnovějších družicích. Zveřejňují je ale technicky vzdělaní autoři časopisů, jako je třeba Aviation Week nebo Jane's, kteří mají jednak své "speciální" zdroje a samozřejmě také vycházejí z informací, které se utajit nedají, jako je třeba velikost rakety, která tuto družici vynesla, či parametry oběžné dráhy družice. Vojenským průzkumným družicím se také věnují mnozí autoři z řad analytiků, kteří jsou schopni z jednotlivých střípků složit často velmi přesný obrázek o jejich schopnostech, či dokonce vzhledu (namátkou Jeffrey T. Richelson, Dwayne Day či Charles P. Vick).
Obecně platí, že navzdory tomu, že vojenské organizace mají na projekty více finanční prostředků, stále jsou limitovány fyzikálními omezeními (zejména difrakcí) a úrovní soudobé techniky. Proto i tak finančně zajištěné organizaci, jako je americká NRO, se může stát, že není schopna zajistit dotažení do konce u všech svých projektů (viz třeba projekt FIA a jeho FIAsko optické části).

Čína:

O čínském programu je známo jen velmi málo přesných údajů a většina informací jsou jen odhady odvozené z analýzy publikovaných snímků čínských družic a jejich velikosti. V infografice jsou použity odhady, které se zdají být dostatečně věrohodné a nepopírají ani fyzikální zákony ani reálné možnosti technologií.

Obrázek/Figure 4.
HELIOS-II, first European very high-resolution satellite.
Copyright: EADS-ASTRIUM.

Francie:

Francie patří mezi průkopníky civilních družic s vysokým rozlišením (řada SPOT, viz obr.1), ale od 90. let rozvíjí i program vojenských družic Helios. Ty mají mnoho společného s družicemi řady SPOT, ale využívají výkonnější kamery. Přesné parametry jsou utajované, ale rozlišení je u první generace (Helios 1) většinou udávané okolo jednoho metru a u druhé (Helios 2, obr.4) mezi 0,25 až 0,5 metry. V infografice je Helios 1 uveden s rozlišením 1 metr a s lineárním čidlem (TDI?) CCD s 10 000 prvky. U Heliosu 2 oficiální zdroje naznačují, že je použito obdobné technologie jako u družice SPOT-5 a to dvojice lineárních čidel CCD, které jsou oproti sobě posunuty o půl pixelu (příčně ke směru letu). Syntézou dat z obou čidel je pak získán dvakrát zvětšený snímek, přičemž skutečné rozlišení je asi o 2/3 lepší. Helios 2 je brán se dvěmi lineárními čidly s 20 000 prvky při rozlišení 0,5 m/pixel a možností přepočtení na 0,25 m/pixel s efektivním rozlišením okolo 0,35 m/pix. U družic typu Helios 2 je také oficiálně známo, že jsou jako jedny z mála vybaveny termovizním kanálem (pracujícím zřejmě v pásmu 3 až 5 mikrometrů).

Izrael:

Kupodivu přesných informací o izraelském programu vojenských družic je docela dost a to i z oficiálních zdrojů. Informace jsou dostatečně dobře známy na to, abych je v infografice neuváděl jako odhady, ale fakta (více viz zdroje informací).

Obrázek/Figure 5.
Soviet/Russian Yantar-4K (Kobalt) reconnaissance satellite. Image is from Daniel Marín's blog. Image link redirects you to his page with lots of other images of the Russian reconnaissance satellites.
Copyright: Novosti Kosmonautiky (?).

SSSR/Rusko:

Narozdíl od USA neběží v Rusku žádný podobný program postupného odtajňování informací o průzkumných družicích spojený s oficiálním publikováním dokumentů. Některé informace nejsou sice nadále utajovány, ale jejich zveřejnění je většinou spíše zásluhou různých zainteresovaných lidí, ať už z vojenského prostředí nebo přímo od firem vyrábějících tyto družice. Hodně informací je možné nalézt zejména v časopise Novosti Kosmonautiky a na jeho internetových stránkách. Mnoho starších družic projektu Zenit je umístěno v muzeích a tamtéž je možné najít i nejstarší zástupce projektu Jantar (obr.5). Na základě publikovaných informací o průměrech optiky a použitých formátech filmů je možné si udělat docela přesný obrázek o schopnostech těchto družic. Navíc některé vojenské průzkumné družice byly později využity v civilním programu (Zenit->Resurs-F, Jantar->Resurs-DK), takže mnoho dalších informací proniklo na veřejnost. I o novějších družicích typu Orlets se objevilo několik zajímavých informací (v Novosti Kosmonautiky).Používají například speciální panoramatickou kameru se zrcadlem o průměru 90 cm a obrovským filmovým formátem. Jedno políčko filmu měří neuvěřitelných 2,5×0,4 metru. Jedním snímkem je možné pokrýt rozlohu srovnatelnou s Českou republikou, Skotskem či Jižní Karolínou (až přes 74 000 km²).

Obrázek/Figure 6.
American military mapping reconnaissance satellite KH-9 HEXAGON in hangar.
Copyright: Lockheed (?).

USA:

Údaje o amerických průzkumných družicích jsou převzaty zejména z odtajněných materiálů organizace NRO (National Reconnaissance Organisation). U starších průzkumných družic řady KH (KH-1 až KH-9 - obr.6) bylo zveřejněno velké množství materiálů, které umožňují odvodit většinu podstatných parametrů, jako je rozlišení a velikost snímaného území. Výjimkou jsou jen družice s rozlišením lepším než dvě stopy. Z oficiálně odtajněných jsou to jen družice KH-7 a KH-8 programu GAMBIT-1/3. V jednom z odtajněných dokumentů byl ale tento údaj nechtěně ponechán, takže víme, že rozlišení ke konci programu (2. pol. 70. let až 1. pol. 80. let) bylo v ideálním případě lepší než 4 palce (~10 cm). To odpovídá i odhadům založených na znalosti optického systému a fyzikálních zákonech (zejména tzv. difrakčního limitu pro daný průměr vstupního optického členu a vlnové délce elektromagnetického záření zaznamenávaného kamerou). Rodina družic odvozených od digitálního systému KH-11 je utajovaná a údaje jsou jen odhady založené na jejich velikosti, na odhadovaném průměru velikosti zrcadla (2,34 metru později zvětšeném na průměr mezi 2,4 až ~3,05 m), velikosti průměru zorného pole (až ~2°) a velikosti lineárních CCD čipů se zohledněním k postupnému technickému vývoji, takže nejnovější družice mají lepší parametry než starší typy. Dále bylo publikováno, že přinejmenším první družice KH-11 pořizovaly snímky podobně jako KH-7 a KH-8 v delších pásech po směru letu (viz obr.7) a průměr zobrazovaného území byl srovnatelný či menší. Později přibyly digitální mapovací a možná i panoramatické kamery, protože družice pozdějších typů musely alespoň částečně nahradit schopnosti předchozích typů KH-8 a KH-9. V infografice jsou tyto rozdíly vyjádřeny rozdělením družic rodiny KH-11 na 4 subtypy Block I až Block IV. Zřejmě ojedinělá družice označovaná někdy jako "8X" nebo EIS (Enhanced Imagery System) je znázorněna jako obdoba družice KH-9 Hexagon se dvěmi kamerami s 2,4 metrovými zrcadly stejného typu, které loňský rok darovala NRO organizaci NASA. Darované optické systémy pochází z 90. let, jsou označovány jako space proven (vyzkoušeny v kosmu, či simulovaných kosmických podmínkách) a jsou natolik kompaktní, že je možné je umístit napříč do válce o průměru čtyř metrů (odpovídá zhruba max. průměru družic KH-11). Tato idea je pokud vím, má vlastní. Více o těchto teleskopech, které představovaly špičku na přelomu tisíciletí, je možné se dozvědět zde. "Neviditelná" družice programu MISTY je zahrnuta pod programem KH-11 Block III.

Obrázek/Figure 7.
Famous leaked picture of the Soviet Kiev aircraft carrier from USA military electro-optical reconnaissance satellite KH-11. Linear nature of the CCD detectors is clearly visible (image is from push broom imager).

Zdroje informací:

Většina údajů o civilních družicích je převzata ze stránek eoportal.org, které jsou vybaveny i konkrétními citacemi na originální zdroje informací. Pokud byly nějaké informace rozporuplné, snažil jsem se dohledat i další zdroje, ale hlavně ověřit dané parametry výpočtem na základě publikovaných dat. Například u francouzských družic řady Pleiades je někdy udáváno rozlišení 0,5 m/pix, přestože optika této družice takového rozlišení neumožňuje dosáhnout. Pravdivý je tedy druhý udávaný údaj, který se vyskytuje a to 0,7 m/pix (ten už není v rozporu s fyzikou). Informace o startech družic všech typů jsou často získány ze stránek astronautix.com, Space 40, či Gunter's Space Page. Údaje o vojenských družicích jsou kompilace informací z mnoha zdrojů, z nichž nejdůležitějšími jsou odtajněné materiály o projektech KH-1 až KH-9 od americké NRO, zejména série publikací Perry Histories či dokument HEXAGON (KH-9) MAPPING CAMERA PROGRAM AND EVOLUTION. Dalšími zdroji jsou výše zmíněné stránky (Astronautix, Space 40, Gunter's Space Page, eoportal.org) a také globalsecurity.org. Někdy existují i pro vojenské družice oficiální stránky, jako je tomu třeba u programu Helios (nebo zde - PDF). Informace (nebo odhady) o čínském programu družic elektrooptického průzkumu jsou převzaty z materiálů britského nakladatelství Jane's a internetových stránek dragoninspace.com a sinodefence.com. Údaje o izraelském programu průzkumných družic jsou získány ze stránek defense-update.com a stránek společnosti Elbit, která výrábí kamery pro tyto družice. Jak už bylo zmíněno výše, hodně informací o ruském a sovětském programu vojenských družic je převzata z Novosti Kosmonautiky a také analýzou fotografií umístěných na internetovém fóru tohoto časopisu. Ty jsem porovnával s odhady uvedenými na těchto zajímavých čínských stránkách, které obsahují tabulku s odhady rozlišení. Na mnoho zajímavých informací je také možné narazit na fóru Nasaspaceflight. Analýza publikovaných fotografií byla důležitým zdrojem u většiny vojenských družic, protože umožňuje určit možný rozsah průměru zrcadel a tedy i výsledné rozlišení systémů. Šířku snímaného pásu jsem například odvozoval ze známých parametrů optiky, či jejich odhadů. Pokud nebyly k dispozici, použil jsem odhad založený na možné velikosti lineárních čidel (od 5000 pixelů po maximum 100 000 pixelů) a jejich odečítací rychlosti (maximálně ~110 000 řádku za sekundu), která má přímý vliv na výsledné rozlišení. Na závěr bych dodal, že odhady jsou stále jen odhady a na přesná data si budeme muset počkat až do odtajnění dokumentů, ke kterému dříve či později dojde. To už ale budou k dispozici nové družice s lepšími parametry, které budou opět "jen" odhadovány analytiky.