Topografická mapa Marsu

Když jsem minule dělal mozaiku oblasti okolo Argyre Planitia a při zjišťování bližších informací o této oblasti jsem narazil na výškové mapy Marsu, ať už pořízené laserovým výškoměrem MOLA sondy Mars Global Surveyor nebo pomocí kamery HRSC na sondě Mars Express, hned mne napadlo, zda se nenašel někdo, kdo by z těchto dat udělal topografickou mapu Marsu s okótovanými vrcholky a nížinami s údaji o výšce.
Nakonec jsem po letmém hledání na internetu došel k závěru, že taková mapa zatím veřejně publikována nebyla. Existuje spousta topografických map Marsu, ale téměř všechny jsou bez číselných údajů o výškách. Jednou z mála výjimek je tato mapa publikována Americkou organizací USGS (U.S. GEOLOGICAL SURVEY). Osobně mám tuto mapu asi nejraději ze všech publikovaných výškových map, zejména pro její příjemný vzhled a vysoké rozlišení. Nicméně tato mapa je čistě zaměřená jen na topografii a díky použití kontur je v ní minimum dalších informací. V mapě je jen šest výškových údajů a žádné názvy. Další výborné topografické mapy jsou dostupné zde. Jedná se opět o mapy produkované USGS. Tyto mapy mají vysoký kontrast, vysoké rozlišení (měřítko je 1 : 5 000 000) a obsahují snad všechny názvy útvarů na Marsu. Ale výškové údaje v nich nejsou a díky tomu, že jsou rozkouskované na 30 dílů, je hledání v nich ne příliš rychlé a příjemné.
Takže co s tím?
Řešení je nasnadě. Udělat mapu, která tyto údaje bude obsahovat a zároveň bude obsahovat i názvy útvarů na povrchu. Abych se přiznal, udělat si nějakou mapu byl vždy jeden z mých snů. Už na základní škole byl Školní atlas světa mou nejoblíbenější učebnicí a je to jedna z knížek do které se vždy rád podívám. Nedovedu si představit jinou knihu, kde je tolik přehledných informací v tak omezeném formátu. Proto není divu, že jsem se nechal hodně mapami v tomto a dalších atlasech hodně inspirovat. Zpětně se skláním v obdivu před lidmi, kteří tyto mapy dělali, byli to vážně borci.
Nevím jakým způsobem mapy dělali autoři těchto atlasů, ale já jsem si situaci usnadnil tím, že jsem jako výchozí bod použil již hotovou výškovou mapu (DEM - Digital Elevation Model) vytvořenou z dat výškoměru MOLA z datasetu MGS-M-MOLA-5-MEGDR-L3-V1.0 (Smith et al., 2003). Konkrétně se jednalo o verzi při rozlišení 32 pix/°. Tato mapa je v jednoduchém válcovém zobrazení, což sice z mnoha důvodů není nejpoužívanější typ zobrazení u map, má mnoho nevýhod (třeba zkresluje tvary a plochy dál od rovníku), ale dobře se s ním pracuje (snadno se lokalizují body na povrchu) a umožňuje relativně snadné zobrazení celého povrchu planety v jediném obrázku.
Samotná výšková mapa ale vypadá nepřirozeně a jako podklad není vhodná. U většiny topografických map se používají mapy s vystínovaným reliéfem, které jsou pro člověka mnohem lépe čitelné v kombinací s nějakou vhodnou výškovou škálou.
Při výrobě mapy s vystínovaným reliéfem jsem použil poprvé starší program Wilbur, který umí přímo zobrazit vystínovaný terén a navíc umožňuje i měnit parametry stínování. Nevýhodou je, že neumí pracovat s 16-ti bitovou výškovou mapou MEGDR, takže mapy byly vytvořeny z překonvertovaných 8-mi bitových obrázků. To vytvořilo mnoho nepěkných vystínovaných "schodů" v obraze. Řešením bylo použít několik vrstev, z nichž jedna byla vystínovaná mapa z programu Wilbur, další byla vytvořena stínováním v programu ImageJ, který umí sice pracovat s mapou MEGDR, ale umí s ní pracovat jen jako s obrázkem, ne výškovou mapou. Takže stínování "jen" zvýrazní hrany, ale ponechá například světlé vrcholky a tmavé nížiny. V programu ImageJ jsem také vytvořil barevnou výškovou škálu pomocí ručního editování stupnice LUT (Lookup Table). Protože je tato stupnice jen v 256-ti barvách, které jsou aplikovány na 65536 stupňů šedi originální mapy MEGDR a barevná výšková stupnice ve výsledné mapě je odstupňována po kilometrových výškách, došlo při převodu k nutným nepřesnostem, které se pohybují od jednotek metrů až po ~50 metrů. Takže hranice výškových stupňů ve výsledné mapě nejsou absolutně přesné, jsou zatíženy chybou až ~50 metrů, ale rozdíl to je prakticky těžko zaznamenatelný.
Výsledná mapa s vystínovaným reliéfem a výškovou stupnicí je tedy vytvořena kombinací několika různých stínovaných vrstev s barvou převzatou z mapy s editovanou LUT. Celý postup je zjednodušeně znázorněn na obrázku 1.

Obrázek/Figure 1.
Image which depicts, in simplified form, procedure of the obtaining color-coded shadow relief map from DEM (Digital Elevation Model).
Kredit/Credit: NASA PDS/Daniel Macháček

Při rozlišení 32 pix/° ve válcovém zobrazení má mapa rozlišení na rovníku zhruba 1,85 km/pix. Protože můj počítač už není z nejmladších, zmenšil jsem mapu na rozlišení 2,5 km/pix na rovníku, abych měl jistotu, že s tak velkým souborem budu moci vůbec pracovat. Abych zabránil úbytku detailů, použil jsem ještě před zmenšením mapy další vrstvu, obsahující extrémně zesílené vysokofrekvenční detaily (tedy detaily malých rozměrů). Díky tomu jsou v mapě viditelné i malé útvary, třeba kanály, které by jinak nebyly vůbec patrné. Nevýhodou tohoto opatření byl očekávaný nárůst velikosti komprimované mapy téměř o 70% (v PNG formátu).
Jedna věc je mít mapu, další je zaplnit ji údaji. Konkrétně jsou v mapě obsaženy tři základní typy údajů - místa přistání sond, "marsopisné" názvy a informace o výškách pro význačné body.
Nejméně náročnými na doplnění jsou údaje o sondách (přistávacích modulech), které zatím na Marsu přistály. Jsou v ní uvedeny jak mise úspěšné (ve vysvětlivkách označené jako Soft landing - měkké přistání, označení černým křížkem), tak mise neúspěšné (Hard landing - tvrdé přistání, označení červeným křížkem). Jednou z chyb v mapě, které jsem si vědom, protože je záměrná, je vyznačení plánovaného místa srpnového přistání nového Amerického vozítka Curiosity jako úspěšného, což samozřejmě v době, kdy píšu tento text není ještě známo. Udělal jsem to, abych kvůli jednomu údaji nemusel znovu nahrávat mapu na internet. Doufejme, že tento předpoklad vyjde a v tomto bodě bude mapa za měsíc a půl v pořádku (Update 6.8.2012: vozítko Curiosity úspěšně přistálo! :)). Dále je Sovětské přistání sondy Mars 3 označeno za měkké, i když modul fungoval na Marsu jistě jen asi 2 minuty a jen necelých 20 sekund vysílal informace. Všechny data o místech přistání jsou převzata z NSSDC Master Katalogu přes Wikipedii, kromě dat pro Beagle 2, která jsou převzata ze stránek projektu a dat pro přistávací modul Mars 2, kde jsou použita data převzatá od Phila Stooka, za jehož upozornění mu tímto znovu děkuji (viz fórum UMSF).
Co se týče názvů na Marsu, použil jsem názvy z výše zmíněných map Marsu organizace USGS v měřítku 1 : 5 000 000. V případě, že mi nebylo úplně jasné, kterou oblast vlastně daný název označuje, použil jsem výborný on-line vyhledávač stejné organizace, který je dostupný zde. Kromě velmi malých kráterů by měly být na mapě snad všechny názvy různých útvarů. Názvy jsou zpravidla umístěny tak, aby bylo jasné, který útvar popisují. U kanálů (Vallis a Valles) a dalších lineárních útvarů (Fossae, Scopuli, Catena, Dorsa) jsou názvy umístěny podél těchto útvarů. U extrémně malých jednotlivých kanálů, které jsou na hranici viditelnosti, je často použito označení ve dvou řádcích nad sebou, přičemž kanál je mezi těmito řádky. Názvy kráterů jsou buďto přímo v kráteru nebo vpravo od kráteru. Někdy jsem musel název umístit jinde, v tom případě je kráter (či jiná oblast) označen černým puntíkem, aby bylo zřejmé, o který útvar se jedná.
Velké regionální oblasti jsou vyznačeny hůlkovým písmem. Jejich hranice jsou jen matně stanoveny, jistý obrázek o jejich ohraničeních je možné si udělat pomocí těchto map (od USGS, jak jinak :) ).
Třetím typem informací v mapě jsou výškové údaje některých význačných bodů na Marsu.
V mapě jsou použity data hlavně z laserového výškoměru MOLA, konkrétně z datasetu MGS-M-MOLA-3-PEDR-L1A-V1.0 (Smith et al., 1999). Výškoměr MOLA pořizoval data s přesností až 40 cm u rovného terénu. U svahů je přesnost nižší (metry až desítky metrů). K této nepřesnosti je třeba dále připočíst chybu v určení výšky dráhy nad středem Marsu (~1 metr). Všechny údaje o topografii terénu jsou vztaženy k areoidu (model povrchu s konstatním gravitačním potenciálem se započítaným rotačním potenciálem) mgm1025, což je zhruba obdoba mořské hladiny u Země. Chyba v určení povrchu areoidu je ~1,8 metru. Celková chyba v topografických měřeních pomocí výškoměru MOLA je tak okolo tří metrů.
Data jsem získal pro každý povrchový útvar přes on-line rozhraní MOLA PEDR Query v Mars Orbital Data Exploreru. Data jsou dostupná v podobě tabulky, včetně přesných údajů (+/- 100 metrů) o poloze v areocentrických jednotkách (model dle IAU2000) a stejné jednotky a model je použit i pro označení souřadnic v mapě. Proto je možné je velice přesně umístit do mapy. Zvláště jednoduché je to u mapy ve válcovém zobrazení. Lokalizace výškových údajů je v mapě provedena pomocí černých trojůhelníčků s přesností +/- 0,5 pixelu. Z údajů jsem vybral jen dostatečně věrohodná data, zpravidla podpořená podobnými údaji z více datových souborů (to jest data získaná při různých obězích) a nepoužíval jsem data z tzv. módu 4, která dávají pro povrch velmi nepřesné údaje.
Menší část údajů je získána z digitálních modelů terénu (DTM) vytvořených ze stereoskopických snímků kamery HRSC na sondě Mars Express (ESA). Ty jsou dostupné v rámci datasetu MEX-M-HRSC-5-REFDR-DTM-V1.0 (Roatsch, 2008). Výšková data v těchto modelech používají stejný areoid mgm1025 a jsou kalibrována pomocí map MEGDR. Díky tomu jsou kompatibilní s výsledky výškoměru MOLA. Protože mají lepší pokrytí terénu při podobném nebo vyšším rozlišení než data z výškoměru MOLA, většinou by měly dávat lepší výsledky pro menší vrcholky či naopak sníženiny (které laserový výškoměr mohl prostě minout). Nevýhodou je nižší přesnost (+/- ~10 metrů) a riziko vyšší chyby při nižším poměru signálu na šumu - SNR (Signal to Noise Ratio). Tento efekt pak může ještě umocnit ztrátová komprese dat, která je u snímků kamery HRSC používána. Nakonec jsem použil jen ty údaje, kde model DTM dává vyšší údaje pro vrcholky a nižší údaje pro nížiny a to zatím jen pro pár význačných útvarů, pro které takový model existuje (pro většinu povrchu Marsu tyto modely stále nejsou hotovy).

Obrázek/Figure 2.
Topographic map of Mars in scale 1 : 7 087 000.
Backround shaded relief map has resolution ~2.25 km/pix on Martian equator. All other basic information about map in english language are directly in the map (in the right lower corner). This is version of the map as 14MB JPG image. PDF version (57MB!) is available HERE.
Actual version of the map is from 11.12.2012.
Map was created by Daniel Macháček (2012).

Spojení základní mapy s informacemi jsem provedl ve starém dobrém IPE 6. Jednalo se o nejpracnější část, protože jen výškových bodů je okolo 1250. Celkově výroba mapy zabrala něco mezi 100 až 150-ti hodinami čistého času a výsledek je k dispozici buďto jako obrázek č.2 (14MB JPG) nebo užitečnější PDF (velikost 56MB!) přes Google Documents. V PDF je možné si zvětšit malé nápisy, které jsou při 100% zvětšení (odpovídá tiskovému rozlišení 72 DPI) použitém u obrázku špatně čitelné, či nečitelné (u nejmenších). Další velkou výhodou je možnost rychlého vyhledávání jednotlivých útvarů podle názvů.
Na úplný závěr ještě základní přehled informací o mapě:

Základní údaje o mapě Marsu. Basic information about Martian map.
Projekce/Projection:	Válcová/Cylindrical.
Měřítko (při 72 DPI): Scale (at 72 DPI):	1 : 7 087 000.
Rozlišení při 72 DPI (100%) na rovníku: Resolution at 72 DPI on equator:	2,5/2.5 km/pix.
Systém souřadnic: Coordinate System:	Areocentrický Areocentric (IAU2000).
Výšky vztaženy vůči: Elevations referenced to:	Areoid mgm1025.
Aktuální verze z: Actual version of the map from:	11.12.2012.

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.

Šťavnatá mise k Jupiteru z evropské kuchyně

Před pár hodinami prolétla vlnami internetu zpráva o doporučení komise SSAC evropské kosmické agentury ESA, která vybírala ze tří kandidátů na tzv. L mise (velké mise ESA). Každý z kandidátů by byl velkým přínosem a to nejen vědeckým, ale vybrán mohl být nyní jen jeden. Mise ATHENA představovala velkou výkonnou observatoř pro rentgenové záření, NGO (eLISA) první observatoř určenou pro sledování Vesmíru prostřednictvím stále tajemných gravitačních vln, a JUICE misi určenou k průzkumu ledových měsíců Jupiteru. Nakonec byla doporučena ke schválení právě posledně jmenovaná mise JUICE (JUpiter ICy moons Explorer). Přestože toto rozhodnutí ještě není konečné, je pravděpodobné, že tato mise bude formálně schválena 2. května zástupci členských států ESA.
Protože JUICE byl můj osobní favorit pro nádcházející L misi (osobní pořadí JUICE-NGO-ATHENA), připravil jsem menší zhrnutí, co můžeme čekat, bude-li definitivně schválena a samozřejmě pokud i dále půjde vše podle současných plánů (které se ale můžou stále trochu pozměnit).

Tabulka/Table 1.
Základní vědecké cíle mise JUICE. Tabulka převzata ze žluté knihy mise.
Basic science objectives of the JUICE mission. Table is from JUICE's Yellow Book.

Měsíce Jupiteru (a Jupiter samotný) studovala podrobně už americká sonda Galileo, která se v roce 1995 stala umělou družicí Jupitera. Spoustu dat také pořídily mise sond Voyager koncem 70. let. Přesto je Jupiterovo hájemství plné záhad, které by měla právě nová sonda poodhalit (a nesporně také nastolit otázky nové). Jak už název mise napovídá, hlavním cílem budou ledové měsíce Europa, Ganymed a Kallistó, ale ve vědeckém programu není zapomenuto ani na studium samotného Jupiteru, vulkanicky aktivního měsíce Ió, malých vnitřních měsíců, prstence, i vnějších měsíců na vzdálených nepravidelných drahách. Přehled základních vědeckých cílů mise je shrnut v tabulce 1, což je tabulka 1-1 převzatá z tzv. žluté knihy mise. Snad největší otázkou, na kterou by měla mise JUICE odpovědět, je, zda skutečně existují oceány u ledových měsíců Jupiteru (jak nasvědčují data ze sondy Galileo) a pokud ano, zjistit o nich co možná nejvíce informací.

Tabulka/Table 2.
Plánovaný průběh vědeckých fází mise JUICE. Tabulka převzata ze žluté knihy mise.
Science phases of the JUICE mission. Table is from JUICE's Yellow Book.

Aby bylo možné zodpovědět tuto otázku, bylo třeba navrhnout vhodný průběh mise. Základní rysy jsou shrnuty v tabulce 2, která je opět převzata ze žluté knihy (tab. 5-1). Po startu někdy v červnu roku 2022, nejspíše raketou Ariane-5 ECA, se JUICE vydá na dlouhou pouť, při které bude její dráha několikrát upravována průlety okolo Země (3×) a Venuše (1×).
Po sedmi a půl letech doletí počátkem roku 2030 k Jupiteru a pomocí hlavního raketového motoru se dostane na oběžnou dráhu okolo Jupiteru (po třetí v historii, po sondách Galileo a JUNO). Před tím by mohla, pokud tomu bude orbitální mechanika nakloněna, navštívit zblízka jeden z vnějších měsíců Jupiteru. Pak sondu čeká "túra" po Jupiterově systému, během které navštíví 2× Europu (vzdálenost ~400 km), 12× Ganymed a 13× Kallistó (vzdálenost ~200 km).
Pro srovnání - sonda Galileo navštívila 11× Europu, 6× Ganymed a 8× Kallistó, navíc navštívila ještě 7× Ió a 1× Amaltheu. Z toho ale jen čtyři průlety Europy, tři průlety okolo Kallistó a jen jeden okolo Ganymedu byly v podobné blízkosti s jakou se počítá pro JUICE. U tří průletů okolo Ió došlo k poruchám (část dat byla ztracena) způsobených silnou radiací a Amalthea nebyla vůbec snímkována.
Nakonec se sonda usadí na oběžné dráze okolo Ganymedu (jako první umělá družice jiného měsíce než zemského) a od září 2032 ho bude minimálně devět měsíců zkoumat z nejbližší vzdálenosti ~200 kilometrů. Pak končí nominální mise a dále bude osud mise záviset na technickém stavu sondy, zásobách paliva a ochotě agentury ESA platit prodlouženou misi. Definitivní osud JUICE pak bude zpečetěn jejím dopadem na povrch.

Tabulka/Table 3.
Plánované vědecké experimenty mise JUICE. Tabulka převzata ze žluté knihy mise.
Model payload of the JUICE mission. Table is from JUICE's Yellow Book.

Pro samotný průzkum při všech těch průletech je samozřejmě nutností mít připraveny kvalitní vědecké experimenty. Těch nese JUICE celkem jedenáct. Jejich seznam, spolu se základními charakteristikami, je uveden v tabulce 3, převzaté, jak jinak, ze žluté knihy (tam jako tab. 6-1)
Více se zaměřím jen na přístroje pro dálkové sledování, ve kterých se více vyznám a můžu provést základní srovnání. Na palubě sondy by měly být dvě kamery, úzkoúhlá (NAC) a širokoúhlá (WAC). Kamera NAC bude mít dvakrát lepší úhlové rozlišení než obdobné kamery na palubách sond Galileo a Voyager. Také bude mít k dispozici 12 filtrů, oproti osmi u Galilea (systém SSI). Jestliže kamera Galilea pořizovala snímky jen se 256-ti stupni šedi, u JUICE to bude 4096 nebo více. Celkově se dá říct, že navzdory tomu, že se JUICE nepřiblíží k vnitřním částem Jupiterova systému tak blízko jako třeba Galileo, díky výkonnější kameře bude pořizovat snímky se stejným nebo i vyšším rozlišením. V tabulce č.4 jsou uvedeny hodnoty rozlišení kamery NAC pro povrchy různých těles v jupiterově systému a srovnání s nejlepšími výsledky dosavadních sond.

Tabulka/Table 4.
Hrubý odhad rozlišení snímků kamery NAC u různých těles v jupiterově systému a srovnání s dosavadními nejlepšími výsledky. Best guess odpovídá mému nejlepšímu odhadu založenému na publikovaném profilu oběžných drah mise JUICE a úhlovém rozlišení kamery NAC. Theoretical maximum odpovídá ideální situaci, kdy by se sonda i snímané těleso dostalo do optimální vzdálenosti. Čísla jsou uvedena s desetinnou tečkou.
Rough estimation of NAC camera resolution capabilities in the Jovian system and comparison with resolution of the best images from older missions. "Best guess" is my best estimate based on published mission profile and NAC capabilities. "Theoretical maximum" is resolution for ideal configuration of orbits (of the JUICE spacecraft and imaged target).

Zobrazovací infračervený spektrometr VIRHIS bude mít 2- až 4-násobné úhlové rozlišení ve srovnání s obdobným systémem NIMS na sondě Galileo, přitom disponuje i větším zorným polem. Zobrazovací ultrafialový spektrometr má dokonce 10× lepší úhlové rozlišení než spektrometr Galilea.
Část přístrojů JUICE poletí k jupiterovým měsícům vůbec poprvé. To je případ, třeba laserového dálkoměru, který bude dostatečně citlivý na to, aby určil zda má Ganymed podpovrchový oceán. Pokud jej totiž má, pak dálkoměr změří vzedmutí povrchu způsobené slapovými silami. Dále umožní získat první přímá topografická měření terénu na Europě a Kallistó (a samozřejmě i Ganymedu).
Mikrovlnný spektrometr SWI umožní měřit teploty povrchů měsíců a také rychlost větrů v jupiterově atmosféře.
Svými schopnostmi téměř Sci-Fi přístroj (přestože jeho první představitel letěl už na Apollu 17) je podpovrchový radar IPR. Díky němu se budeme moci přímo podívat jak vypadá struktura podpovrchových vrstev měsíců Europa, Ganymed a Kallistó. Přitom maximální hloubka, do které může radar nahlédnout, je dle materiálu asi 1 až 10 kilometrů. Pokud by na Europě byl oceán někde skryt jen pod pár kilometrů tlustou kůrou, pak bychom měli šanci toto rozhraní přímo "vyfotit".
Z dalších experimentů bych se asi ještě zastavil u hmotového spektrometru INMS, který, jestli mě paměť neplete, také nebyl na žádné družici Jupitera. Ten bude schopen například měřit chemické složení velmi řídkých atmosfér ledových měsíců.
Pro studium vlastností případných oceánů budou důležité i další experimenty, které jsou naopak stálicemi na většině planetárních misí, ale díky kombinaci citlivosti těchto experimentů a vhodně naplánovaným blízkým průletům, bude moci JUICE přinést řadu zajímavých poznatků. Díky měření slabých nuancí magnetického pole v těsné blízkosti měsíců bude možné určit některé charakteristiky případných oceánů jako je třeba elektrická vodivost (a tedy i přibližně určit slanost) nebo jejich hloubka a k podobnému účelu se dá použít i rádiový systém sondy.
Pořídit data je ovšem jedna věc, dostat je na Zemi je věc druhá. Díky poruše hlavní antény mohla sonda Galileo přenášet data jen rychlostí max. 160 bps. Touto rychlostí se dá přenést na Zemi asi 10 Mbit dat, pokud běží přenos 24 hodin (což je nereálné). U mise JUICE se počítá s každodenním přenosem dat okolo 1,4 Gbit (140× více než teoretické maximum u Galilea).
JUICE je tedy velmi slibná mise a pokud se vše povede, tak jak má, pak se máme na co těšit.

Obrázek/Figure 1.
Different bodies in Jovian system at resolutions obtainable by JUICE's NAC camera. Images are from Galileo spacecraft (apart from Jupiter, which is from Voyager).
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

A aby bylo možné si trochu lépe představit na co se máme těšit, připravil jsem na závěr rychlý a hrubý obrázek (obr.1) znázorňující různá tělesa jupiterova systému při podobných rozlišeních, kterých by měla dosáhnout úzkoúhlá kamera NAC. Všechny použité snímky jsou ze sondy Galileo (kromě snímku Jupitera, který je z Voyageru) a předpokládám, že ty z JUICE budou v mnoha ohledech lepší, např. budou barevné (zejména ty globální) a nebudou tolik trpět různými vadami (ty jsem schválně v obrázku ponechal a mělo by si jich všimnout i necvičené oko).

UPDATE (2.5.2012):
ESA oficiálně schválila JUICE se jako svou další velkou misi - http://www.esa.int/esaCP/SEM9I4QWJ1H_index_0.html.

(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!

Jovinálie

Je docela zvláštní, že misi, která suverénně vede mezi podněty v mém útlém dětství, které mě vedly k zájmu o planety, měsíce a další tělesa potulující se naší Sluneční soustavou a které jsem se nejvíce věnoval i při vytváření obrázků (třeba zde), jsem nevěnoval na svém blogu ještě ani jeden příspěvek. Je na čase zplatit dluh, či přesněji ho trochu snížit neb to doufám nebude naposledy, kdy se k dané misi dostanu. A tato mise se nejmenuje Apollo, nýbrž Voyager.
V roce 1977 odstartovaly z floridského mysu Canaveral dvě, velikostí docela skromné (méně než jedna tuna), meziplanetární sondy - Voyager 1 a Voyager 2. Třetí, záložní, exemplář zůstal na zemi, ale dobře posloužil při řešení problémů, se kterými se potýkaly obě letící sondy. Během následujících let prolétl Voyager 1 okolo Jupiteru, poté Saturnu a jeho měsíce Titanu, aby se nakonec vydal na mezihvězdnou pouť, která stále pokračuje a pokud nezaúřaduje "Velký galaktický ghoul", tak ještě snad 10 až 20 let pokračovat bude. Dvojka měla o něco pestřejší pouť. Kromě Jupiteru a Saturnu prolétla ještě okolo Uranu a Neptunu (1989). Během své cesty vyfotily obě sondy snad vše co potkaly. To se týkalo nejen planet, ale také měsíců. Přitom nebyly ignorovány ani malé měsíčky, pokud byla známa jejich dráha a bylo dost času udělat změnu v programu. Mnoho těchto malých měsíčků bylo také objeveno právě díky oběma sondám. Nicméně dnešní příspěvek se týká hlavně prvního cíle, který Voyagery potkaly a to obří plynné planety Jupiter.

Planetu Jupiter do dnešních dnů navštívilo už osm sond, přitom jedna se stala i jeho družicí (Galileo), ale troufám si tvrdit, že fotografie z Voyagerů jsou nejúchvatnější. Důvodem je jak malá vzdálenost, na kterou se Voyagery k Jupiteru přiblížily a tím i velmi dobré rozlišení snímků, tak bezvadně fungující přenos dat rychlostí 115 kbit/s, díky kterému je k dispozici moře snímků. Výhodou byly paradoxně i staré vidikonové snímače, které měly dobrou odolnost proti vysoké radiaci, která panuje blízko Jupitera. Například první obrázek (obr.1), zkombinovaný ze tří snímků pořízených Voyagerem 2 dne 9.7.1979 přes oranžový (c2063155), zelený (c2063150) a fialový filtr (c2063145), má rozlišení asi 89 km/pix, což je srovnatelné s nejlepšími snímky, které pořídila sonda Cassini v roce 2000. Není se zase čemu divit neboť Cassini prolétla ve vzdálenosti okolo 10-ti miliónů kilometrů, kdežto Voyager fotil v tomto případě Jupiter ze vzdálenosti jen něco málo přes 1 milión km.

Obrázek/Figure 1.
Part of Jovian disc on color image from Voyager 2 wide angle camera (WAC).
Images c2063145 (violet filter), c2063150 (green filter), c2063155 (orange filter). Resolution is ~89 km/pix. Date: 9.7.1979.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Kamery na Voyageru nebyly ale žádné "béčka" ani na dnešní poměry. Obr.1 byl pořízen širokoúhlou kamerou (WAC) s menším rozlišením (a širším zorným polem), ale součástí zobrazovacího systému Voyagerů (tzv. ISS) byla i úzkoúhlá kamera, vybavená zrcadlovým teleobjektivem, schopná rozlišit světla automobilu na vzdálenost 200 kilometrů. Zatímco širokoúhlá kamera fotila snímky, ze kterých je složen obr.1, úzkoúhlá kamera pořídila sadu snímků (c2063143, c2063148, c2063153, c2063158), kterou jsem poskládal do mosaiky na obr.2. Mosaika má zesílený kontrast, aby vynikly i malé detaily a barvu jsem přidal z obr.1. Navíc jsem musel trošku korigovat jas, protože zesílený kontrast poněkud pozměnil barevné podání celé mosaiky. Mosaika zobrazuje víry v tmavším severním pásu Jupitera obklopeného dvěma světlejšími zónami. V obou zónách jsou pak vidět menší oblaka, tvořící se na vrcholcích (zřejmě) výstupných proudů. Přitom nejmenší viditelná oblaka mají jen asi 25 kilometrů v průměru. Mosaika je totiž přepočtena na rozlišení 10 kilometrů na pixel, přičemž originální snímky měly rozlišení něco pod 12 km/pix.

Obrázek/Figure 2.
Swirling Jovian atmosphere in contrast enhanced mosaic from Voyager 2.
Narrow angle camera (NAC) images c2063143, c2063148, c2063153 and c2063158 (all green filter). Whole mosaic is colorised by color from fig.1, with some gamma corrections. Resolution of the original images was ~12 km/pix, images were resampled to resolution 10 km/pix. Date: 9.7.1979.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Víry v obrázku č.2 jsou na Jupiterovy poměry malé, nicméně v pozemských poměrech by se rovnaly větším bouřím a například cyklóna v pravé části mosaiky dole je velikostí srovnatelná s pozemskými hurikány. Obrázek č.3 umožňuje udělat si představu o skutečné velikosti celé scenérie. Podkladový obrázek je totožný s obr.1, ale nyní je navíc vyznačená oblast znázorněná mosaikou (obr.2) spolu s údaji o rozlišení obrázků č.1 i č.2. Navíc jsem přidal obrázek Země ve stejném měřítku (obrázek Země je složen ze snímků pořízených sondou Galileo).

Obrázek/Figure 3.
Localisation of fig.2 in fig.1 with Earth for size comparison. Earth image is made from Galileo's SSI images.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

Poslední obrázek č.4 je "neplánované dítě" tohoto příspěvku, ale když jsem při dodatečném procházení Voyagerovských snímků uviděl tento výjev, nedalo mi to a musel jsem se s ním nějak vypořádat. Jedná se o snímek ve stylu označovaném anglicky jako Kodak moment, česky snad Kodakovská momentka. Tento typ snímků, pojmenovaný po známém výrobci (nejen) fotoaparátů, zpravidla vyniká zajímavou kompozicí. U snímků z kosmických sond se často jedná o zajímavé postavení více těles v záběru. Zde se jedná o Jupiter a jeho měsíc Europu, která vychází zpoza planety. Opět se jedná o záběry pořízené úzkoúhlou kamerou Voyageru 2, ale tentokrát téměř o týden dříve než u předchozích obrázků. Snímek c2046857, použitý jako podklad a snímky c2046901 (modrý filtr), c2046903 (oranžový filtr) a c2046905 (zelený filtr) byly pořízený již 3. července 1979. Ze vzdálenosti okolo 7-mi miliónů kilometrů bylo rozlišení decentních 65 km/pix, což je ale i tak stále lepší, než co zvládnou nejvýkonnější teleskopy od Země.

Obrázek/Figure 4.
Little "Kodak moment" from Voyager 2 - moon Europa behind Jupiter.
Narrow angle camera image c2046857 colorised by color from images c2046901 (blue filter), c2046903 (orange filter) and c2046905 (green filter). Resolution: ~65 km/pix. Date: 3.7.1979.
Kredit/Credit: NASA/JPL/Daniel Macháček

EDIT: Opravil jsem kosmického dhoula, na Velkého galaktického ghoula, což je mýtická příšera požírající kosmické sondy. :)

Infografika: Kosmické observatoře

Dnešní příspěvek je mou první obsáhlejší infografikou. Ukazuje (snad) přehlednou formou většinu kosmický observatoří, které prováděly (či stále provádějí) úspěšná astronomická pozorování.

V infografice jsou uvedeny všechny významnější kosmické observatoře, které fungovaly déle než jeden měsíc a pozorovaly elektromagnetické záření z objektů hlubokého vesmíru (tzn. objektů za hranicemi Sluneční soustavy). Nejsou zde tedy uvedeny observatoře, které jsou určeny výhradně jen ke sledování Slunce a nejsou zde uvedeny ani meziplanetární sondy. Také zde nejsou uvedena pozorování prováděná pilotovanými prostředky, ať už se jedná o astronomická pozorování prováděná z paluby raketoplánu (která trvala vždy méně než měsíc), či pozorování z kosmických stanic.

Information Graphic: Space Observatories

Graphic contains most of the space observatories observing electromagnetic radiation from deep space, which were observing for more than one month and which provide us with useful data.
Horizontal scale is in years and main (left) vertical logarithmic scale represents wavelength of electromagnetic radiation in meters. First half of the right logarithmic scale depicts frequency of electromagnetic radiation and second half depicts energy of photon corresponding to wavelength of electromagnetic radiation.
Each observatory is represent by the rectangle, where width depicts lifetime, height depicts spectral coverage and color depicts state of origin (ESRO/ESA missions are labeled as "Europe"). Some observatories with significantly different areas of spectral coverage are represent with more than one rectangle. These rectangles are then connected by dotted lines.

Základem celé infografiky jsou stupnice v pozadí, pokrývající horizontálně období od roku 1950 až po rok 2030. Jednotlivé roky jsou odděleny čárkovanou čárou. Mírné předimenzování jsem zvolil proto, že chci někdy v budoucnu dodat i pozorování ze sondážních raket a balónů, které byly vypuštěny již v 50. letech.

Vertikální stupnice znázorňuje (logaritmicky) elektromagnetické záření v rozsahu neuvěřitelných 24 řádů. Vlevo je základní stupnice představující vlnovou délku elektromagnetického záření v metrech. Vpravo je pak uveden ekvivalentní údaj pro frekvenci (v Hz) a energii (v eV), přičemž je tento údaj použit jen pro oblast ve které se nejčastěji používá (tedy elektronvolty pro vysokoenergetické záření a Herze pro záření nízkých energií).

V pozadí jsou pak vyznačeny základní typy elektromagnetického záření: Gamma-Ray - gama záření, X-Ray - rentgenové záření, Ultraviolet - ultrafialové záření, Infrared - infračervené záření, Microwave - mikrovlnné záření, Radio - rádiové vlny. Viditelné světlo je vyznačeno jako barevná duha zhruba uprostřed infografiky.

Barevné obdélníky představují jednotlivé kosmické observatoře, přičemž šířka udává dobu aktivní činnosti (období ve kterém některý s přístrojů pozoroval oblohu) a výška pak spektrální rozsah elektromagnetického záření, který byly schopny pozorovat přístroje na palubě. Barva udává stát, který měl vedoucí úlohu při konstrukci a kontrole dané observatoře.

K tomu je dobré dodat pár poznámek.
Dobu aktivní činnosti není snadné vždy zjistit a proto je u některých observatoří šířka obdelníku daná přibližně podle data startu a data ukončení komunikace. U observatoří, které jsou aktivní v době kdy píšu tyto řádky, je doba ukončení činnosti sjednocena na rok 2015 s výjimkou observatoří, jejichž životnost je technicky limitována (třeba Herschel, u kterého je pozorování závislé na tenčící se zásobě chladícího média - hélia). U těch je pak udána předpokládaná doba ukončení. U pár chystaných misí je pak období činnosti odvozeno z předletových plánů (NuSTAR, GAIA apod.). Vyjímečně se stává, že pozorování jsou na delší dobu přerušena a poté obnovena. To je příklad třeba družice SWAS, v jejímž případě je dané přerušení vyznačeno v infografice tečkovanou čárou.
V mnoha případech se stává u observatoří s více přístroji, že některý z nich již nemůže z nějakého důvodu pozorovat, zatímco jiné stále dodávají užitečná data. Díky tomu může dojít k zmenšení spektrálního rozsahu pozorování. Tyto údaje nejsou v infografice zatím zohledněny. Některé observatoře také mohou mít několik přístrojů pro pozorování elektromagnetického záření značně odlišných vlnových délek. V tom případě je taková observatoř vyznačena prostřednictvím několika obdélníků, které jsou navzájem spojeny tečkovanými čarami. Týká se to zejména některých misí pro rengenové a gama záření, které jsou vybaveny i optickými teleskopy (ANS, XMM-Newton, SWIFT apod.).
Co se týče barev a příslušných států, pak snad jen dodatek, že observatoře evropských organizací ESRO a nástupnické ESA jsou uvedeny pod hlavičkou Europe (modrá barva). Navíc je třeba mít na paměti, že je stále častější praxí mezinárodní účast na všech náročnějších kosmických misích a dnes je již spíše výjimkou, pokud je složitější observatoř záležitostí jen jednoho státu (či organizace).

Je pravděpodobné, že se k dané infografice ještě v budoucnu vrátím, protože bych rád odlišil i různé typy přístrojů a typy pozorování, které byly danými kosmickými observatořemi prováděny. Je totiž celkem velký rozdíl mezi řekněme rentgenovou observatoří z 60. let, vybavenou jednoduchým jednoprvkovým detektorem a moderním kosmickým teleskopem, který snímá jak obrazy tak spektra oblohy detektory s milióny prvků a úžasným rozlišením.