Моделирование рельефа планеты Марс по данным космической съемки

Министерство образования и науки Российской Федерации Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования Кубанский государственный университет ФГБОУ ВПО «КубГУ»

Факультет географический Кафедра геоинформатики Специальность 80 801 «Прикладная информатика в географии»

ДИПЛОМНАЯ РАБОТА Моделирование рельефа планеты Марс по данным космической съемки Работу выполнила А. С. Сердюк Руководитель А. Н. Пелина доц., канд. геогр. наук Краснодар — 2013

СОДЕРЖАНИЕ Введение

1. История исследования планеты Марс

2. Космическая автоматическая станция «Марсианский разведывательный спутник»

3. Информационно-методические основы работы

3.1 Общие сведения о Марсе

3.2 Особенности рельефа планеты Марс

3.3 Модель рельефа MOLA

3.4 Выбор района исследования

3.5 Исходные данные

4. Обработка данных цифровой камеры HiRISE в программном обеспечении ISIS

4.1 Программа ISIS

4.2 Получение первичных данных

4.2.1 Поиск и прием данных изображения

4.2.2 Преобразование файлов из PDS EDR в формат изображения ISIS

4.2.3 Добавление элементов внешнего ориентирования

4.3 Радиометрическая коррекция снимков

4.4 Создание общей мозаики для снимка HiRISE

4.4.1 Удаление дисторсии с отдельных изображений и преобразование проекции снимка

4.4.2 Коррекция тонального несоответствия между частями мозаики

4.5 Построение модели поверхности планеты Марс

5. Обработка и анализ цифровой модели поверхности Марса Заключение Список использованных источников ВВЕДЕНИЕ В. О. Ключевский на вопрос, зачем мы изучаем историю своей страны, ответил — чтобы лучше понять самих себя. На вопрос — почему мы изучаем Солнечную систему, можно ответить — чтобы понять свое место в ней и во Вселенной. Центральной задачей планетных исследований является создание научной теории образования и эволюции тел Солнечной системы — планет, их спутников, малых тел (комет, астероидов). Особо следует выделить проблему построения теории образования и эволюции Земли, способной дать прогноз дальнейшего ее развития.

Объектом исследования дипломной работы является цифровое моделирование поверхности планеты Марс. Выбор такого объекта изучения, связан, с одной стороны, с надеждой внести свой вклад в понимание о том, как формировалась планета и о ранней эпохе её развития. И, с другой стороны, наличие высокоточной модели поверхности Марса может быть полезным для ответа на, пожалуй, ставший уже риторическим, вопрос: действительно ли на раннем Марсе были условия для возникновения биологической активности. Сейчас поверхность Марса очень разнообразна: огромное количество ударных кратеров в приподнятом южном полушарии, вулканические равнины севера с самыми крупными вулканами в солнечной системе, полярные ледниковые шапки, пустынные ландшафты, древние речные долины и области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий. Одним из способов узнать, что способствовало такому резкому изменению, является изучение происходящих сейчас изменений на поверхности планеты.

Целью работы является фотограмметрическая обработка исходных изображений, построение и анализ полученной цифровой модели рельефа поверхности Марса.

Для достижения цели работы необходимо решить несколько задач:

— преобразовать первичные данные в необходимый формат;

— объединить части изображений;

— провести радиометрическую коррекцию снимков;

— преобразовать снимки в необходимую картографическую проекцию;

— добавить элементы внешнего ориентирования снимка;

— построить цифровую модель рельефа;

— выполнить первичный морфометрический анализ поверхности.

Для реализации данного дипломного проекта были использованы программные комплексы ISIS и ArcGIS. В качестве исходных материалов для построения цифровой модели рельефа были выбраны снимки поверхности планеты Марс, созданные камерой высокого пространственного разрешения «High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE)».

1. История исследования планеты Марс Исследование Марса началось давно, ещё 3,5 тыс. лет назад, в Древнем Египте. Первые подробные отчеты о положении Марса были составлены вавилонскими астрономами, которые разработали ряд математических методов для предсказания положения планеты. Пользуясь данными египтян и вавилонян древнегреческие (эллинистические) философы и астрономы разработали подробную геоцентрическую модель для объяснения движения планет. Спустя несколько веков индийскими и исламскими астрономами был оценен размер Марса и расстояние до него от Земли. В XVI в. Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель для описания Солнечной системы с круговыми планетарными орбитам. Его результаты были пересмотрены Иоганном Кеплером, который ввел более точную эллиптическую орбиту Марса, совпадающую с наблюдаемой.

Первые телескопические наблюдения Марса были проведены Галилео Галилеем в 1610 г. В течение XVII столетия астрономы обнаружили на планете различные оптические особенности, в том числе темное пятно моря Сырт и полярные ледяные шапки. Также был определен период вращения планеты и наклон её оси. Телескопические наблюдения Марса в первую очередь были сделаны, когда планета достигала оппозиции к Солнцу, то есть при наименьшем расстоянии между Марсом и Землей.

Улучшение качества оптики у телескопов в начале XIX в. позволило провести картографирование постоянных оптических особенностей. Первая карта Марса была опубликована в 1840 г., а более точное картографирование началось с 1877 г. Позже астрономами были обнаружены спектральные подписи молекул воды в атмосфере Марса; из-за этого открытия среди широких слоев населения становится популярной мысль о возможности жизни на Марсе. Персиваль Лоуэлл считал, что увидел на Марсе сеть искусственных каналов. Эти наблюдения, как потом, оказалось, были оптическими иллюзиями, а атмосфера у Марса слишком тонкой и сухой для поддержки климата земного типа.

В 1920 гг. был измерен диапазон температур у марсианской поверхности, и установлено, что поверхность Марса находится в экстремальных условиях пустыни. В 1947 г. Джерард Койпер показал, что тонкая атмосфера Марса содержит большой объем двуокиси углерода. Первая стандартная номенклатура оптических особенностей Марса была принята в 1960 г. на заседании Международного астрономического союза.

С 1960 гг. началась отправка дистанционно управляемых спутников для изучения поверхности планеты с её орбиты.

Первым 10 октября 1960 г. направил к Марсу свой аппарат СССР. Однако тот даже не смог выйти на запланированную околоземную орбиту, чтобы уже оттуда продолжить путь к Красной планете. Несколько дней спустя таким же образом была потеряна вторая станция. В целом первые шесть попыток (включая одну, предпринятую НАСА) отправить к Марсу аппараты закончились провалом.

1962 г. СССР запустил три космических аппарата, лишь один из которых покинул околоземную орбиту: почти шесть месяцев автоматическая станция «Марс-1» травила газ из системы ориентации, и, в конце концов, связь с нею была утрачена. Двумя годами позже станция «Зонд-2» не смогла развернуть солнечных батарей.

14 июля 1965 года череду неудач прервал американский «Маринер-4», пролетевший, как и предполагалось, на расстоянии почти 10 000 километров от поверхности планеты и передавший на Землю несколько снимков. Всего по программе «Маринер» было послано к Марсу шесть аппаратов, причем два погибли при запуске, три пролетели мимо Красной планеты, передав по два-три десятка кадров, и лишь «Маринер-9» действительно отработал свое, в 1971;1972 годах завалив земные службы 7329 снимками. КА «Маринер-9» были сделаны первые снимки спутников Марса Фобоса и Деймоса в высоком разрешении. На поверхности планеты были обнаружены рельефные образования, напоминающие реки и каналы.

3 декабря 1971 г. на поверхность Красной планеты совершил посадку зонд, отделившийся от советской станции «Марс-3» (рисунок 1), ее попутчик «Марс-2» остался на ареоцентрической орбите. Однако за двадцать секунд работы зонд успел передать лишь несколько снимков, после чего вышел из строя — предположительно, из-за песчаной бури.

Рисунок 1 — Автоматическая межпланетная станция Марс-3

В 1973 г. к планете было отправлено сразу четыре аппарата серии «Марс». Увы, ни один из них не достиг цели: первый потерял герметичность, второй стравил топливо, третий разбился, а четвертый промахнулся и улетел в никуда.

Когда до окрестностей Марса добрался советский аппарат «Фобос-2», начал передавать снимки и неожиданно прекратил связь, по телевидению, транслировавшему исторические кадры, показали одно последнее изображение — надвигающуюся на аппарат непонятную веретенообразную тень. Журналистская версия, будто это противоспутниковая ракета марсиан, развития не получила.

В 1976 г. на Марс опустились американские «Викинг-1» и «Викинг-2», они впервые передали на Землю телевизионное изображение поверхности Красной планеты. Однако вслед за этим успехом сильный удар по программам изучения Марса нанесла потеря станции «Марс Обсервер». По расчетам НАСА, эта экспедиция должна была проработать на Марсе марсианский год (687 земных дней). Но 21 августа 1993 г. — за три дня до выхода аппарата на орбиту вокруг Марса — связь с аппаратом была потеряна. Согласно одной из версий, он взорвался из-за разгерметизации топливного бака[20].

Тремя годами позже череду неудач продолжил неудачный запуск российского «Марса-96» (через несколько минут после старта он упал в Тихий океан в районе острова Пасхи).

В 1997 г. посадочный блок «Марс Пасфайндер» доставил туда марсоход «Соджорнер», однако радиус его передвижений был очень мал (представьте себе, что, наоборот, марсианский робот, опустившись на нашу планету, детально обследовал бы шесть соток где-нибудь в Каракумах или Сахаре).

В сентябре 1999 г. погибла станция «Марс Климат Орбитер». За ней последовал аппарат «Марс Полар Лэндер», который должен был совершить посадку 3 декабря; судя по всему, он разбился, угодив в глубокий каньон. Это были жестокие потери — и для науки, и для престижа НАСА.

2 июня 2003 г. с помощью ракеты-носителя «Союз ФГ» был запущен космический корабль «Марс-Экспресс» в рамках первой Европейской межпланетной миссии. «Марс-Экспресс» вышел на орбиту вокруг четвертой планеты нашей солнечной системы 25 декабря 2003 г. С этого корабля на поверхность планеты опустился британский зонд «Бигл-2», но при посадке разбился.

10 июня 2003 г. с помощью ракеты-носителя Дельта-2 был запущен марсоход «Спирит», один из двух, запущенных США в рамках проекта НАСА «Марсоход» («Mars Exploration Rover»). Задача — анализ геологических пород Марса. С 2006 г. правое переднее колесо «Спирита» вышло из строя, а 23 апреля 2009 г. марсоход застрял в месте, которое ученые назвали Троя. В конце мая 2011 г. НАСА официально объявило о завершении миссии марсохода «Спирит».

7 июля 2003 г. с помощью ракеты-носителя «Дельта-2» был запущен марсоход «Оппортьюнити», второй из двух, запущенных США в рамках проекта «Марсоход». 25 января 2004 г. он достиг поверхности Марса. В настоящее время активно работает и передает на Землю новую информацию о Марсе.

12 августа 2005 г. с помощью ракеты-носителя «Атлас V» США был запущен «Марсианский Разведывательный Спутник» («Mars Reconnaisance Orbiter») — многофункциональная автоматическая межпланетная станция НАСА. Аппарат вышел на дальнюю орбиту Марса 11 марта 2006 г. «Марсианский Разведывательный Спутник» может разглядеть на поверхности планеты объекты размером до 30 см, что позволит ему создать самую детальную карту поверхности Марса. АМС и сейчас продолжает активную работу на орбите.

4 августа 2007 г. с помощью ракеты-носителя «Дельта-2» стартовал американский автоматический зонд «Феникс». Посадка аппарата на поверхность Марса произошла 25 мая 2008 г. Аппарат был предназначен для поисков воды на Марсе. Благодаря зонду «Феникс» удалось впервые обнаружить достаточно интенсивный водообмен между грунтом и атмосферой планеты. В ходе своей миссии аппарат выполнил все возложенные на него задачи и смог проработать почти на два месяца дольше, чем было запланировано изначально. Последний сеанс связи с аппаратом прошёл 2 ноября 2008 г., и 10 ноября этого же года было объявлено об окончании миссии.

8 ноября 2011 г. с помощью ракеты-носителя «Зенит-2» стартовала российская АМС «Фобос-Грунт», предназначенная для доставки образцов грунта с естественного спутника Марса, Фобоса, на Землю. В результате нештатной ситуации не смогла покинуть окрестности Земли, оставшись на низкой околоземной орбите. 15 января 2012 г. сгорела в плотных слоях земной атмосферы.

26 ноября 2011 г. состоялся запуск Марсохода третьего поколения «Кьюриосити», запущенного в рамках проекта НАСА «Марсианская Научная Лаборатория». Посадка произошла успешно 6 августа 2012 г. Аппарат должен за несколько месяцев пройти от 5 до 20 км и провести полноценный анализ марсианских почв и компонентов атмосферы. «Кьюриосити» на 1 января 2013 г. самый тяжелый космический аппарат, совершивший мягкую посадку на Марс.

Основное предназначение аппарата — это поиск интересных пород грунта и его анализ. Для анализа выбранной породы марсоход использует разнообразные инструменты: камеры высокого разрешения, микроскоп, мультиспектральная камера, инфракрасный лазер, газовый хронограф, рентгеновские излучатель и спектрометрометр.

На рисунке 2 представлены модели трёх поколений марсоходов, разработанных в Лаборатории реактивного движения НАСА. На переднем плане находится макет марсохода «Соджорнер», слева находится испытательный макет марсоходов «Спирит» и «Оппортьюнити», справа — макет «Кьюриосити».

Рисунок 2 — Модели марсоходов разработанные НАСА

2. Космическая автоматическая станция «Марсианский Разведывательный Спутник»

Марсоходы «Оппортьюнити», «Спирит» и «Кьюриосити» несомненно, являются важными инструментами в миссии НАСА по исследованию Марса, но ключевые задачи, по мнению космического агентства, возложены на орбитальный аппарат «Марсианский Разведывательный Спутник» («Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)»), который спокойно наблюдает за Красной планетой из открытого космоса на расстоянии 300 км.

Космическая автоматическая станция «Mars Reconnaissance Orbiter» (рисунок 3) — многоцелевой аппарат, разработанный для исследования Марса с его орбиты. На создание этого проекта понадобилось 720 млн. долларов. Он был запущен 12 августа 2005 г. с мыса Канаверал и вышел на орбиту вокруг Марса 10 марта 2006 г. На свою окончательную орбиту аппарат вышел в ноябре 2006 г.

Рисунок 3 — Схема аппарата «Mars Reconnaissance Orbiter"[9]

На MRO установлено множество научных приборов, таких как: камеры, спектрометры, радар, при помощи которого ученые могут анализировать ландшафт, минералы и ледяные образования на Марсе. Он прокладывает путь для будущих космических аппаратов, ежедневно исследуя изменения погоды и состояние поверхности, изучая возможные места для приземления, и проверяя новую телекоммуникационную систему, а также изучение особенностей климата и атмосферы Красной планеты. Для этого в арсенале MRO имеется большое количество датчиков и камер. Установленные на «Марсианский Разведывательный Спутник» приборы описаны ниже.

Панхроматическая контекстная камера Context Camera (CTX) (рисунок 4) с разрешением 8 м на пиксель. На нее возложены следующие задачи: картографирование Марса и поиск целей для камеры высокого разрешения HiRISE и спектрометра CRISM. Созданные камерой CTX карты играют очень важную роль в постройке метеорологических станций на Марсе.

Рисунок 4 — Панхроматическая контекстная камера Камера цветных изображений Марса MARCI (Mars Color Imager). MARCI предназначена для построения карты, помогающая описать ежедневные, сезонные и годовые изменения в климате Марса.

Компактный спектрометр Compact Reconnaissance Imaging Spectrometers for Mars (CRISM). Спектрометр предназначен для поиска осадочных пород состоящих из минералов, формирующихся в присутствии воды. Минералов, которые могли быть оставлены горячими ключами, термальными источниками, озёрами или какими-либо водоёмами в те времена, когда на поверхности Марса могла быть вода.

Эхолот марсианского климата Mars Climate Sounder (MCS). Этот прибор будет следить за температурой, влажностью и содержанием пыли в марсианской атмосфере, производя измерения, которые помогут нам понять текущий климата Марса, его погоду и возможные изменений, которые могут с ними происходить.

Радар приповерхностных слоёв (Shallow Subsurface Radar). SHARAD предназначен для поиска в марсианской коре, на глубинах до 1 км как жидкой, так замороженной воды.

MRO так же несет специализированный навигационный и ретрансляционный комплекс Electra, работающий в УКВ-диапазоне. Он предназначен для передачи команд с Земли на посадочные аппараты и служебной и научной информации в обратном направлении со скоростью от 1 кбит/с до 2 Мбит/с с использованием стандартного протокола Proximity-1.

Но главным прибором MRO является уникальная камера высокого разрешения «High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE)», которая нацелена на анализ ландшафта Марса. Эта камера (рисунок 5) предназначена для работы в видимом диапазоне волн, но с телескопическими линзами, которые позволяют создавать изображения с разрешениями невероятно высокой точности. Кроме этого, при помощи HiRISE проводятся наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне волн, что дает информацию о составе грунта на поверхности (минералах). Новые изображения высокого разрешения представляют беспрецедентные виды слоистых пород, оврагов, каналов и других целей, а также позволяют охарактеризовать места возможных будущих посадок.

Камера HiRISE предназначена для получения снимков поверхности Марса более подробных, чем это было возможно ранее. Она предоставляет возможность рассмотреть даже мелкие детали свежих марсианских кратеров, выявить аллювиальные конусы, особенности перемещения частиц грунта, исследовать места выхода на поверхность газов и т. д.

Рисунок 5 — Камера высокого разрешения HiRISE

Полученные камерой данные позволяют подбирать места для посадки будущих исследовательских экспедиций и показывают то, что невозможно было рассмотреть ранее с орбитальных камер. Камера HiRISE позволяет лучше изучить марсианские каналы и долины, вулканические формы рельефа, возможно, дно бывших озер и океанов, и другие формы рельефа поверхности.

Камера HiRISE представляет собой телескоп-рефлектор, состоящий из главного зеркала диаметром 0,5 м и большой камеры на базе ПЗС-элементов. Эта камера имеет угловое разрешение в 1 микрорадиан, и на поверхности Марса с высоты 300 км различимы детали размером до 30 см. (Для сравнения, спутниковые снимки Земли в Google Maps имели разрешение до 1 м на пиксель.) Уникальность камеры HiRISE состоит в том, что она имеет 14 ПЗС матриц снимающих в трёх спектральных диапазонах с длинами волн от 400 до 600 нм (сине-зеленый или B-G), от 550 до 850 нм (красный) и от 800 до 1000 нм (ближний инфракрасный или NIR). ПЗС матрицы расположены в шахматном порядке (рисунок 6) и перекрываются на 48 пикселей с каждой стороны, чтобы обеспечить полный охват полосы снимка без пробелов (рисунок 7). Это обеспечивает эффективную ширину полосы съемки 20 264 пикселя для красного канала и 4048 пикселей для сине-зеленого и ближнего инфракрасного каналов изображения[14].

Рисунок 6 — Расположение спектральных фильтров камеры HiRISE

Ширина полосы захвата составляет от 1,2 до 6 км в зависимости от диапазона. Длина снимка ограничена только максимальным объемом памяти прибора 28 Гб.

Рисунок 7 — Расположение центральных ПЗС матриц камеры Масса прибора 64,2 кг. Это крупнейший оптический телескоп из когда-либо отправлявшихся за пределы земной орбиты.

Каждое изображение размером 16,4 Гб сжимается до 5 Гб для последующей передачи на Землю. Передача данных происходит по радио каналу, преодолевая расстояние 200 млн. км за 11 мин., передача одного изображения занимает несколько часов. На Земле данные принимает международная сеть антенн НАСА «Deep Space Network (DSN)».

Все изображения, сделанные камерой HiRISE, находятся в свободном доступе на её официальном сайте. Также для выбора изображения можно воспользоваться сервером Google Earth или интерактивной картой отражающей покрытие Марса снимками HiRISE (рисунок 8).

Для облегчения поиска потенциальных мест посадок будущих миссий, камера может создавать изображения в виде стереопар, по которым может быть рассчитана топография рельефа. Отбор областей для построения изображений также может проводиться на основе данных полученных от миссий Mars Global Surveyor и Mars Odyssey.

Рисунок 8 — Интерактивная карта покрытия Марса снимками HiRISE

HiRISE камера была создана компанией Ball Aerospace & Technologies. Первый снимок был получен 24 марта 2006 г. Иногда камеру HiRISE называют «народной», т.к. все переданные камерой на Землю снимки находятся в свободном доступе на сайте Аризонского университета и каждый желающий может предложить «интересное» место для будущих съемок.

3. Информационно-методические основы работы

3.1 Общие сведения о планете Марс Марс — четвертая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы, принадлежит к планетам земной группы, удаленная от Солнца на среднее расстояние 228 млн. км. Марс примерно вдвое меньше Земли (экваториальный радиус 3394 км) и в девять раз меньше по массе (6,421*1023 кг). Ускорение свободного падения на поверхности 3,76 м/с². Период вращения 24 ч 37 мин 22,6 с Экватор наклонен к плоскости орбиты на 24є 56' (почти как у Земли). Поэтому на Марсе имеется смена времен года, похожая на земную. Марсианский год длится 687 земных суток.

У Марса есть магнитное поле, но оно слабо и крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Средняя температура поверхности Марса около 200 К, днем на экваторе она достигает 290 К, а ночью падает до 170 К и до 145 К в полярных шапках. Атмосфера состоит из СО₂ и N₂, имеются малые примеси Н₂О, СО и другие. Скорость ветра в атмосфере обычно не превышает нескольких метров в секунду, но иногда возрастает до 40−50 м/с, вызывая глобальные пылевые бури — сугубо марсианское явление, продолжающиеся порой несколько месяцев.

Имеется ионосфера с главным максимумом на высоте около 150 км и электронной концентрацией 104−105 частиц в см³. У планеты есть два спутника Фобос и Деймос, открытые в 1877 г. Деймос обращается на расстоянии 23 460 км с периодом 30 ч 17 мин 5 с. Фобос находится очень близко к поверхности Марса, всего лишь в 9380 км, а период обращения 7 ч 39 мин 14 с, что меньше периода вращения Марса. Оба спутника имеют неправильную форму. Размеры Фобоса 22−25 км, Деймоса — около 13 км.

3.2 Особенности рельефа планеты Марс На первый взгляд поверхность Марса напоминает лунную. Однако на самом деле его рельеф отличается большим разнообразием. На протяжении долгой геологической истории Марса его поверхность изменяли извержения вулканов, метеориты, ветер, вода и льды.

Поверхность планеты состоит как бы из двух контрастных частей: древних высокогорий, покрывающих южное полушарие, и более молодых равнин, сосредоточенных в северных широтах. Кроме того, выделяются два крупных вулканических района — Элизиум и Фарсида. Неоднородность рельефа Марса хорошо иллюстрирует продольный профиль планеты от Северного полюса (слева) к Южному (справа) вдоль 0⁰ меридиана (рисунок 9). Разница высот между горными и равнинными областями достигает 6 км. Почему разные районы так сильно отличаются друг от друга, до сих пор полностью не ясно, возможно, наличие воды в древности или падение астероида — основная гипотеза.

Рисунок 9 — Продольный профиль Марса вдоль 0⁰ меридиана [18]

Высокогорная часть сохранила следы активной метеоритной бомбардировки, происходившей около 4 млрд. лет назад. Метеоритные кратеры покрывают ²/₃ поверхности планеты. На старых высокогорьях их почти столько же, сколько на Луне. Но многие марсианские кратеры из-за выветривания успели «потерять форму». Некоторые из них, по всей видимости, когда-то были размыты потоками воды.

Северные равнины выглядят совершенно иначе. Облик этого полушария определила вулканическая деятельность. Некоторые из равнин сплошь покрыты древними изверженными породами. Потоки жидкой лавы растекались по поверхности, застывали, по ним текли новые потоки. Эти окаменевшие «реки» сосредоточены вокруг крупных вулканов. В северном полушарии помимо обширных вулканических равнин находятся две области крупных вулканов — Фарсида и Элизий. Фарсида — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп (рисунок 10). Олимп достигает 27 км высоты по отношению к его основанию и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса. И охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор.

Возвышенность Фарсида также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долины Маринер — тянется в широтном направлении почти на 4000 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 км и глубины 7−10 км; по своим размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни. Долины Маринер являются самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Каньон, который был открыт космическим аппаратом «Маринер-9» в 1971 г., мог бы занять всю территорию США, от океана до океана.

На далеких от вулканов низменных областях северного полушария простираются песчаные дюны. Особенно много их у северной полярной шапки. Рельеф полярных областей Марса формировался и ныне формируется за счет процессов, связанных с изменениями полярных шапок.

Рисунок 10 — Фотография вулкана Олимп сделанная аппаратом Викинг-1 [19]

От обоих полюсов на сотни километров к экватору тянутся нагромождения осадочных пород толщиной 4−6 км на севере и 1−2 км на юге. Их поверхность изрезана трещинами и обрывами. Трещины закручиваются вокруг полюсов: против часовой стрелки на северном полюсе и по часовой на южном. Нагромождения имеют слоистую структуру, что, вероятно, объясняется периодическими изменениями климата Марса.

Обработка возмущений в орбитах космических аппаратах позволили получить карту ареоида — уровенной поверхности Марса. Оказалось, что она хорошо коррелирует с рельефом Марса, что говорит о слабом проявлении изостазии. Особенно хорошо «виден» Олимп. Ареоид оконтуривает гору впадинами глубиной от -300 до -400 м. Внутри горы он поднимается до 500 м.

3.3 Модель рельефа MOLA

Для объективного представления и увеличения результативности исследований поверхности Марса была создана топографическая карта планеты (рисунок 11). Создание такой карты стало возможно только после получения данных высокоточного лазерного высотомера «Mars Orbiter Laser Altimeter».

Рисунок 11 — Карта распределения высот на поверхности Марса [24]

Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) был одним из пяти инструментов на борту космического аппарата «Mars Global Surveyor (MGS)», который работал на орбите Марса с сентября 1997 г. по ноябрь 2006 г., но лазерный высотометр MOLA передавал данные только до июня 2001 г. Полученные данные используются в разных областях науки геология, геофизика, геоморфолгия, изучение атмосферных явлений, вулканизме и других. MOLA также функционировал как пассивный радиометр, и измерял излучение поверхности Марса.

Альтиметр MOLA (рисунок 12) работал по принципу лазерной локации. Он посылал к поверхности планеты лазерный импульс, а затем определял время прохождения импульса туда и обратно, таким образом, определяется расстояние до поверхности. В MOLA используется твердотельный лазер с диодной накачкой, работающий с частотой 10 импульсов в секунду. Размер импульса на поверхности планеты равен 160 м. MOLA может дешифрировать слишком слабые откосы поверхности, которые не доступны на изображениях космического корабля, сделанных обычным фотографическим методом. MOLA может измерять расстояния, как до поверхности планеты, так и до облаков углекислого газа или водяного пара.

Рисунок 12 — Высокоточный лазерный высотомер [25]

Характеристики альтиметра MOLA позволяют снимать в диапазоне разрешением 37,5 см, но в связи с радиально-орбитальными ошибками вертикальная точность полученных данных равна 1 м, для местности с уклоном меньше 2⁰, а для поверхности с большими уклонами 10 м. Абсолютная топографическая точность измерения не более 30 м, что примерно соответствует точности ЦМР SRTM для земной поверхности.

Все наборы данных MOLA соответствуют стандартам Геофизической Системе планетарных данных (Geophysics Node of the Planetary Data System (PDS)) и используют систему координат IAU2000 Mars.

3.4 Выбор района исследования Районом исследования был выбран ударный кратер Гейла (рисунок 13). Его диаметр около 154 км, геологический возраст кратера составляет примерно от 3,5 до 3,8 млрд. лет.

Необычной особенностью кратера Гейла является огромная насыпь вокруг центрального пика. Объект состоит из слоистого материала, высотой 5,5 км над северным дном кратера и 4,5 км над южным дном — чуть выше южной кромки самого кратера, который, возможно, был заложен в течение приблизительно 2 млрд. лет.

Рисунок 13 — Кратер Гейла [18]

Происхождение этого возвышения не известно, но исследования показывают, что это остатки эрозии осадочных слоев, которые когда-то заполняли кратер полностью, возможно, изначально это были наносы на дне озера. Однако имеют место дискуссии вокруг этого вопроса. Выбор именно этого кратера обусловлен еще и огромным количеством исходных данных, дело в том, что в этом же кратере проводит свои исследования и марсоход третьего поколения Кьюриосити [21].

3.5 Исходные данные В качестве исходных данных для цифрового моделирования поверхности планеты Марс были выбраны мультиспектральные снимки камеры высокого разрешения HiRISE. Для получения качественной модели рельефа необходимо выполнение некоторых условий выбора пары снимков. Оба снимка должны быть с максимально сходными условиями освещенности, иметь минимальное расхождение во времени проведения съемки и значительную область перекрытия. Значительные отличия между снимками увеличивают вероятность появления ошибочных значений модели и артефактов.

При выборе снимков использовался сервис в Google Earth. Для визуализации изображения в программе используется трёхмерная модель всей поверхности планеты Марс с учётом высот и векторный слой границы покрытия поверхности планеты снимки камеры HiRISE (рисунок 14).

Рисунок 14 — Выбор снимков в Google Earth

Каждый загруженный в программу снимок имеет информационную карточку с необходимыми данными и ссылкой на архив хранения исходных материалов (рисунок 15).

Для построения модели была выбрана стереопара PSP_9 650_1755 и PSP_9 716_1755. Оба снимка сделаны в августе 2008 г. с разницей в несколько дней, что позволяет получить наиболее точную модель рельефа.

Снимки интересны для моделирования поверхности, так как имеют достаточно не однородный ландшафт и сложный рельеф местности. Северная часть моделируемого участка представлена относительно ровной и сглаженной поверхностью.

Рисунок 15 — Информационная карточка Южная часть расположена на склоне горы в кратере Гейла, и включает слоистые курганы, дюны и большие значения уклонов местности.

космический снимок рельеф марс

4. Обработка данных цифровой камеры HiRISE в программном обеспечении Integrated System for Thermal Imagers and Spectrometers

4.1 Программа Integrated System for Thermal Imagers and Spectrometers

Основная обработка данных проходила в программе Integrated System for Thermal Imagers and Spectrometers (ISIS), предназначенной для обработки снимков полученных во время межпланетарных миссий НАСА. Эта программа обработки изображений позволяет из «сырых» наборов данных получать геоизображения, мозаики на смежные территории, модели рельефа, проводить фотометрическую нормализацию, удаление системных шумов, проводить наложение координатной сетки и другие картографические операции.

Программный продукт ISIS имеет долгую историю развития, более 40 лет использования в Астрогеологической службе США. Прототип программы был разработан в 1971 г. для работы в операционной системе BATCH-11/DOS-11. В начале 1980 гг. с появлением новых VAX/VMS компьютеров Астрогеологическая служба решает преобразовать существующий Флагстафф Система Обработки Изображений (FIPS) в обновленный программный продукт — Планетарная Система Картографирования изображений (PICS), работающую на платформе VAX/VMS. С 1992 г. по настоящее время программа поддерживается UNIX платформах, конечно были разработки и для поддержки в других операционных системах, но они не получили большой популярности. В 2001 г. программа ISIS была переписана на языке программирования C++ для Lunix.

Особенностью программы ISIS является возможность работы сразу в нескольких режимах обработки запросов пользователя. Это работа в графическом интерфейсе (рисунок 16) и текстовом режиме (выполнение запросов командной строки) (рисунок 17). По умолчанию программ работает в текстовом режиме, для вызова графического окна необходимо просто ввести название запрашиваемой функции в командную строку и нажать клавишу Enter.

Рисунок 16 — Графическое окно приложения Рисунок 17 — Окно обработки снимка в текстовом режиме Построение моделей рельефа по данным HiRISE в программе ISIS гораздо труднее, чем для большинства других камер, так как в камере находится 14 ПЗС-матриц, десять красных, два инфракрасных и два сине-зеленых. Во время съемки данные с каждой ПЗС разбиваются на две половины (левый и правый каналы). Таким образом, каждый снимок состоит из 28 файлов изображений (ПЗС-матриц 14 Ч 2 канала). Целью первичной обработки является объединение всех частей снимка в один файл.

Обработка снимков HiRISE происходит в несколько этапов.

4.2 Получение первичных данных Получение первичных данных можно разделить на три основных этапа.

4.2.1 Поиск и прием данных изображения Переданные на Землю снимки с камеры HiRISE, как и с большинства других космических камер, хранятся в архиве Planetary Data System (PDS). Эти изображения хранятся в стандартном формате, называемом Experiment Data Record (EDR), этот стандарт был специально разработан для хранения «сырых» данных. Для одного снимка HiRISE может быть до 28 EDR файлов, необходимых для загрузки и дальнейшей обработки. В имени каждой из 28 частей снимка хранится информация об имени снимка, уровне его обработки, спектральном диапазоне матрицы и канале снимка — EDR_9 650_1755_RED7₁.IMG. Есть несколько способов получения необходимых данных: архив данных аризонского университета (рисунок 18) или перейти к онлайн просмотру объемов данных, который предлагает FTP доступ к архиву данных Planetary Image Atlas.

В этом архиве также содержатся радиометрически обработанные данные, с привязкой к местности, в виде сшитых мозаик. Эти данные имеют формат Reduced Data Record (RDR), не позволяющий проводить дальнейшую фотограмметрическую обработку, поскольку не является первичным (JPEG 2000).

Рисунок 18 — Выбор данных для загрузки [26]

4.2.2 Преобразование файлов из PDS EDR в формат изображения ISIS

Для того чтобы работать с данными HiRISE в программе ISIS, файл HiRISE EDR должны быть преобразованы в файл ISIS той версии программы ISIS в которой будут считываться и обрабатываться данные. EDR файлы всегда должны иметь расширение файла IMG, эти файлы содержат данные изображения, а также тексты, описывающие данные изображения и состояния прибора в момент съемки. Все преобразования формата данных и добавление элементов пространственного ориентирование данных HiRISE возможно выполнением запросов в командной строке программы ISIS или в графическом режиме (рисунок 19). Командой разработчиков программы ISSI был создан еще и подробный справочник функций и необходимых запросов, справочник можно скачать на сайте программы [28]

4.2.3 Добавление элементов внешнего ориентирования Наиболее важным этапом работы при получении первичных данных является добавление элементов внешнего ориентирования к каждому файлу, для восстановления полной геометрии снимка. При этом учитываются: координаты спутника, траектория его движения, ориентация (вращение) снимка, точки фотографирования, позиция солнца и другая информация для расчета фотометрических углов обзора.

Рисунок 19 — Преобразование формата файлов Вся необходимая для ориентации снимка атрибутивная информация содержится в так называемых SPICE ядрах. Всего существует несколько типов ядер:

— Leap Second (LS);

— Spacecraft Clock (SCLK);

— Target Position (TSPK);

— Target AttitudeShape (PCK);

— Instrument (IK);

— Instrument Addendum (IAK);

— Frame (FK);

— Spacecraft Position (SPK);

— Instrument Pointing (CK);

— Shape Model (DEM).

Данный набор параметрических файлов можно найти в архиве. Поиск необходимых файлов осуществляется по дате съемки снимков. Перед обработкой все выкачанные с данного архива файлы, размещаются в соответствующие папки в установочную папку программы ISIS. Таким образом, производится обновление параметрической информации для последующей обработки снимка. Стоит отметить, что ISIS3 использует навигацию и вспомогательные данные Информационного Фонда (Navigation and Ancillary Information Facility (NAIF)).

4.3 Радиометрическая коррекция снимков На этом этапе обработки происходит радиометрическая калибровка данных, то есть удаление шумов, вертикальных и горизонтальных полос, образовавшихся из-за специфики радиосигнала. В настоящее время автоматизация радиометрической калибровки изображений HiRISE в стадии разработки. Камера имеет 14 ПЗС матриц с отдельным считыванием и множество различных режимов. Команда ученых HiRISE постоянно работает над калибровкой своих инструментов, и обновления программного обеспечения ISIS.

Радиометрическая калибровка изображения с 0 канала красного фильтра ПЗС-5 выполняемая в командной строке:

hical from = PSP_9 650_1755_RED5₀.cubto =

PSP_9 650_1755_RED5₀.cal.cub

Результат проведения радиометрической калибровки представлен на рисунке 20.

На этом же этапе обработки происходит и слияние правого и левого кадра каждой из 14 ПЗС матриц. Каналы могут быть объединены использованием функции histitch, прописываемой в командной строке программы:

Рисунок 20 — Снимок до и после радиометрической калибровки

histitch from1=PSP_9 650_1755_RED5₀.cal.cub

from2=PSP_9 650_1755_RED5₁.cal.cub

to=PSP_9 650_1755_RED5.cal.cub

При объединении двух каналов снимков в один левая часть снимка имеет индекс 1, а правая 0 (рисунок 21). Тон левой и правой части полученного изображения не совпадает, для сглаживания снимка используем функцию cubenorm (нормализующую значения изображения).

Рисунок 21 — Графическое представление объединения каналов

4.4 Создание общей мозаики для снимка HiRISE

4.4.1 Удаление дисторсии с отдельных изображений и преобразование проекции снимка Основным этапом преобразования данных на этом уровне является геометрическое трансформирование изображения от ПЗС ориентации камеры космического аппарата к общей системе координат карты. Геометрическое трансформирование необходимо проводить еще и из-за особенностей построения съемочной матрицы камеры высокого пространственного разрешения HiRISE (рисунок 22).

Рисунок 22 — Съемочная матрица камеры HiRISE

Мы будем использовать функцию cam2map для преобразования каждого изображения ПЗС на карту проецируемого изображения:

cam2map from=PSP_2 733_1880_RED5.norm.cub to=

PSP_2 733_1880_RED5.sinu.cub

Рисунок 23 — Изображение до и после трансформации Проекции для cam2map по умолчанию синусоидальная, поэтому полученный красный 5 ПЗС сейчас находится в синусоидальной проекции. Пример трансформации снимка представлен на рисунке 23, на снимках изображен вулкан Олимп. Свой собственный файл трансформации можно определить с помощью функции maptemplate.

4.4.2 Коррекция тонального несоответствия между частями мозаики При объединении 14 отдельных изображений ПЗС в одну мозаику появляется необходимость провести радиометрическую коррекцию между всеми отдельными изображениями (рисунок 24).

Рисунок 24 — Мозаика до и после радиометрической коррекции Для дальнейшего использования готового изображения полученную мозаику необходимо экспортировать из формата программы ISIS в стандартные форматы. С этой задачей помогает справиться функция isis2std, которая кроме картинки экспортирует и картографические данные.

Функция isis2fits экспортирует в стандартный формат изображения астрономического сообщества, isis2raw — экспорт сырой формат.

После выполнения всех необходимых преобразований получен снимок высокого пространственного разрешения (рисунок 25).

Рисунок 25 — Снимок высокого пространственного разрешения и его увеличенный фрагмент Для построения модели рельефа нам необходима пара снимков, поэтому по аналогии с первым производим обработку и второго снимка.

Пара уже обработанных снимков представлена на рисунке 26.

Рисунок 26 — Полученные снимки

4.5 Построение модели поверхности планеты Марс Для построения модели поверхности планеты Марс по полученным снимкам использовался программный продукт The Ames Stereo Pipeline (ASP). Это открытое автоматизированное программное обеспечение интегрированное в программу ISIS. Stereo Pipeline представляет собой набор автоматизированных геодезических и стереограмметрических инструментов, предназначенных для обработки снимков полученных с орбиты и приземлившихся на других планетах научно-исследовательских аппаратов. Он был разработан для обработки стереоизображений, полученных с космических кораблей НАСА и создания картографической продукции, в том числе цифровые модели рельефа (ЦМР), ортопроецируемого изображения и 3d моделей.

Картографическая проекция особенно необходимо при обработке изображений HiRISE. Это устраняет большую разницу различия между изображениями HiRISE и оставляет только маленькая часть для Stereo Pipeline для вычисления. Изображения с большим количеством шумов не будут хорошо коррелировать, то есть для нахождения соответствий на стереопаре потребуются дополнительные ресурсы. Так что изображения должны быть откалиброваны фотометрически в проекцию соответствующую нашим целям. Если имеются проблемы с фотометрическими атрибутами изображений, то фотометрический дефект может быть неверно истолкован как рельеф. Отметим, что для того, чтобы обрабатывать стерео стереопары в формате ISIS, изображения должны иметь SPICE данные. Программа ISIS работает на основе этих данных в первую очередь.

Для объединения пары снимков в модель необходимо создать набор контрольных точек, эта операция может быть выполнена при использовании запроса в командной строке:

ISIS 3> autoseed fromlist =cube.lis overlaplist = overlap. lis

Onet = control.net defile = autoseed. def networked = moc

pointid = description=hrad_vallis

После выполнения операции появляется окно с данными (рисунок 27), необходимо участие пользователя для определения правильности набранных точек привязки.

Рисунок 27 — Набор связующих точек в Stereo Pipeline

После проверки и корректировки привязки можно приступать к объединению снимков, также выполняемому при помощи запроса:

ISIS 3> hiedr2mosaic. py PSP_1 777_1650_RED*.IMG

ISIS 3> cam2map4stereo. py

PSP_1 777_1650_RED.mos_hijitreged.norm.cub

PSP_1 513_1655_RED.mos_hijitreged.norm.cub

ISIS 3> stereo PSP_1 513_1655.map.cub

PSP_1 777_1650.map.cub result/output

Все расчеты проводятся в автоматическом режиме, качество полученной цифровой модели рельефа можно оценить только после расчетов.

В результате успешного выполнения необходимых операций была получена модель участка поверхности планеты Марс. Высоты модели рассчитаны относительно высоты ареоида, проекция равноудаленная цилиндрическая, шаг сетки модели был выбран 1 м.

5. Обработка и анализ полученной цифровой модели рельефа Цифровая модель рельефа (ЦМР) давно стала одним из основных источников информации о местности. Развитие технологий дистанционного зондирования позволяют получать высокоточные цифровые модели рельефа, значительно упрощающие исследование и гипсометрический анализ рельефа местности.

Под цифровой моделью какого-либо геометрического (географического) объекта понимается определенная форма представления исходных данных и способ их структурного описания, позволяющий «вычислять» (восстанавливать) объект путем интерполяции, аппроксимации или экстраполяции.

Дальнейшая обработка и анализ модели рельефа будет проходить в программе ArcGIS в модуле 3D Analyst. ArcGIS — семейство программных продуктов американской компании «Институт исследования систем окружающей среды» («Environmental Systems Research Institute (ESRI)»), одного из лидеров мирового рынка геоинформационных систем. ArcGIS построена на основе технологий COM, .NET, Java, XML, SOAP. Этот программный комплекс позволяет визуализировать (представить в виде цифровой карты) большие объёмы статистической информации, имеющей географическую привязку. В среде создаются и редактируются карты всех масштабов: от планов земельных участков до карты мира. Также в ArcGIS встроен широкий инструментарий анализа пространственной информации. 3].

На рисунке 28 представлена высокоточная модель рельефа, полученная на предыдущем этапе этой дипломной работы. Данная модель, построенная для участка кратера Гейла, имеет небольшой охват поверхности (6 км ширина и 24 км длина снимка). Особенностью изучаемого объекта можно считать нахождение внутри чаши кратера насыпи неизвестного происхождения, именно это обстоятельство было решающим в определении участка исследования. Насыпь состоит из слоистого материала, высотой 5,5 км над северным дном кратера и 4,5 км над южным дном — чуть выше южной кромки самого кратера.

На рисунке 29 представлено изображение рельефа способом аналитической отмывки. Этот способ отображает неоднородность изучаемой поверхности одинаково хорошо как для глобальных форм рельефа, так и совсем небольших изменений поверхности. Исследуемый участок поверхности имеет огромное количество небольших ударных кратеров, так как расположен в южном полушарии планеты, сохранившем следы активной метеоритной бомбардировки в древности. О времени появления кратеров можно судить по их внешнему виду, одни уже практически стерты с поверхности эрозионными процессами, другие же имеют ярко выраженные формы и очертания. В нижней части изображения хорошо просматривается граница подножия горы, находящейся в изучаемом кратере.

Цветная модель рельефа представлена на рисунке 30. Весь снимок можно разделить на три части: дно кратера, основание северной стенки кратера и часть горы осадочного происхождения. Высоты верхней части снимка отображают границы основания северной стенки кратера, а поднятия нижней части снимка являются подошвой слоистой насыпи осадочного происхождения. Эта гора имеет неоднородную структуру поверхности с уступами, выступами и выраженной слоистой структурой. На поверхности горы нет следов метеоритной бомбардировки, что свидетельствует о более позднем ее появлении. В северной части снимка можно наблюдать едва заметные вытянутые вдоль склона формы рельефа, заканчивающиеся на равнинном участке кратера.

Абсолютная высота относится к основным геоморфологическим параметрам, с анализом которых связанно изучение состава и строения земной поверхности посредством определения взаимного положения форм по вертикали.

Рисунок 28 — Полученная модель рельефа Рисунок 29 — Отображение рельефа способом аналитической отмывки Амплитуда высот анализируемого участка колеблется от -4548 до -3500 м, значения высот вычисляются относительно уровенной поверхности ареоида, поэтому и имеют отрицательные значения. Значительный диапазон высот обуславливает целесообразность гипсометрического анализа.

Карта распределения площадей высот исследуемого участка представлена на рисунке 31. Наибольшую площадь исследуемого участка, около 50%, занимает площадь с высотами от -4500 до -4400 м, эти высоты соответствуют дну кратера. Следующая высотная ступень, от -4400 до -4300 м, занимает ¹/₅ часть снимка, эти области соответствуют основаниям слоистой насыпи и северной стенки кратера. На анализируемом участке поверхности слоистая насыпь имеет 9 высотных ступеней, схожего очертания и размеров. Так же на исследуемом участке кратера Гейла есть небольшая область понижения с минимальной высотой -4548 м.

Карта распределения крутизны склонов исследуемого участка изображена на рисунке 32. Угол наклона земной поверхности или крутизна склона — важнейшая морфометрическая характеристика рельефа. Крутизна и ее изменения в пространстве и во времени зависят от соотношения экзогенных и эндогенных процессов. Если эндогенные процессы превосходят экзогенные, крутизна со временем возрастает, если наблюдается обратное — происходит выполаживание склона, но стоит учитывать, что эти выводы были сделаны для земной поверхности. Если при анализе поверхности планеты Марс опираться на существующие классификации крутизны склонной для Земли, то по классификации Ю. Ф. Чемекова наибольшая часть снимка относится к слабопологим областям. Большинство сохранившихся ударных кратеров можно отнести к пологим областям. Карта крутизны склонов для слоистой горы принимает широкий диапазон значений от пологих до чрезвычайно крутых и близких к отвесным склонам. 6]

Рисунок 30- Модель рельефа изучаемого участка Рисунок 31 — Распределение высот на исследуемом участке Рисунок 32 — Крутизна склонов исследуемого участка Рисунок 33 — Экспозиция склонов исследуемого участка поверхности Рисунок 34 — Гипсометрические профили изучаемого участка Экспозиция склонов исследуемого участка поверхности изображена на рисунке 33. Экспозиция склона — это одна из основных морфометрических характеристик рельефа, характеризующая пространственную ориентацию элементарного склона. Экспозиция на местности определяется путём ориентации склона относительно сторон света. При использовании цифровых моделей рельефа, экспозиция равна азимуту проекции нормали склона на горизонтальную плоскость и выражается в градусах или румбах. Экспозиция плоского склона (с нулевой крутизной) не определяется.