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.

Maxwellovo pohoří

V planetologii, zejména té experimentální, se stalo dobrým zvykem nedodržovat termíny. Vzhledem k tomu jak je náročné něco k planetám vypustit, navíc aby to ještě fungovalo, je to celkem pochopitelné. Nejsem planetolog, ale také se tímto zařazuji po jejich boku. Měl jsem v plánu psát článek o něčem jiném a tím dodržet nepsané pravidlo jednoho příspěvku za měsíc. Bohužel jsem to nestihl, dojde na něj později. Ale v rámci příprav na plánovaný a zpozděný příspěvek mám nějaké materiály, které by byla škoda nezveřejnit.

Dnešní, krátký příspěvek je věnován pohoří Maxwell Montes na Venuši. Maxwellovo pohoří je velmi složitým útvarem, které se dá trochu přirovnat k Himálájím na Zemi. Část hypotéz také předpokládá, že stejně jako Himáláje vzniklo stlačením vrstev kůry. Zabírá plochu přibližně půl miliónu kilometrů čtverečních a jeho nejvyšší vrcholky se tyčí do výše přes 11 kilometrů.

Zejména obrovská výška spolu se složitostí a různorodostí terénu, dělá z tohoto pohoří výborného kandidáta pro trojrozměrné zobrazení. Naše zatím nejlepší snímky většiny povrchu Venuše pochází od americké sondy Magellan, která obíhala planetu mezi léty 1990 a 1994. Na palubě měla radar se syntetickou aperturou a rádiový výškoměr, které dodávaly užitečná data po více jak dva roky. Radar byl použit ke zmapování skoro celé planety s rozlišením okolo 120-ti metrů (malá část i s rozlišením 60 metrů) a pořizoval záběry hned třemi způsoby. V první části mise mapoval celou planetu s radarem namířeným na planetu směrem vlevo podél trajektorie letu. V druhé části mise byl radar opět namířen vlevo, ale tentokrát pod jiným úhlem, takže se pořízené snímky dají použít pro stereogramy nebo pro vytváření digitálních topografických modelů terénu. Takto byly pořízeny záběry asi 20-ti procent planety. Nakonec Magellan mapoval Venuši tak, že se díval směrem doprava. Tímto způsobem stihl zmapovat okolo 50% planety. Poté radarový systém selhal a sonda byla používána jen k mapování gravitačního pole planety.

Prostřednictvím výborné aplikace Map-a-Planet je možné si prohlédnout radarové snímky Venuše a dokonce si tzv. objednat přes email vybrané části povrchu v libovolném rozlišení. Takhle jsem si objednal sinusoidální mapy Maxwellova pohoří pořízené z vhodných úhlů a v maximálním smysluplném rozlišení 120 metrů na pixel (přesně 118 m/pix). Po částečném odstranění šumu a různých spíše estetických úpravách je výsledkem tento obrázek:

High resolution map of Maxwell Montes as an anaglyph.

With elevations more than eleven kilometers (seven miles) it's highest mountain range on Venus. This anaglyph is made from a stereo and left-look radar images which were obtained by Magellan spacecraft. Image is in sinusoidal projection with north at the top and east to the right. Resolution is 250 m/pix. For full resolution (118 m/pix) anaglyph click HERE (size is ~67 MB). All images were downloaded via an excellent website Map-a-Planet. Cross-eye viewing is possible with the StereoPhoto Maker stereo editor/viewer.

Kliknutím na něj se ale dostanete jen na stereogram při rozlišení 250 m/pix, protože Picassa neumožňuje nahrání plného rozlišení. V plném rozlišení je obrázek stáhnutelný ZDE (upozorňuji, že má skoro 70 MB). Pokud si chcete prohlédnout stereogram jako cross-eye verzi, doporučuji použít velmi užitečný japonský prográmek StereoPhoto Maker. Stačí jej otevřít jako "grey anaglyph", přepnout na "side-by-side" zobrazení a přepnout levou a pravou stranu. Obrázek je orientován tak, že sever je nahoře a východ vpravo.

Samotný popis toho co na něm lze vidět, by byl nadlouho, ale přesto alespoň pár poznámek. V levé části je například možné spatřit menší část náhorní plošiny Lakshmi Planum, místy rozbrázděné sopečnou činností. Sopečného původu jsou jak dlouhé rýhy, tak kráter v dolní části obrázku. Střední části dominuje samotné Maxwellovo pohoří. Pokud by někdo chtěl vědět, kde přesně leží nejvyšší místo Venuše, tak to zatím nevíme. Dostupná data nejsou dostatečně přesná, abychom to mohli zjistit. Konečně v pravé části leží velký (na poměry Venuše) kráter Cleopatra, jehož dno byla zřejmě kdysi zalito lávou. Ta v tomto kráteru navíc nezůstala, ale odtékala ven východním směrem (na obrázku doprava). Přitom vyhloubila hluboký kaňon, který jde vidět v pravé horní části kráteru.