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.

Vestobraní

Původně měl být tento příspěvek věnován měsícům Uranu, ale před pár dny byly konečně publikovány "syrové" obrázky planetky Vesty z kamer sondy Dawn a já to nemohl nechat být jen tak. Abych to trochu osvětlil, tato data měla být původně publikována již na přelomu roku 2011/2012, což se nakonec málem i podařilo. Pak se situace zkomplikovala tím, co vždy věci komplikuje, a to politikou. Pokud vás zajímají podrobnosti (týkající se zejména sporů ohledně souřadnicového systému Vesty) můžete si je přečíst třeba zde. Nakonec se situace zřejmě vyřešila a data byla publikována. No a protože zpoždění nabralo téměř rok, během kterého jsem se často s očekáváním díval na stránky archivů PDS, zda už snímky nebyly zpřístupněny, tak jsem nynější možnost si je konečně prohlédnout přijal s nadšením.

Stálo to čekání za to? Určitě!
Dawn strávil u Vesty přes jeden rok a během tohoto roku bylo publikováno mnoho snímků z palubních kamer FC (Framing Cameras). Problémem je, že snímky byly publikovány takovým stylem, že se už málokdy daly smysluplně upravit, takže nebyly zajímavé pro amatéry mého ražení. Publikováním ojedinělých snímků také člověk těžko vnímá data v širším kontextu. A to je přesně to co nechybí publikovaným obrázkům. Jednotlivé sekvence snímků na sebe krásně navazují a Vesta z nich vystupuje jako svébytné těleso se zajímavou geologií a to jsou zatím dostupné jen snímky z vyšší orbity (přílet k Vestě až oběhy v rámci fáze HAMO). Jednu takovou sekvenci (obrázky 0006236 až 0006314), z 24. srpna minulého roku, jsem zběžně zpracoval do animace, ze které je patrný vzájemný pohyb sondy Dawn i rychlá rotace Vesty, díky které se na Vestě rychle mění světelné podmínky (je to patrné na stínech). V animaci lze vidět část oblasti okolo jižního pólu Vesty i s centrální "superhorou". Snímky byly pořízeny z výšky 2750 kilometrů s rozlišením okolo 270 m/pix.

Example image sequence of Vesta from Dawn spacecraft.
Animated sequence of images 0006236 - 0006314, which were taken by the Framing Cameras (FC). South polar region (impact basin Rheasilvia) of the asteroid Vesta is visible. Date: 24.8.2011. Altitude: ~2750 km. Resolution: ~270 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Snímky obecně mají výbornou kvalitu a to i navzdory tomu, že byly zatím publikovány jen nekalibrované verze. Bohužel byly pořizovány často z velmi velkým časovým odstupem (minuty), což u tak rychle rotující planetky, jakou je Vesta, vede k tomu, že je velmi obtížné z nich vytvářet mozaiky. Po několika snímcích se totiž Dawn už díval na Vestu z úplně jiné strany! Pokud je ale snímků jen pár, řekněme třeba čtyři snímky 0006121 až 0006124, z 23.8.2012, pak se ještě dají do mozaiky spojit. Výsledná černobílá mozaika je vidět na obrázku č.1. Dawn pořídil snímky z výšky 2747 km s rozlišením čtvrt kilometru na pixel.

Obrázek/Figure 1.
Black and white mosaic of the asteroid Vesta from the Dawn spacecraft. Images 0006121, 0006122, 0006123, 0006124 were taken by Framing Cameras (FC). Date:  23.8.2011. Altitude: 2747 km. Resolution: ~250 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Mozaika na obr.1 představuje maximum, které je možné ze snímků běžně vytvořit. Navíc všechny snímky vhodné pro takové mozaiky jsou jen černobílé (při jejich snímkování byl použit jediný širokospektrální filtr). Jak tedy vytvořit větší barevný obrázek Vesty? Jednou z možností, je vytvoření 3D modelu a reprojekce vhodných snímků na tento model. Takový postup volí samotný tým, který sestrojil kamery FC. Zatím sice nepublikoval žádnou rozsáhlejší mozaiku, ale v budoucnu ji můžeme očekávat. Protože nemám zatím takové zkušenosti s 3D grafikou, sestrojil jsem svou vlastní barevnou variantu mozaiky Vesty jiným způsobem. Jeden z posledních snímků Vesty, na kterém je vidět (téměř) celá, je snímek 0003520. Ten jsem použil jako podkladový snímek (po trojnásobném zvětšení), na který jsem potom pomocí metody warpování umístil jednotlivé obrázky, resp. už jejich barevné kompozice, ve vyšším rozlišení. Výsledná mozaika Vesty v rozlišení 200 metrů na pixel je na obr.2. Použité snímky jsou vypsány v textu na obrázku. Barva je získána ze snímků pořízených přes filtry F7 (červená), F2 (zelená) a F8 (modrá). Výsledná hnědavá barva odpovídá přibližně barvě Vesty ve viditelném světle. Na tomto místě musím poděkovat jednomu ze členů rodiny UMSF, Stefanovi, který nedávno publikoval malou, ale užitečnou kompozici tří planetek v přibližně reálných barvách. Tuto kompozici jsem využil při závěrečném dolaďování barvy mozaiky.
Pozorný čtenář si zřejmě velmi rychle všimne zvláštních stínů na této mozaice. Důvod je celkém jednoduchý. I když barva snímku blízká reálné, Vestu jako takovou bychom takhle nikdy vidět normálně nemohli. Jedná se totiž o mozaiku jižní polokoule Vesty, přičemž jižní pól je přibližně uprostřed. Díky tomu, že Vesta se otáčí jednou za 5 hodin (+ pár minut), mění se stíny tak rychle, že není možné nalézt dostatek snímků větších oblastí Vesty při stejném osvětlení a při podobné vzájemné poloze Vesty a sondy. Nejschůdnější variantou bylo použití snímků s co největším osvětlením s nejmenším výskytem stínů. Výsledná mozaika tak ukazuje polární oblast Vesty v téměř plném osvětlení, což je pohled, který reálně nikdy nespatříme.

Obrázek/Figure 2.
Approximately true color mosaic of the south polar region of the asteroid Vesta. All used images are named in image. Color is obtained from images, which were taken with F7 (as red), F2 (as green) and F8 (as blue) filters. Date: 12.-18.8.2011. Altitude: ~2750 km. Original images had resolution ~260 m/pix, mosaic is resampled to resolution 200 m/pix.
: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

To co je nevýhodou u mozaik, je výhodné u stereoskopických obrázků. Už dva po sobě pořízené černobílé obrázky jsou natolik odlišné, že je možné je zobrazit v podobě stereogramů. Obrázky č.3a,b představují takové stereogramy, na kterých je vidět relativně mladý kráter Cornelia z výšky 686 kilometrů (rozlišení je 64 m/pix). Použité snímky 0010191 a 0010192 byly pořízeny 13.10.2012.

Obrázek/Figure 3a,b.
Stereo images of the Cornelia crater on the asteroid Vesta made from images 0010191 and 0010192. Date: 13.10.2011. Altitude: 686 km. Resolution: 64  m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Původně jsem měl v plánu udělat ještě další mozaiku jako je na obr.2, ale nakonec jsem to (prozatím) zavrhl z časových důvodů. Barva Vesty je totiž ve viditelném světle velmi monotónní. Kamery systému FC nejsou ale omezeny jen na viditelné světlo. Jsou schopny snímat i v oblasti blízkého infračerveného pásma. Pokud se podíváme na Vestu v této oblasti elektromagnetického záření, naskytne se nám úplně jiný pohled.
Na obrázku 4 lze vidět celkem šest jednotlivých podobrázků, po třech ve dvou sloupcích. Pravý sloupec je tvořen skoro stejnými obrázky jako levý. Jediným rozdílem je extrémně zvýšená sytost barev. Všechny snímky byly pořízeny 30.10.2011 z výšky 725 km s rozlišením 68 m/pix. Dvojice nahoře je vytvořena ze snímků 0013829, 0013824 a 0013830, pořízených přes filtry (po řadě) F7, F2 a F8. Jsou to stejné filtry jako u mozaiky na obr.2. Každý z filtrů kamer FC pokrývá pásmo zhruba 40 nm široké, přičemž filtry F7, F2 a F8 mají největší propustnost na vlnových délkách 653, 555 a 438 nm (ve viditelném světle). Prostřední dvojice je vytvořená ze stejných snímků s filtry F7 a F2 jako horní dvojice, ale místo jako červený snímek byl použit snímek 0013826, pořízený přes filtr F4 s nejvyšší propustností při vlnové délce 917 nm, tedy v infračerveném pásmu (začíná zhruba u vlnové délky 740 nm). Na obrázku jsou najednou viditelné rozdíly v barvách různých terénů, které svědčí o jiném složení povrchových vrstev. Na poslední, spodní dvojici obrázků jsou tyto rozdíly viditelné ještě lépe. Tentokrát byl jako zelený obrázek použit snímek 0013828, pořízený s dalším infračerveným filtrem F6 (nejvyšší propustnost na 829 nm).

Obrázek/Figure 4.
Comparison of images of the region around Antonia crater (it's in top right part of the images) on Vesta in different filters. Images (center wavelength of the filter): 0013824 (555 nm), 0013826 (917 nm), 0013828 (829 nm), 0013829 (653 nm), 0013830 (438 nm). Left top image is in approx. true color, others are all false color images. Images in right column are higly saturated versions of the images in the left column. Date: 30.10.2011. Altitude: 725 km. Resolution: 68  m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Na závěr jsem si nechal dva obrázky jižní hory, které dále demonstrují vliv filtrů na vzhled výsledných obrázků. První obrázek (obr.5) je ze tří snímků 0005756, 0005761 a 0005755 opět pořízených přes filtry F7, F2 a F8, dne 20.8.2011. Takhle nějak vypadá Vesta ve viditelném světle z výšky 2713 km a při rozlišení 258 m/pix.

Obrázek/Figure 5.
Approx. true color image of the south polar mountain in center of the Rheasilvia crater. Images 0005756, 0005761, 0005755. Date: 20.8.2011. Altitude: 2713 km. Resolution: 258 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Podstatně barevnější obrázek č.6 je ze snímků 0003573, 0003572 a 0003571 pořízených přes filtry F2, F3 a F4, dne 6.8.2011 z výšky 2717 km, při rozlišení 256 m/pix.

Obrázek/Figure 6.
False color image of the south polar mountain in center of the Rheasilvia crater. Images 0003573, 0003572, 0003571. Date: 6.8.2011. Altitude: 2717 km. Resolution:  256 m/pix.
Kredit/Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Daniel Macháček.

Reference:

Všechny zde publikované obrázky jsou vytvořeny ze snímků publikovaných v práci SCHROEDER&GUTIER2011.

SCHROEDER&GUTIER2011:
Nathues, A., H. Sierks, P. Gutierrez-Marques, S. Schroeder, T. Maue, I. Buettner, M. Richards, U. Chistensen, U. Keller, DAWN FC2 RAW (EDR) VESTA IMAGES V1.0, DAWN-A-FC2-2-EDR-VESTA-IMAGES-V1.0, NASA Planetary Data System, 2011.

Bude Curiosity pátrat po marťanech?

6.8.2012 ráno o půl osmé (5:31 UTC) úspěšně přistálo na Marsu americké vozítko Curiosity (MSL - Mars Science Laboratory). To je samozřejmě událost takového významu, že ji neopomenou připomenout prakticky všechny významné zpravodajské servery i další média. A do koloritu zpravodajského frmolu okolo přistání na Marsu vždy patří na prvním místě zdůraznit, že hlavním cílem mise je pátrat po životě na Marsu. Stačí si dát do vyhledávače slovo "život" a "Curiosity", popř. cizojazyčné ekvivalenty. Protože mezi vědecké úkoly nepatří ve skutečnosti pátrání po životě, ale zkoumání toho, jestli Mars byl, či je, obyvatelnou planetou, rozhodl jsem se, že udělám výjimku a napíšu příspěvek, který nebude o nějakých mých nových obrázcích, ale ve kterém budu spílat médiím a proklínat novináře, že si poctivě neschánějí informace. Nakonec jsem ale zjistil, že vědci si skutečně brousí zuby na možnost, že by našli život, ať už současný či minulý, takže příspěvek nakonec nespílá, ale vysvětluje (aspoň doufám).

Obrázek/Figure 1.
Anaglyph of the Gale crater based on DTM from HRSC camera images. MSL landing site is located approx. in the black circle. North is up and resolution is 50 m/pix.
Kredit/Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)/K. Gwinner/Daniel Macháček.

Curiosity ("Zvídavost") přistála v kráteru Gale, který leží na hranici dvou velmi rozdílných území - Terra Cimmeria a Elysium Planitia (kráter i místo přistání lze nalézt v mé mapě Marsu, kterou jsem před dvěma dny aktualizoval). Tento kráter si můžete prohlédnout ve 3D na stereogramu (anaglyf) na obr.1. Obrázek byl vytvořen z digitálního modelu terénu (DTM) vytvořeném ze snímků kamery HRSC sondy Mars Express. Anaglyf byl vygenerován programem MicroDEM. Rozlišení je 50 metrů na pixel. MSL přistála přibližně v oblasti vyznačené černým kroužkem vlevo nad centrální horou (Aeolis Mons). Tato hora je nesporně dominantou kráteru a tyčí se do výše asi 5,5 kilometru nad okolní terén, takže je srovnatelná s nejvyššími vrcholky na Zemi. Z hlediska možnosti dřívějšího výskytu života jsou ale zajímavější jiné útvary. V okolí kráteru Gale jsou patrné kanály a jeden velký dokonce ústí do samotného kráteru. Je tedy možné, že se zde v minulosti nacházelo větší množství vody, což nakonec potvrzují i záběry ze zobrazovacích spektrometrů okolo Marsu obíhajících družic, které zjistily na jeho dně hydratované minerály (pěkný přehled s obrázky je třeba zde).

Obrázek/Figure 2.

Scientific instruments on the MSL (Curiosity) rover.
Kredit/Credit: NASA/JPL.

Mít alespoň teoretickou šanci najít na cizí planetě život, či nějaké pozůstatky minulého života, vyžaduje sadu sofistikovaných vědeckých experimentů opírajících se o velmi citlivé přístroje. A takových má Curiosity na palubě hned několik (viz obr.2) (viz třeba Grotzinger et al., 2012 nebo MSL Science Corner). Zde je jejich seznam s velmi stručným popisem:

• APXS (Alpha-Particle X-ray Spectrometer)
  Rentgenový spektrometr, který detekuje specifické rentgenové záření indukované ve zkoumaných materiálech proudem alfa částic (zdrojem je curium 244). Je umístěn na robotickém rameni. Umožňuje zjistit výskyt jednotlivých chemických prvků zhruba od 100 ppm (liší se dle prvku).
• ChemCam (Laser-Induced Remote Sensing for Chemistry and Micro-imaging)
  Kombinuje laserový spektrometr typu LIBS (Laser-Induced Breakdown Spectrometer) s kamerou RMI (Remote Micro-Imager). Zatímco laserový spektrometr určuje chemické složení povrchové vrstvičky povrchu na vzdálenost až 7 metrů, RMI pořizuje snímky (1024×1024 pixelů) stejné oblasti při rozlišení 0,7 mm, což umožňuje zasadit celé měření do širšího kontextu.
• CheMin (Chemistry and Mineralogy)
  Součást analytické laboratoře na palubě MSL. Zkoumá vzorky metodou rentgenové difrakce a fluorescence. Určuje mineralogické složení vzorků a to i v případě, že obsahují více různých minerálů.
• DAN (Dynamic Albedo of Neutrons)
  Aktivní/pasivní neutronový spektrometr určený k měření výskytu látek obsahujích vodík (hydratované minerály, vodní led) do hloubky asi 1 metr pod vozítkem.
• MAHLI (Mars Hand Lens Imager)
  Barevná kamera umístěna na robotickém rameni. Je schopná zaostřit na objekty vzdálené od vzdálenosti 20,4 mm až po nekonečno. Rozlišení je z nejbližší vzdálenosti 13,9 mikrometrů při velikosti snímku 1600×1200 pixelů. Sada bílých a UV diod umožňuje fotit i v noci a také pátrat po fluorescenčních materiálech.
• MARDI (Mars Descent Imager)
  Sestupová barevná kamera. Pořizovala snímky sestupu (1648×1200 pixelů při ~4 snímcích za sekundu) od doby těsně před odhozením tepelného štítu až po pár minut po přistání. V budoucnu může snímkovat terén pod vozítkem. Rozlišení bylo asi 75 cm z výšky jeden kilometr.
• Mastcam (Mast Camera)
  Dvojice barevných kamer umístěných 1,97 metru nad povrchem Marsu na stožáru RSM (Remote Sensing Mast). Jedna z kamer má ohniskovou vzdálenost 34 mm a rozlišení zhruba 22 cm na jeden kilometr, druhá kamera 100 mm a rozlišení 7,4 cm na jeden kilometr. Kamery pořizují snímky s rozlišením 1200×1200 pixelů a video při rozlišení 1280×720 a ~8-mi snímcích za sekundu (~8 fps) nebo 1200×1200 a ~4 fps.
• RAD (Radiation Assessment Detector)
  Analyzátor energetických částic. Sleduje galaktické kosmické záření, nabité částice ze Slunce, sekundární neutrony a další částice vznikající přímo na povrchu Marsu nebo v atmosféře. Umožní přesněji odhadnou radiační zátěž pro případné budoucí lidské průzkumníky Marsu.
• REMS (Rover Environmental Monitoring Station)
  Soustava několika přístrojů sledujících šest parametrů prostředí - rychlost a směr větru, relativní vlhkost atmosféry, tlak, teplotu atmosféry a povrchu, ultrafialové záření.
• SAM (Sample Analysis at Mars)
  Součást analytické laboratoře MSL obsahující tři přístroje - kvadrupólový hmotový spektrometr (QMS), plynový chromatograf (GC) a laserový spektrometr (TLS). Umožňuje detekovat i složitější organické sloučeniny (s 15-ti a více atomy uhlíku) a dokonce určit i jejich chiralitu. Citlivost u některých sloučenin je v jednotkách ppb.

Kromě toho byla prováděna měření během průletu atmosférou pomocí experimentu MEDLI (Mars Science Laboratory Entry, Descent, and Landing Instrument), jehož detektory byly umístěny na tepelném štítu. Dále jsou ve výbavě MSL čtyři navigační kamery (Navcam) a čtyři kamery (Hazcam) pomáhající předvídat možné nebezpečné situace (kolize s terénem apod.).

Přístrojové vybavení je tedy bohaté, ale je možné s těmito přístroji zjistit život?
Vědci se vždy rádi připravují na události, které se dají předvídat. A proto není divu, že se našli i takoví, kteří rozebírají právě možnosti detekce tzv. biosignatur, tzn. známek minulého či současného života, pomocí přístrojů na palubě Curiosity (Summons, et al., 2011) . Zde je upravený seznam ze (Summons, et al., 2011), který stručně popisuje možnosti jak a čím (v rámci kterého experimentu) by mohla MSL nalézt stopy po životě, a informací o tom, jak průkazně by se dala takto dokázat existence minulého či současného života na Marsu:

1. Morfologie organismů (určení biosignatur dle tvaru):
   Experiment: MAHLI.
   Organizmy, jejich fosílie či skořápky musí být minimálně 100 mikrometrů velké. Protože předpokládané životní formy na Marsu budou mikroskopické, je pravděpodobnost detekce malá. Případný objev by ale mohl být velmi průkazný.
2. Biogenní sedimenty, mikrobiální povlaky apod.:
   Experiment: MAHLI, MastCam.
   Je málo pravděpodobné, že by podařilo objevit takovou vrstvu, i když snímky z družice MRO ukazují odhalené vrstvy na úpatí Aeolis Mons. Průkaznost objevu by byla střední.
3. Diagnostické organické molekuly, organický uhlík:
   Experiment: SAM, ChemCam (při velkých množstvích).
   Zde existuje velmi dobrá šance, pokud tedy je na Marsu život. Objev by byl velmi průkazný.
4. Isotopické stopy:
   Experiment: SAM.
   Důležitý je kontext měření, výsledky můžou být jen obtížně interpretovatelné. Průkaznost objevu by byla střední.
5. Biomineralizace a látky změněné biologickou činností:
   Experiment: CheMin, možná MAHLI, SAM a APXS.
   Specifické minerály by měly být zjistitelné, užitečné můžou být i fotografie tvarů těchto minerálů (otázkou je, zda má MAHLI dostatečné rozlišení). Průkaznost objevu by byla malá.
6. Netradiční výskyt chemických látek v prostoru:
   Experiment: SAM, CheMin, ChemCam (při velkých množstvích).
   Distribuce prvků jako je uhlík, dusík či síra. Průkaznost objevu by byla malá (samostatně).
7. Výskyt biogenních plynů:
   Experiment: SAM.
   SAM je velmi citlivý přístroj pro detekci biogenních plynů. Průkaznost objevu by byla velká (např. u metanu).

Ze seznamu je patrné, že Curiosity může se štěstím známky života na Marsu objevit, pokud skutečně na Marsu život někdy byl a vyskytoval se i oblasti kráteru Gale. A tak mnozí novináři, snažící se psát co nejsenzačněji, nakonec zase až tak moc nepřeháněli.

Obrázek/Figure 3.

Best to date (few hours old) official mosaic from MSL (MastCam camera). In the center of this image is Aeolis Mons ("Mount Sharp"). Rim of the Gale crater is visible in distance.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

Nakonec menší galerie toho nejlepšího co zatím z MSL došlo na Zemi. Na obr.3 je zatím nejlepší oficiální panoráma z barevných snímků kamery MastCam, které JPL publikovalo sotva před pár hodinami. Uprostřed je vidět úpatí hory Aeolis Mons (neoficiálně "Mount Sharp") s postranními kaňony a pásmem tmavších písečných dun a po krajích mozaiky jsou v dáli patrné okraje kráteru Gale.

Obrázek/Figure 4.

Best to date complete mosaic from MSL by Björn Jónsson. Mosaic was made from Navcam images and then colorized by MastCam images.
Kredit/Credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS/Björn Jónsson.

Obrázek č.4 je asi nejlepší kompletní panoráma, které vytvořil Björn Jónsson ze snímků kamer Navcam, které poté obarvil barvou ze zmenšených snímků kamer Mastcam (snímky v plném rozlišení ještě nebyly v té době k dispozici).

Obrázek/Figure 5.

Amazing anaglyph made from MSL Navcam images by James Canvin.
Kredit/Credit: NASA/JPL/James Canvin.

Zřejmě nejlepším anaglyfem (3D obrázek) pořízeným z paluby MSL je zatím obrázek vytvořený Jamesem Canvinem ze snímků navigačních kamer Navcam (obr.5).

Obrázek/Figure 6.

Rim of the Gale crater from Mastcam images. This mosaic has ~2× better resolution than fig.3.
Kredit/Credit: NASA/JPL/MSSS/Daniel Macháček

Obrázek č.6 je mozaika okraje kráteru Gale ze snímků 34 mm kamery MastCam, které byly zveřejněny před nějakými čtyřmi hodinami. Oproti mozaice z JPL (obr.3) má asi 2× vyšší rozlišení a protože nebyly provedeny žádné operace, které deformují obraz, disponuje plným rozlišením publikovaných "raw" snímků (oproti originálům jsou tyto veřejně dostupné snímky komprimované ztrátovou kompresí, snímky v plné kvalitě budou pro veřejnost dostupné až za několik měsíců).

Posledním příspěvkem do galerie není obrázek, ale video, které vytvořili v Malin Space Science Systems ze snímků, resp. zatím jen jejich náhledů (!) kamery MARDI během sestupu MSL k Marsu. Snímky v plném rozlišení jsou zatím nahrány v paměti MSL a pomalu jsou přetahovány na Zemi. Zhruba za měsíc by měly být staženy všechny. Poté tohle video uvidíme v plném rozlišení 1648×1200 pixelů!

Reference:

(Grotzinger et al., 2012):
Grotzinger, J.P., J. Crisp, A.R. Vasavada, R.C. Anderson, C.J. Baker, R. Barry, D.F. Blake, P. Conrad, K.S. Edgett, B. Ferdowsi, R. Gellert, J.B. Gilbert, M. Golombek, J.Gómez-Elvira, D.M. Hassler, L. Jandura, M. Litvak, P. Mahaffy, J. Maki, M. Meyer, M.C. Malin, I. Mitrofanov, J.J. Simmonds, D. Vaniman, R.V. Welch, and R.C. Wiens, 2012. Mars Science Laboratory mission and science investigation, Space Science Reviews, online first, doi: 10.1007/s11214-012-9892-2. Available here.

(Summons, et al., 2011):
R.E. Summons, J.P. Amend, D. Bish, R. Buick, G.D. Cody, D.J. Des Marais, G. Dromart, J.L. Eigenbrode, A.H. Knoll, D.Y. Sumner, Preservation of Martian organic and environmental records: final report of the Mars Biosignature Working Group. Astrobiology 11, 2 (2011). doi:10.1089/ast.2010.0506. Available here.

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.

Božská Helene

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

(21) Lutetia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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