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.

Marťanské extrémy

Poslední příspěvek, který se týká přímo topografie Marsu, jsem plánoval již od mých prací na marsovské mapě (viz. předchozí příspěvek). Díky "nabobtnání" množství obrázků se mi jej podařilo dodělat až nyní.
A otázka, kterou v něm řeším se přímo nabízí, když už se zabýváme topografií.
Která místa Marsu jsou nejvýše a nejníže položená?

Co se týče nejvyššího místa, pak odpověď na tuto otázku známe již delší dobu. Když v roce 1971 přilétla k Marsu americká sonda Mariner 9 a stala se jeho první umělou družicí, povrch Marsu byl téměř kompletně skryt před našimi zraky globální prachovou bouří. Monotónní vzhled Marsu, jako koule bez výraznějších detailů, ale narušovaly v oblasti pojmenované Tharsis čtyři tmavší body. Bylo zřejmé, že se musí jednat o hory, které jsou natolik vysoké, že jejich vrcholky ční nad okolním prašným příkrovem planety. Mariner 9 nebyl vybaven žádným dálkoměrem, který by byl schopen přímo měřit výšky, ale byl vybaven citlivým spektrometrem. Díky tomuto přístroji je možné přibližně zjistit množství oxidu uhličitého v atmosféře v různých místech a z toho pak odvodit parametry atmosféry jakými jsou např. tlak či hustota. A stejně jako na Zemi se i na Marsu mění tlak s výškou. Další možností je použit vhodné snímky daného útvaru pořízené z odlišných úhlů pohledu a použít metodu stereogrametrie. Jako nejpravděpodobnější kandidát na titul nejvyšší marsovský útvar byl tak už v 70. letech minulého století nominována hora (sopka) Olympus Mons s udávanou výškou okolo 27 km (obr.1, převzatý ze staršího příspěvku, v rozlišení ~50 m/pix).

Obrázek/Figure 1.
Mosaic of the Olympus Mons volcano, the highest feature on Mars (21,281 m), made from 12 images taken by Viking Orbiter 1 (NASA/JPL) spacecraft. Resolution is ~50 m/pix. North is up and east is right. More info about this mosaic here.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Na přesná měření jsme si ale museli počkat až do roku 1997, kdy sonda Mars Global Surveyor začala mapovat Mars (mimojiné) pomocí laserového dálkoměru MOLA. Tento velmi přesný přístroj pořídil velké množství výškových profilů této hory. Nejvyšší naměřená hodnota nakonec dosáhla 21 280,76 metru a to konkrétně při okraji kráteru Pangboche (viz obr.7). Tento údaj je vztažen k tzv. areoidu, což je model povrchu s konstatním gravitačním potenciálem se započítaným rotačním potenciálem. Použitý model má označení mgm1025. Areoid je v podstatě obdoba mořské hladiny, ke které jsou vztahovány údaje o pozemské topografii. Pokud se zajímáte o podobné věci podrobněji, jistě si všimnete, že na tom údaji něco nesedí. Většina zdrojů (a to včetně NASA), udává jiné hodnoty, které se často liší i o více než 100 metrů.
Jak je to možné?
Odpověď je snadná. Většina údajů o výšce této hory je odvozena z výškových map (ze Smith et al., 2003). Protože tyto mapy jsou vytvořeny pomocí interpolace z výškových profilů a to v různých rozlišeních, jsou v těchto mapách údaje zkresleny. Přitom pro většinu útvarů platí, že vyšší rozlišení mapy rovná se přesnější údaje. Nejpřesnější údaje tak teoreticky dává mapa v rozlišení 128 pixelů na obloukový stupeň, což je zatím nejdokonalejší kompletní výšková mapa Marsu. Přesto, pokud někdo chce nejpřesnější údaje, musí se podívat na původní zdroje dat a použít přímo výškové profily publikované v datasetu MGS-M-MOLA-3-PEDR-L1A-V1.0 (Smith et al., 1999). Údaje z nich se dají velice snadno získat pomocí vyhledávače Mola PEDR Query. Nicméně každý přístroj někdy vyplivne nesmyslný nebo nepřesný údaj. Může být výše zmíněná hodnota chybná? Samozřejmě, to se stát může. Proto je dobré se podívat i na další měření, zvláště byla-li pořízena sondou jindy. Pokud jsou pak hodnoty podobné, pak je pravděpodobné, že daná hodnota je pravdivá (v rámci přesnosti měření, viz třeba příspěvek Topografická mapa Marsu). A jaký je tedy výsledek?
Čtyři nejvyšší hodnoty naměřené dálkoměrem MOLA pro výšku Olympus Mons jsou 21 280,76, 21 279,13, 21 277,86 a 21 275,43 metrů. Tyto hodnoty jsou si nejen velmi blízké, ale navíc byly všechny pořízeny v rámci různých výškových profilů a v různé dny. Z toho vyplývá, že nejvyšší údaj velmi pravděpodobně není chybou, ale spolehlivým měřením. K tomu je dobré dodat, že výškoměr MOLA není schopen měřit menší topografické útvary než pár desítek metrů v průměru a navíc nepokryl dokonale každičkou oblast Marsu (viz dále), takže skutečná výška bude zřejmě ještě o něco vyšší, snad okolo 21 300 metrů.

Obrázek/Figure 2.
Anaglyph of the area between northern Hellas Planitia and crater Huygens. The lowest place on Mars is in the left part of this image (look at fig.7). North is right and east is down. Anaglyph is made from stereo images from Mars Express' HRSC camera (images H0532_0000_S13 and H0532_0000_S23).
Resolution is ~200 m/pix. Date (for source images): 20.6.2004.
Kredit/Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejvyšší místo máme za sebou a před sebou to nejnižší. Už od dob Marineru 9 bylo podezření, že tímto místem je dno obří impaktní pánve Hellas Planitia. Než došlo na přesná měření pomocí výškoměru MOLA, byly uváděny hodnoty hloubky od 3 do 6-ti km. Pánev Hellas je ale rozsáhlá oblast o průměru ~2000 kilometrů a přesná poloha nejníže položeného místa byla docela záhadou. Data z výškoměru MOLA pomohla toto místo jak určit, tak i změřit hloubku. Ukázalo se, že nejnižším místem je menší nepojmenovaný kráter, ležící v severní části pánve a změřená hloubka dosáhla -8197,51 metru pod nulovou hladinou areoidu mgm1025. Byly zaznamenány další čtyři údaje menší než -8180 metrů, ale ty jsou součástí stejného výškového profilu. Nejnižší hodnota z jiného výškového profilu je -8179,09 metru. Přesto jsou to dost blízké hodnoty, takže nejnižší údaj je možné brát jako věrohodný. Ve výškových mapách vygenerovaných z těchto profilů je dokonce nejnižší údaj -8208  metrů, což dobře ilustruje jaké zkreslení výškových údajů mohou mít na svědomí interpolační algoritmy použité při tvorbě těchto map.
Jak už jsem se zmínil, MOLA nebyl dokonalý přístroj (což ostatně platí pro všechny přístroje) a měl svá omezení a mouchy. Během svého provozu nejenže neproměřil úplně celý povrch Marsu, či bylo měření nepřesné (i když to se stávalo jen zřídka), ale někdy i ve správně změřených výškových profilech prostě vypadla data. To znamená, že tento výškoměr mohl menší útvary snadno přehlédnout či minout. Přitom v extrémních případech mohl mít takový přehlédnutý útvar až 12 km v průměru!
Na palubě evropské sondy Mars Express, která zkoumá Mars už od roku 2003, je speciální kamera HRSC, která také umožňuje vytvářet výškové modely marsovského povrchu, tentokrát ze stereoskopických snímků (Roatsch, 2008). Jeden takový (po úpravách), pokrývající oblast od kráteru Huygens až po část dna planiny Hellas, včetně nejnižší oblasti Marsu (levá část anaglyfu, viz obr.7), je v anaglyfové podobě na obr.2. Byl vytvořen ze dvou obrazových map H0532_0000_S13 a H0532_0000_S23 (dostupné zde) vytvořených ze snímků pořízených 20.6.2004. Rozlišení anaglyfu je 200 m/pix.
Pokud se výškové modely z této kamery vhodně propojí ("nafitují") s daty výškoměru MOLA, je možné měřit topografii terénu Marsu i v oblastech, které MOLA minul. A zrovna v případě nejnižšího místa Marsu, menšího kráteru v planině Hellas, výškoměr MOLA zcela minul centrální oblast tohoto kráteru. Snímky z kamery HRSC a z nich vycházející výškový model terénu, ukazují, že uvnitř leží další, menší kráter. Dno tohoto kráteru leží přibližně -8530 metrů pod nulovou hladinou areoidu.

Obrázek/Figure 3.
Anaglyph comparison between MOLA digital terrain model (DTM) and HRSC DTM in area around the lowest place on Mars. You can see, that the lowest point on Mars (small crater in bigger crater) is entirely missing in MOLA DTM. North is up in these images.
Kredit/Credit: NASA/JPL/GSFC/ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Na obrázku č.3 je možné porovnat anaglyfy této oblasti, vytvořené z výškového modelu založeného na datech výškoměru MOLA (vlevo) a z kamery HRSC (vpravo). Ihned je patrné, že výškový model z MOLA postrádá onen středový kráter ve větším kráteru. V případě HRSC je terén vykreslen s podstatně větším množstvím detailů, ale i zde je možné si všimnout oblastí, kde naopak MOLA model je přesnější. To souvisí zřejmě s nižší výškovou přesností modelů z HRSC (+/- >10 metrů vs. +/- jednotky metrů u MOLA) nebo absencí výraznějších detailů na snímcích (model pak znázorňuje plochý terén). Proto je dobré data z obou přístrojů (MOLA i HRSC) vhodně kombinovat a vzájemně porovnávat. V tomto případě se třeba ukázala výhoda HRSC, spočívající v lepším pokrytí. Pokud bychom se ale podívali třeba na výškové údaje z výškového modelu pro Olympus Mons, pak model založený na snímcích HRSC dává výšku "jen" 21 234 metrů (model H0037_0000_DA4), což je, vzhledem k množství a kvalitě měření z výškoměru MOLA, evidentně dosti nepřesná hodnota.

Obrázek/Figure 4.
Part of the best image of the area around the lowest place on Mars (-8,530 m). The lowest place on the Mars is in the central crater in the big crater. Image (P16_007438_1462_XN_33S297W) was taken by CTX camera onboard MRO spacecraft. Color is from images from HRSC camera (images from series h0532_0000 with red, green and blue filters). North is up and east is right.
Resolution is ~13 m/pix. Date: 27.2.2008 (CTX).
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS/ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejlepší snímek (P16_007438_1462_XN_33S297W, dostupný třeba zde) dané oblasti pořídila 27.2.2008 americká sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) pomocí kamery CTX. Výřez z tohoto snímku, zobrazující jen malý kráter s nejnižším místem na Marsu, centrálním menším kráterem (viz obr.7) je na obr.4. Protože byl snímek černobílý, obarvil jsem jej pomocí barevných snímků z kamery HRSC (snímky sekvence h0532_0000 pořízené přes červený, zelený a modrý filtr). Originální rozlišení bylo okolo 6,5 metru, ale obrázek č.4 je zmenšen na rozlišení ~13 m/pix. Díky použití metody binning jsem tak mohl zvýšit dynamický rozsah a zvýraznit některé detaily.

Obrázek/Figure 5a,b.
Stereoscopic images of the Dokka crater (anaglyph and cross-eye). Lowest place in the Dokka crater is the closest point to the center of the Mars (3,372.78 km to the center). Stereoscopic images are made from images, which were taken by HRSC camera (images from series h5488_0000). North is right and east is down.
Resolution is 25 m/pix. Date: 10.4.2008.
Kredit/Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejvyšší a nejnižší místa na Marsu známe a zde bych mohl tedy skončit. Co když ale budeme brát výšky vzhledem k nějaké pevně dané hodnotě poloměru Marsu a nejvyšší, resp. nejnižší místo pak bude odpovídat místu, které je nejdále, resp. nejblíže ke středu Marsu. Bude se jednat opět o ta samá místa?
Nejvzdálenější bod od středu Marsu je skutečně opět okraj kráteru Pangboche. Ten leží plných 3417,394 kilometrů od středu Marsu. Pokud použijeme jako referenční hodnotu poloměru rovníkový poloměr 3396 km, který je často používán při reprojekci snímků Marsu (Mars je brán jako koule o poloměru 3396 km), pak je výška 21 394 metrů.
Ale nejblíže ke středu Marsu se nedostaneme v pánvi Hellas. Naopak bychom museli cestovat téměř na opačnou stranu Marsu, do severních oblastí mrazivých pouští planiny Vastitas Borealis. Zde leží více než padesátikilometrový kráter Dokka. Tento kráter má neobvyklý vzhled. Uprostřed je velmi hladký a zdánlivě plochý. Jak už jsem zmínil, leží tento kráter ve vysokých severních šířkách, není teda až takovým velkým překvapením, že téměř celý vnitřek kráteru vyplňuje masivní ledovec. Ten je dobře vidět na stereoskopických obrázcích č.5a/b (černobílý anaglyf a barevný "cross-eye") vytvořených z map (h5488_0000_re3, h5488_0000_gr3, h5488_0000_bl3, h5488_0000_s13, h5488_0000_s23, dostupné zde) odvozených ze snímků kamery HRSC pořízených 10.4.2008. Rozlišení je 25 m/pix. Barevný obrázek ve stejném rozlišení, ale s lepším zvýrazněním detailů (opět byl použit binning) je k dispozici na stránkách Planetary Society.
Nejnižší místo tohoto kráteru má hloubku -6096 metrů pod nulovou hladinou areoidu mgm1025. Jeho vzdálenost od středu planety je však jen 3372,78 kilometrů. Tomu odpovídá hloubka 23 220 metrů pod hladinou rovníkového poloměru (3396 km) a o 44 614 metrů níže než vrcholek hory Olympus Mons!

Obrázek/Figure 6.
Part of the best image of the Dokka crater. Image (G01_018581_2828_XN_77N145W) was taken by CTX camera onboard MRO spacecraft. Color is from images from HRSC camera (images from series h5488_0000 with red, green and blue filters). North is up and east is right.
Resolution is ~13 m/pix. Date: 14.7.2010 (CTX).
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS/ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/Daniel Macháček.

Nejlepší snímek (G01_018581_2828_XN_77N145W, dostupný zde) kráteru Dokka pořídila opět kamera CTX sondy MRO dne 14.7.2010. Tentokrát byl snímek pořízen, když bylo Slunce nízko nad marsovským obzorem, takže je velmi dobře patrná topografie terénu. Výřez ze snímku je na obr.6. Výsledek jsem opět obarvil barvou z map ze snímků HRSC (barevné mapy sekvence h5488) a velikost jsem dvakrát zmenšil (rozlišení je opět asi 13 m/pix). Barevnou informaci je třeba nyní brát obzvláště s rezervou, protože byla přidána ze snímků pořízených při podstatně jiném osvětlení.

Obrázek/Figure 7.
The lowest and highest points on the Mars, their approximate localization in high resolution images (fig.1, fig.4 and fig.6) and elevation data (in meters) referenced to the areoid mgm1025, or equatorial radius 3396 km (numbers in brackets).
Kredit/Credit: Daniel Macháček.

Obrázek č.7 shrnuje celý příspěvek a obsahuje pokud možno co nejpřesnější informace o poloze nejnižších a nejvyšších míst na snímcích s nejvyšším rozlišením (obr.1, 4 a 6). Je uveden výškový údaj jak vzhledem k areoidu mgm1025, tak vzhledem k rovníkovému poloměru Marsu (pro 3396 km). Všechny obrázky (v celém příspěvku) jsou orientovány přibližně tak, že sever je nahoře a východ vpravo, jen stereoskopické obrázky mají sever vpravo a východ dole.

UPDATE (1.8.2012):

Zdá se, že jsem zaměnil rovníkový poloměr Marsu (3396 km používaný pro účely mapování Marsu, přesně 3396,19 km) se středním poloměrem Marsu, který činí jen 3389,5 km (podle IAU2000). Protože se většina map zobrazuje v případě Marsu na kouli o poloměru 3396 km, tuto hodnotu jsem v textu ponechal, jen jsem opravil střední poloměr za rovníkový. Jako zajímavost ale uvádím, že při použití středního poloměru je výška hory Olympus Mons podobná dříve udávané hodnotě ~27 kilometrů (přesně 27 894 metrů).

Reference:

(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.

(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.E., M.T. Zuber, G.A. Neumann, E.A. Guinness, and S. Slavney, Mars Global Surveyor Laser Altimeter Mission Experiment Gridded Data Record, MGS-M-MOLA-5-MEGDR-L3-V1.0, NASA Planetary Data System, 2003.

Stříbrná planina

K planetě Mars mám ambivalentní vztah. Na jednu stranu mi trochu vadí, že se mu věnuje tolik pozornosti a ignorují se další tělesa Sluneční soustavy, z nichž mnohá jsou přinejmenším stejně zajímavá, ne-li zajímavější než Rudá planeta, ale na druhou stranu, když si procházím mraky snímků Marsu, musím uznat, že Mars je zajímavá a nádherná planeta, která je v mnoha směrech velmi podobná Zemi. Nedávno jsem byl požádán, zda bych se nemohl podívat na nějaký pěkný snímek sopky Pavonis Mons. Při prohlížení starých snímků ze sond Viking jsem narazil i na pár snímků této hory, ale se žádným jsem nebyl spokojen. Nakonec mou pozornost vzbudily snímky úplně jiné oblasti, ne tolik známé, ale přesto velmi zajímavé.

Několik tisíc kilometrů na jihovýchod od známé vulkanické oblasti Tharsis a jejich čtyřech masivních sopek, se nachází obří impaktní pánev Argyre Planitia. S průměrem přes tisíc kilometrů se jedná o druhou největší impaktní pánev Marsu (po Hellas Planitia). 24. července 1976 pořídila sonda Viking Orbiter 1 úžasnou mozaiku, která pokrývá oblast Marsu od této planiny až po záhadnou, v dřívějších dobách tektonicky aktivní oblast Thaumasia Fossae.

Obrázek/Figure 1.
Viking Orbiter 1 mosaic of the regio between Argyre Planitia and Thaumasia Fossae.
Mosaic is made from 36 filtered (violet, red filter) images (from 034a11 to 034a46).
Green images were obtained as synthetic images from red and violet images.
East is up and north is to the left.
Date 24.7.1976. Resolution is ~800 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Viking pořídil sadu 36-ti snímků (034A11 až 034A46) ve dvou barvách (fialová a červená). S použitím syntetických zelených snímků je pak možné poskládat barevnou mozaiku (obr.1). Přesné rozlišení této mozaiky neznám (archív snímků z Vikingů obsahuje jen velmi vágní informace o rozlišení), ale na základě průměrů kráterů a dalších objektů je odhadem 800 metrů na pixel. Protože snímky byly do vhodného tvaru měněny pomocí aplikace bUnwarpJ a byly mírně zvětšeny, odhaduji, že nejmenší viditelné detaily mají asi 2 kilometry v průměru. Pro větší kontrast byla celá mozaika částečně filtrována další aplikací CLAHE. Obě zmíněné aplikace jsou dostupné jako pluginy pro program ImageJ. Poprvé jsem během zpracování snímků sáhl po zajímavém programu Image Analyzer (Michael Vinther), který umožňuje přímo upravovat frekvenční složky snímku a tak odstranit třeba některé specifické typy šumu v obraze.

Obrázek/Figure 2.
Information image for text.
There are named surface features (blue), elevation points for some distinctive topographical features (black), height profile from fig.4 (red) and GPR radar profile from fig.5 (green) in this image.
This image is also properly oriented (east is to the right and north is up).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Mozaika pokrývá zajímavou oblast táhnoucí se od řetězu kráterů Lohse, Helmholtz, Wirtz a Galle, přes Argyre Planitia až po planiny okolo tektonických zlomů Thaumasia Fossae a úplně na okraji (vlevo dole) je vidět i další pásmo tektonických zlomů Claritas Fossae. Obrázek č.2 představuje pomůcku, která umožní lépe se orientovat v této mozaice a obsahuje všechny informace relevantní k textu. Je také zobrazena tak aby východ byl vpravo a sever nahoře. Mozaika na obr.1 má východ nahoře čistě z estetických důvodů.
Během přípravy mozaiky jsem se také podíval, zda nemám po ruce nějaký článek o této oblasti. Překvapivě jsem našel jeden odborný článek, který se věnuje celý jen Argyre planitia. Ne že by o této oblasti nikdo nepsal, ale ne vše je veřejně dostupné a takový pěkný, dostupný článek vždy potěší. Práce Topography and morphology of the Argyre Basin, Mars: implications for its geologic and hydrologic history (autoři Harald Hiesenger a James W. Head III) shrnuje informace, které byly dostupné do roku 2002 a doporučuji ji pro bližší informace o planině Argyre (dostupná je zde - PDF). Dle informací v tomto článku je planina Argyre, pojmenovaná po mýtickém řeckém ostrově s hojností stříbra, široká asi 1700 kilometrů (po poslední prominentní prstenec kráterových pohoří), s tím, že je možný průměr až 2750 km. Autoři použili tehdy dostupná data z laserového výškoměru MOLA sondy Mars Global Surveyor (MGS) a určili maximální hloubku na více než 5 km (-5121 m) pod střední úrovní Marsovského povrchu (tzv. areoidu). Jedná se o sníženinu v menší kráteru v kráteru Hooke. Maximální výšku v této oblasti pak změřili 5393 metrů u jednoho z vrcholků Charitum Montes.

Obrázek/Figure 3.
32 pixel per degree elevation map of the Argyre Planitia.
Resolution is 1852 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Nevím jak jsou na tom obecně další obory vědy, ale v oblasti planetologie je zvykem data zveřejňovat a i amatér si může prohlédnout data, která používají vědci při psaní podobných článků. A protože jedna z mých slabostí se týká topografických čísýlek, zkusil jsem se mrknout na veřejně dostupná data z laserového dálkoměru MOLA také. Laserový dálkoměr MOLA byl velmi přesný přístroj, který umožnil měřit topografii terénu Marsu s přesností na metry. Měření probíhá tak, že se vyšle z přístroje laserový paprsek, který se poté odrazí od povrchu a tento odražený paprsek pak přístroj zpětně detekuje. Z doby mezi vysláním paprsku a jeho dopadem je pak možné změřit vzdálenost sondy od povrchu a tedy i topografie terénu. Při každém "bliknutí" ozáří laser plošku přes 100 metrů širokou. Proto každé měření představuje nakonec "jen" jakousi průměrnou vzdálenost k této ploše. Přesto je takové rozlišení úžasné. V době psaní článku ještě nebylo k dispozici tolik měření (přístroj stále pracoval), a proto je zajímavé porovnat, jak si stojí hodnoty určené pro planinu Argyre nyní, když už máme všechna data. Obrázek č.3 představuje výškovou mapu planiny Argyre při rozlišení nižším než maximálním, jen pro ilustraci, jak taková mapa vypadá. Je to výřez z výškové mapy při 32 pix/°. Pro oblast Argyre jsou k dispozici i mapy při rozlišení 128 pix/°, kde jeden pixel představuje čtvereček velký 463 metrů nebo přímo originální výškové profily z výškoměru MOLA, kde každý bod pokrývá plošku 160×300 metrů. Ještě přesnější data lze získat kombinací dat výškoměru MOLA se stereoskopickými snímky kamery HRSC sondy Mars Express. Obecně platí, že přesnější data znamenají nárůst maximálních hodnot (u vrcholků) a zmenšování minimálních hodnot (u prohlubní).
Jak tedy dopadla měření?
Nejnižší bod leží na stejném místě (v kráteru Hooke), ale je 5269 metrů pod střední hladinou Marsovského povrchu. Nejvyšší místo je opět tam, kde jej měřili i Head s Hiesengerem, ale nyní se hodnota vyšplhala na 6143 metrů! Takže tři čtvrtě kilometru navíc. Rozdíl mezi nejnižším a nejvyšším místem v rámci planiny Argyre je tedy více než 11 410 metrů. Poprvé když jsem se díval na hory na okraji Argyre, byl jsem si vědom, že zdání klame a že jsou dost vysoké, ale nenapadlo mne, že jsou srovnatelné s nejvyššími pohořími na Zemi. O něco nižší hora ležící mezi údolími Surius a Dzigai Vallis má "jen" 5300 metrů na výšku, ale terén rychle klesá více než 2500 metrů pod nulovou hladinu, takže se tyčí do výšky skoro osmi kilometrů nad centrální planinu ve středu Argyre.

Obrázek/Figure 4.
Elevation profile of the Dzigai Vallis.
Axis x (distance) is in kilometers and axis y (height) is in meters. Heights are correlated to the Martian areoid. Profile is marked as red line in fig.2.
Resolution is 463 m per measurement.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

V dávných dobách, kdy Mars byl ještě relativně vlhkou planetou, proudily do Argyre řeky pramenící v jižních polárních oblastech Marsu. Pozůstatkem z těchto dob jsou hluboká údolí v okolí Argyre (Surius, Dzigai a Palacopas Vallis) a komplikované sítě řečišť v celé oblasti od Argyre až po oblast Thaumasia. I necvičené oko jich najde v mozaice spoustu. Pomocí dat z výškoměru MOLA je pak snadné například zobrazit profil takových údolí. Jeden takový je na obr.4. Je to profil údolí Dzigai Vallis poblíže ústí do Argyre. V obr.2 je tento profil označen červenou čarou. Na ose x jsou vyznačena vzdálenost v kilometrech a na ose y výška v metrech. V tomto místě se bývalá řeka zařízla do hloubky asi -1500 metrů a okolní vrcholky se tyčí do výšky přes 2000, resp. 3000 metrů. Údolí je tedy přes 3500 metrů hluboké a vrcholky okolních hor jsou po stranách vzdáleny 30 kilometrů.

Obrázek/Figure 5.
"Subsurface image" of the Lowell impact basin from GPR SHARAD (MRO).
Outer and inner rims and central dune are visible.
Image is marked as green line in fig.2.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/ASI/UT/Daniel Macháček

Protože Argyre je v podstatě obrovské údolí a kdysi dávno do něj proudila voda z jižních oblastí (zřejmě z tajícího ledového pokryvu polární oblasti) je pravděpodobné, že bylo kdysi částečně vyplněno vodou. Voda utvořila v Argyre velké jezero, které bylo zřejmě na povrchu pokryto ledovou vrstvou. O tom jak bylo toto jezero rozsáhlé a hluboké se zatím vedou spory. Krajní variantou je, že Argyre bylo naplněno několik kilometrů hlubokou vrstvou vody, což umožnilo odtok údolím Uzboi Vallis (není vyznačeno na obr.2, ale leží zhruba za kráterem Hooke) systémem 8000 kilometrů dlouhých spojených řečišť až na severní polokouli. Po takovém jezeře mohly zůstat pozůstatky dodnes, třeba v podobě ledovců na dně planiny.
V současné době obíhají okolo Marsu dvě sondy s přístroji, které jsou teoreticky schopny takový ledovec přímo nalézt. Jedná se o sondy Mars Express, resp. Mars Reconnaissance Orbiter s podpovrchovými radary MARSIS, resp. SHARAD. Tyto radary jsou schopny doslova nahlédnout pod povrch Marsu do hloubek několika kilometrů. Pomocí internetového vyhledávače Mars Orbital Data Explorer je možné velice rychle vyhledat vhodná data a podívat se na podpovrchové profily v podobě obrázků. Několik takových profilů jsem prošel, ale žádný neukazuje výrazné podpovrchové vrstvy v oblasti Argyre.
Nicméně bylo mi líto nezužitkovat tohoto pátrání a našel jsem pěkný profil jiné význačné impaktní pánve v mozaice. 28. prosince 2009 pořídil přístroj SHARAD profil impaktní pánve Lowell, který je vidět na obr.5. Jedná se o obrazový náhled profilu R_1604701_001_SS19_700_A. Přibližná poloha tohoto profilu je vyznačena v obr.2 zelenou čárou. V profilu je vidět povrch Marsu a jeho relativní výška a sem tam nějaký odraz od podpovrchového objektu. V centru kráteru lze vidět písečnou dunu a snad i dno kráteru, které zakrývá.

Obrázek/Figure 6.a,b
Stereograms (anaglyph and cross-eye) of the Argyre Planitia from Viking Orbiter 1 images.
Images are from fig.1 (left image) and four colorised images 022a94 - 022a97 (red filter, date: 12.7.1976).
Resolution is ~750 m/pix.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Poslední obrázky jsou vytvořeny z mozaiky (obr.1) a dalších čtyřech snímků Vikingu (022A94 až 022A97) pořízených o dvanáct dní dříve (12.7.1976). Díky tomu, že byly pořízeny z trošku jiné perspektivy, bylo možné z nich udělat stereoskopické obrázky (stereogramy). Dřívější snímky byly pořízeny přes červený filtr a v obrázcích byly dobarveny pomocí barvy z mozaiky. Protože se přece jen jedná o snímky ze specifického filtru a navíc při trošku jiných světelných podmínkách, nejsou barvy úplně shodné. To trošku ruší, ale topografie terénu je přesto nepřehlédnutelná.

UPDATE (21.5.2012):

According to new USGS maps (here), Thaumasia Fossae is now in different place (I used originally older maps with older naming style), so I changed information image (fig.2). Because I'm now downloading most precise topography data for Mars, which are generally available (full resolution PEDR MOLA altimetry profiles and DTMRDR topography images from Mars Express HRSC camera), I changed some informations about elevation too. Changes are: for Charitum Montes from 6,130 -> 6,143 m (source DTMRDR), heighest peak between Claritas and Coracis Fossae from 8,979 -> 9,045 m (DTMRDR), lowest point of the Argyre Planitia from -5,250 -> -5,269 m (MOLA PEDR). Changes in text are depicted in blue color.

Podle nejnovějších map USGS (here) leží Thaumassia Fossae na jiném místě (použité pojmenování jsem převzal ještě ze starších map), takže jsem nyní upravil informační obrázek (obr.2). Protože se navíc nyní "hrabu" v nejpřesnějších měřeních, která byla dodnes u Marsu pořízena (originální výškové profily PEDR z výškoměru MOLA a topografická data DTMRDR založená na snímcích stereokamery HRSC ze sondy Mars Express), změnil jsem i tři výškové informace pro kóty u Charitas Montes z 6130 na 6143 m (zdroj DTMRDR), pro nejvyšší horu mezi Claritas a Coracis Fossae z 8979 na 9045 m (DTMRDR) a pro nejnižší bod planiny Argyre z -5250 na -5269 m (PEDR). Změny v textu jsou vyznačeny modrou barvou.

Best of MGS: IX.-XII.1997

V roce 1997 přilétla k Marsu nová družice Mars Global Surveyor (MGS) a její přístrojové vybavení slibovalo velký pokrok co se týče našich znalostí rudé planety. To se také stalo a díky MGS máme dnes velmi přesný topografický model Marsu (díky laserovému výškoměru MOLA), přesná měření marťanského gravitačního pole, vlastností povrchu (složení, teplota), znovuobjevená lokální magnetická pole (o jejichž přítomnosti svědčila už starší sovětská měření ze sond řady Mars) a velké množství snímků a to v mnohem lepším rozlišení než kdykoliv předtím.

Přesněji MGS pořídil přístrojem MOC (Mars Orbital Camera) 243 668 snímků a 97 097 z toho bylo vyfoceno lineární skenovací úzkoúhlou kamerou s vysokým rozlišením (až 1,4 m/pix) (Malin, et al. 2010). Zbytek tvoří snímky pořízené lineárními skenovacími širokoúhlými kamerami, které sice mají mnohem nižší rozlišení (max. 240 m/pix), ale zase jsou schopny fotit barevně díky tomu že jsou vybaveny modrým a červeným filtrem (úzkoúhlá kamera je černobílá).

Takové kvantum snímků mimo jiné napovídá, že je mezi nimi mnoho zajímavých i pro člověka nevzdělaného v planetární geologii (jako jsem třeba já). A skutečně je jich dost na to, aby vydaly na celý seriál snímků. Takový menší (asi tak na 10 let dopředu :) ) jsem přichystal a dnes začneme se snímky, které pořídil MGS v rámci tzv. subfáze AB1 v časovém rozmezí 15.9.1997 až 27.3.1998. AB je v tomto případě odvozeno od anglického Aerobraking, protože v této době MGS upravoval svou dráhu pomocí brždění o atmosféru. Následující snímky představují můj osobní výběr nejlepších záběrů do konce roku 1997.

Obrázek/Figure 1.
Detailed views of Noctis Labyrinthus from MGS.
Original images AB102605, AB102608 and AB102609 from narrow-angle MOC camera.
Images have resolution (from left to the right) 4.8 m/pix, 4.5 m/pix and 3 m/pix.
Color is artificial. Date 23.10.1997.
Kredit/Credit: NASA/JPL/MSSS/Daniel Macháček.

První obrázek (obr.1) obsahuje tři detailní snímky (AB102605, AB102608 a AB102609) oblasti zvané Noctis Labyrinthus, pořízené úzkoúhlou kamerou dne 23.10.1997. Rozlišení obrázků je (zleva doprava) 4,8 m/pix, 4,5 m/pix a 3 m/pix. Všechny snímky jsou uměle obarveny, aby vypadaly "marťansky" a byl u nich redukován výskyt vertikálních čar a pásů, které jsou typické pro lineární skenovací kamery jakou je právě MOC. Díky velkému kontrastu mezi stíny a plně osvětlenými svahy není tato redukce úplně dokonalá.
Noctis Labyrinthus, což v překladu znamená "Labyrint noci" (velmi romantický název pro tuto oblast), je systémem vzájemně se křižujících menších kaňonů, tvořících západní část systému gigantických prasklin marťanské kůry Valles Marineris. MGS pořídil detailní snímky Noctis Labyrinthus, když bylo Slunce relativně nízko na obloze, takže stíny byly dlouhé a v jednotlivých menších kaňonech byla šero. Výsledné tmavší snímky (obr.1) tak pěkně "ladí" s názvem labyrintu. Celkový vzhled Noctis Labyrinthus je patrný například z této mé starší mozaiky (obr.2), složené ze snímků sondy Viking 1 pořízených 14.10.1979:

Obrázek/Figure 2.
Color mosaic of Mars from Viking 1 Orbiter -
regio from Ascraeus Mons volcano nearly to the south pole.
Noctis Labyrinthus is also visible (look at the small map).
Date 14.10.1979.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Noctis Labyrinthus je vidět v horní části obr.2 a je i označen i na pomocné orientační mapce vlevo, jakožto i další povrchové útvary viditelné v oblasti, kterou mozaika pokrývá (třeba sopka Ascraeus Mons a větší krátery).

Obrázek/Figure 3.
Global color view of Mars from MGS.
"Fish Eye" image from wide-angle MOC red and blue cameras.
Noctis Labyrinthus (on the left) and all four large martian volcanoes are visible.
Original images AB104501 and AB104502 with resolution 2.2 km/pix at best.
Date 20.11.1997.
Kredit/Credit: NASA/JPL/MSSS/Daniel Macháček.

Noctis Labyrinthus je viditelný i na posledním obrázku (obr.3), který byl vytvořen ze dvou snímků (AB104501 a AB104502) pořízených širokoúhlými kamerami MOC přes červený a modrý filtr dne 20.11.1997. Z těchto snímků byl vytvořen i syntetický zelený snímek. Rozlišení ve středu obrázku je přibližně 2,2 km/pix, směrem k okrajům se snižuje. Širokoúhlé kamery systému MOC měly objektiv podobný objektivům "rybí oko" a výsledný obraz je tak velmi zkreslený (Mars zde vypadá jako ragbyový míč), ale zase pokrývá celé území, které bylo v danou chvíli ze sondy MGS viditelné. Díky tomu je možné na jednom snímku z relativně nízké výšky (~1160 km) nad povrchem Marsu spatřit všechny velké sopky (nejblíže středu snímku je to Arsia Mons, nad ní Pavonis Mons a Ascraeus Mons, Olympus Mons je viditelný při okraji nahoře vpravo) s jejich oblačnými závoji, dále již zmiňovaný Noctis Labyrinthus (vlevo nahoře, vedle trojice sopek) a úplně dole je vidět jižní polární čepička.

(Malin, et al. 2010):
An overview of the 1985-2006 Mars Orbiter Camera science investigation. MARS INFORMATICS. Dostupné z/Available at: http://marsjournal.org>.

Olympské hry

Ač se to nezdá, historie výzkumu kosmických těles pomocí bezpilotních sond je stará už více než 50 let. Pro milovníky fotografií z vesmíru jsou důležitými mezníky roky 1959, kdy sovětská Luna 3 pořídila první snímky odvrácené strany Měsíce a 1965, kdy americká sonda Mariner 4 pořídila první detailní snímky Marsu. Mimochodem, Luna 3 fotografovala Měsíc 7.10.1959, to jest přesně před 52 roky. Že o tom píši takhle přesně na den, je čirá náhoda, protože jsem to zjistil před pár minutami. Ale když už máme dnes toto výročí, tak zde dám k dobru alespoň dva odkazy, kde je možné si prohlédnout pár obrázku Měsíce z Luny 3. Prvním je stránka National Space Science Data Center (NSSDC), patřící pod NASA a druhým je  stránka Dona P. Mitchella o Luně 3. Snímky pořízené Marinerem 4 jsou k dispozici (v upravené podobě) třeba na stránce Teda Stryka.
 Snímky obou těchto sond mají dvě společné vlastnosti. Jejich kvalita je podstatně nižší než u snímků současných sond (kupodivu) a nejsou na síti k dispozici v digitální podobě. Zejména druhá vlastnost je frustrující pro amatéry mého ražení. Téměř všechny obrázky z těchto sond, které jsou k dispozici na výše uvedených stránkách, jsou oskenované verze, uchovávané zpravidla v podobě diapozitivů či fotografií v různých archívech. Tímto způsobem uchovávané fotografie jsou vždy méně kvalitní než digitální záznam.
Naštěstí se ke konci 60. let stalo dobrým zvykem fotografie uchovávat i digitálně a naprostá většina z nich je k dispozici ve veřejně dostupných archivech, jako je právě třeba NSSDC nebo v online archivech jako je  například The Planetary Data System (PDS).
Takto jsou dostupné mimojiné i snímky Marsu pořízené sondami Viking Orbiter v druhé půli 70. let.
Ani snímky těchto sond nejsou kvalitou plně srovnatelné se snímky moderních sond, nakonec kamery stále používaly starší vidikonovou technologii (stejně jako Mariner 4) tam kde dnešní kamery používají CCD čipy, ale pokrok v oblasti komunikačních technologií, digitálního záznamu, i samotných vidikonových trubic, umožnil posílat na Zemi rutinně zhruba megapixelové snímky (Mariner 4 měl pouhých 40 kpix). Navíc kamery Vikingů byly schopny fotit Mars přes různé filtry, což umožnilo zpracovat (a zpracovávat) snímky do podoby snímků barevných. Nabízí se otázka, proč se vůbec zabývat snímky pořízenými "zastaralými" sondami někdy v 70. letech, když máme nyní k dispozici (v případě Marsu) myriády mnohem dokonalejších snímků z moderních sond. Důvodů je hned několik, ale uvedu jeden, hrající roli v dnešním případě. Většina moderních kamer, které jsou dnes na sondách obíhajích Mars, jsou v podstatě fotící "kombajny", které fungují doslova jako domácí skener, kterým pořizujete digitální kopii nějakého dokumentu. Tyto kamery jsou vybaveny lineárními řádkujícími CCD čipy, které postupně, řádek po řádku, vytváří snímek terénu, který ubíhá pod sondou. S takovými snímky se poté dobře pracuje, chcete-li vytvořit například co nejpřesnější mapy terénu dané planety, což je užitečné pro vědeckou práci. Problém ovšem je, když chcete takovou kamerou pořídit snímek z netradičního úhlu. Kromě toho, že pořízení takového snímku vyžaduje koordinovat funkci kamery s pohybem sondy (který ovlivňuje způsob a rychlost "skenování"), takový snímek zpravidla nemá pro vědce takovou cenu, aby se oplatilo jej pořídit. To v dřívějších časech vidikonů byla lineární čidla výjimkou a vědci, zkoumající daná místa poprvé, zkoušeli různé oblasti snímkovat z rozličných úhlů. Díky tomu mnohé snímky pořízené před více než třiceti lety sondami Viking, nabízejí stále jedinečný pohled na různá místa a geologické útvary Marsu i na jeho okolí (třeba měsíce Phobos a Deimos).

 To se týká i snímků, které pořídil Viking 1 ke konci své mise dne 29.6.1980 (oficiálně byla mise Viking Orbiteru 1 ukončena 17.8.1980). Je na nich vidět zatím největší známá hora Sluneční soustavy - 22 kilometrů vysoká štítová sopka Olympus Mons.

Obrázek/Figure 1.

Mosaic of the Martian Olympus Mons volcano made from 12 images taken by Viking Orbiter 1 (NASA/JPL) spacecraft. Whole mosaic covers area ~250 km wide with resolution ~40×65 m/pix
and was colorized using low resolution image (fig.2).

Mosaic shows central calderas (big central depression) of the Olympus Mons with overall
dimensions around 90×60 km, flanks with lava flows, many smaller meteoritic craters
and two young larger craters Pangboche (below central calderas) and Karzok.
Full resolution view (6400×4300, 19MB!) is available here.
Obrázek v plném rozlišení (6400×4300, 19MB!) je dostupný zde.

Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček. 

Obrázek č.1 je mozaikou 12-ti snímků (f461s45 až f461s56) pořízených šikmo z Viking Orbiteru 1, který byl v tu chvíli ve vzdálenosti přibližně 1650 km od sopky. Rozlišení snímku je ~40×65 m/pix, reálné rozlišení je podobné, tzn., že nejmenší viditelné útvary mají rozměr asi 100 až 200 metrů. Mozaika pokrývá pás dlouhý asi 250 km, přičemž je možné udělat si lepší obrázek, kterou část hory pokrývá, z menšího obrázku vloženého v pravém dolním rohu mozaiky. Dominantou mozaiky jsou nesporně středové kaldery 22 kilometrů vysoké hory. Šest postupně se tvořících kalder nakonec vytvořilo až 3 km hlubokou středovou sníženinu o rozměrech 90×60 kilometrů  (Jaumann et al., 2007). Starší kaldery jsou plné zlomů, naproti tomu mladší (menší) kaldery mají ploché dno, tvořené zřejmě ztuhlou lávou. Na svazích je pak možné spatřit ztuhlé proudy láv a mnoho malých meteoritických kráterů. Mezi nimi svou velikostí vyčnívají dva krátery - 11-ti kilometrový kráter Pangboche (na obr.1 pod kalderami) a 16 km široký kráter Karzok.

 V případě všech dvanáct snímků použitých v obr.1 se jednalo o snímky černobílé, což je mrzuté, protože lidé jsou více uvyklí sledovat svět okolo sebe v barvách. Je z principu možné každý černobílý obrázek sice uměle obarvit (což také často dělám) jednou barvou, která je blízko reálné, ale často existuje i elegantnější řešení. To spočívá v dodatečném dobarvení pomocí jiných snímků dané oblasti.
U snímků s vysokým rozlišením se málokdy najdou barevné v podobném rozlišením a je tedy třeba použít třeba i ty s nižším rozlišením. To je i případ dobarvení obr.1. Ačkoli na internetu existuje několik barevných snímků Olympu, nebyl jsem spokojen z různých důvodů ani z jedním a raději jsem šáhl opět po originálních datech z archivů NASA.
Přestože výsledný obrázek (obr.2) byl určen především k obarvení obr.1, byla by škoda jej neukázat už proto, že ukazuje rozsáhlejší okolí sopky Olympus Mons.

Obrázek/Figure 2.
Smaller color mosaic of the Martian Olympus Mons volcano made from six images   (f735a41, f735a42, f735a45 - f735a48)  taken by Viking Orbiter 1 (NASA/JPL) spacecraft.
Date 22.6.1978. Images were taken with violet, green and red filters.
Mosaic covers area ~800×1600 km with resolution ~800 m/pix.
Almost entire 640-km wide Olympus Mons volcano is visible.
North is up and west is left.
Full resolution view (2000×2600) is available here .
Obrázek v plném rozlišení (2000×2600) je dostupný zde.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček.

Obrázek byl vytvořený z šestice snímků (f735a41, f735a42, f735a45 až f735a48) pořízených opět sondou Viking Orbiter 1, tentokrát ale zhruba o dva roky dříve (22.6.1978). Barvu bylo možné získat díky tomu, že snímky byly pořízeny přes barevné filtry (červený, zelený a fialový).  Snímky pokrývají nyní území zhruba 800 km široké a 1600 km dlouhé. Rozlišení je přibližně 800 m/pix a je prakticky shodné s reálným (nejmenší rozlišitelné detaily jsou menší než 2 km). Oproti obr.1 je obrázek natočen tak, aby byl sever nahoře a východ vpravo.
 Na obrázku je možné vidět skoro celý 640 km široký štít sopky (Bleacher et al., 2007) a také okolní útvary, zvané aureoly. Zejména jsou tyto útvary vidět nad Olympem jako zvláštní "zkrabatělý" terén. Předpokládá se, že tyto útvary vznikly tak, že se část masivu Olympus Mons utrhla a sjela do nížiny. Při této události také vznikly až 8 km vysoké prudké svahy dnes ohraničující samotný štít sopky. Je možné, že k utržení části masivu sopky pomohl i led, který se mohl v dávných dobách vyskytovat ve větším množství na úpatích v podobě ledovců. Pozůstatky těchto ledovců existují dokonce na úpatí Olympus Mons dodnes  (Head and Marchant 2007) . Jeden takový "přeživší" ledovec leží při severozápadním okraji štítu. Podobné ledovce (zvané tropické horské ledovce)  byly objeveny i u dalších obřích Marťanských štítových sopek.

(Bleacher et al., 2007): 
Bleacher, J.E., R. Greeley, D.A. Williams, S.C. Werner, E. Hauber, and G. Neukum (2007): Olympus Mons, Mars: Inferred changes in late Amazonian aged effusive activity from lava flow mapping of Mars Express High Resolution Stereo Camera data, Journal of Geophysical Research, 112, E04003.  (via http://www.psi.edu/pgwg/images/feb08image.html).

(Head and Marchant 2007):
Evidence fro non-Polar Ice Deposits in the Past History of Mars. 
James W. Head and David R. Marchant, LPSC 39 #1295, 2008. 

(Jaumann et al., 2007):
Jaumann, R., G. Neukum, T. Behnke, T.C. Duxbury, K. Eichentopf, J. Flohrer, S. van Gasselt, B. Giese, K. Gwinner, E. Hauber, H. Hoffmann, A. Hoffmeister, U. Köhler, K.-D. Matz, T.B. McCord, V. Mertens, J. Oberst, R. Pischel, D Reiss, E. Ress, T. Roatsch, P. Saiger, F. Saiger, F. Scholten, G. Schwarz, K. Stephan, M. Wählisch, and the HRSC Co-Investigator Team (2007): The high-resolution stereo camera (HRSC) experiment on Mars Express: Instrument aspects and experiment conduct from interplanetary cruise through the nominal mission, Planetary and Space Science, 55, 928-952. (via http://www.psi.edu/pgwg/images/feb08image.html).