19 Geomorfometrič ne analize Marsa pri uporabi DMR-ja Tomaž Podobnikar * , BalÆzs SzØkely ** Povzetek Prispevek obravnava izbrane možnosti uporabe geomorfometrič nih analiz pri uporabi digitalnega modela reliefa (DMR) planetov, konkretno Marsa. Primerjali smo geomorfološke znač ilnosti Marsa s tistimi na Zemlji ter ugotavljali možnosti za primerljivost ter parametrizacijo. Testirali smo štiri različ ne metode za iskanje geomorfoloških oblik na Marsu, s poudarkom na iskanju vršajev, in sicer: (1) metodo vizualizacije z različ nimi tehnikami ter vizualno analizo v različ nih merilih, (2) izdelavo naprednih spremenljivk na osnovi geomorfometrič nih analiz DMR-ja ter klasifikacijo na z metodo ISOcluster, (3) uporabo več naprednih spremenljivk na osnovi geomorfometrič nih analiz DMR-ja pri izdelavi odloč itvenega modela vršajev in (4) robustno polkvantitativno klasifikacijo na osnovi segmentacije. Vse metode dajejo medsebojno primerljive rezultate. Nalogo smo izvajali na DMR-ju loč ljivosti 50 m, ki je bil izdelan s pomoč jo posnetkov kamere HRSC na satelitu Mars Express istoimenske misije Evropske vesoljske agencije (ESA). Uvod Pri geomorfoloških analizah si lahko pomagamo tako s kvalitativnimi pristopi kot tudi s kvantitativnimi, med katere spada geomorfometrija. Č eprav je bilo veliko geomorfometrič nih metod razvitih že pred stoletji, se je geomorfometrija kot veja znanosti zač ela razvijati šele s praktič no izvedbo digitalnega modela reliefa (DMR) (Miller in Laflamme, 1958). Ena zanimivejših vej uporab DMR-ja so analize zemeljskega površja. Razvitih je več je število metod za klasifikacijo celotnega površja ali identifikacijo in opis izbranih znač ilnosti površja na podlagi analiz oblik, tekstur, različ nih vrst kontekstov, v več merilih, na podlagi analiz izvedenih spremenljivk reliefa ipd. (Podobnikar, 2012). Raziskovalci se danes ukvarjajo predvsem z metodami za obdelavo viskoloč ljivostnih lidarskih podatkov, ki neposredno uporabljajo oblak zajetih toč k (in ne DMR) ter temeljijo na integraciji podatkov in metod, na adaptivnih pristopih ipd. (Podobnikar, 2005, Podobnikar in Vreč ko, 2012). Z analizo površja lahko pri izključ ni uporabi DMR-ja (ali lidarskega oblaka toč k) nadalje sklepamo na lastnosti in pojave, ki nimajo neposredne zveze s površjem. Sklepamo lahko npr. na izbrane lastnosti geološke sestave, geofizikalnih procesov in še na marsikatere naravne (in tudi družbeno-ekonomske) znač ilnosti. To dejstvo še posebej pripomore pri preuč evanju planetov, lun (naravnih satelitov) ali asteroidov, ki jih zaenkrat dejansko ne moremo preuč evati in situ, ampak le z metodami daljinskega zaznavanja. Metodološko je pri tem pomembna zmožnost primerjave znač ilnosti površja, ki jih poznamo na Zemlji, s tistimi, ki jih preuč ujemo na izbranem planetu. Ne glede na to, da so fizič ne oz. geomorfološke lastnosti planetov različ ne zaradi različ nih procesov pri njihovem razvoju, lahko v praksi najdemo veliko relativno podobnih znač ilnosti, ki pa se zagotovo razlikujejo v nekaterih podrobnostih. Geomorfološke/geomorfometrič ne analize * ZRC SAZU, Novi trg 2, SI-1000 Ljubljana in UL, Fakulteta za gradbeništvo in geodezijo , Jamova 2, SI- 1000 Ljubljana ** Oddelek za geofiziko in vesoljske znanosti, Univerza Eötvös, PÆzmÆny P. sØtÆny 1/C, H-1117 Budimpešta, Madžarska in TU Dunaj, Inštitut za fotogrametrijo in daljinsko zaznavanje, Gußhausstraße 27–29, A-1040 Dunaj, Avstrija 20 planetov so torej raziskovalni izziv. Primer je preuč evanje lastnosti planetov, s č imer bolje razumemo procese na posameznem planetu in obratno: razumevanje določ enih znač ilnosti planetov lahko pomaga pri preuč evanju pojavov na Zemlji. V č lanku se osredotoč amo na planet Mars. Razprava se zač ne s primerjavo geomorfoloških znač ilnosti Zemlje in Marsa. Nadaljuje se s predstavitvijo projekta Mars Express, v okviru katerega se izdeluje natanč en DMR celotnega planeta. Razprava se zaključ i s predstavitvijo raziskave iskanja vršajev pri uporabi DMR Marsa za izbrana testna območ ja. Primerjava geomorfoloških znač ilnosti Zemlje in Marsa V tem poglavju prikazujemo izbrane znač ilnosti, predvsem (areo)morfološke (Mars = Ares, Zemlja = Gea), tako na Zemlji kot na planetu Marsu. Slika 1 (a) prikazuje del največ je doline v našem osonč ju, Valles Marineris na Marsu, z vršaji. Pokrajino, ki je zelo podobna tisti na Marsu, najdemo v pušč avi Atacama. V prikazanem primeru (b) se dolina z vršaji zajeda v pušč avsko pokrajino. Razlike v prikazanih primerih so predvsem v znač ilnostih primerljivih vršajev fine mivke, saj so tisti na Marsu praviloma položnejši. a) b) Slika 1 – Pokrajina z dolino: (a) območ je v Vzhodni Candor Chasmi, Valles Marineris, Mars (6º 18' J, 69º 10' Z) (HiRISE, NASA, 21.1.2008, Google Mars) in (b) podobna pokrajina v Atacami: dolina reke Lluta (18º 25' J, 70º 00' Z) (fotografija: Podobnikar, 13. 11. 2009) Naslednji primer prikazuje vulkanizem (Slika 2). Prikazan je največ ji vulkan v našem osonč ju, Olympus Mons (a), ki je visok 22 km, kaldera je velikosti 60 krat 80 km in globoka do 3,2 km. Celotna površina vulkana je bistveno več ja od Slovenije. Povpreč ni naklon vulkana je le 5º. Glede na velikost planeta in dimenzije vulkana, z roba kaldere ne bi videli podnožja. Na Marsu je sicer še nekaj zelo velikih vulkanov, hkrati pa tudi mikro vulkanov dimenzij v rangu nekaj 100 m. Zemeljski vulkani so v primerjavi z vulkani istega tipa na Marsu precej manjši (b) ter drugih proporcev. 21 a) b) Slika 2 – Vulkani: (a) Olympus Mons, Mars (18º 15' S, 133º 15' Z) (analitič no senč en relief na osnovi vira: MOLA, NASA), (b) Pomerape in Cerro Prinacota, Atacama (18º 10' J, 69º 9' Z) (fotografija: Podobnikar, 13. 11. 2009) Naslednji primer (Slika 3) obravnava sledi, ki jih za sabo pušč ajo vrtinci pušč avskega peska. Od daleč izgledajo kot dim, ki se lijakasto širi v višino. Nastajajo zaradi lokalnih anomalij temperature oz. zrač nega tlaka pri segrevanju sonca. Taki vrtinci nastajajo na več jem delu Zemlje in tudi Marsa. Največ ji in najvidnejši so v pešč enih pušč avah na obeh planetih. Na Marsu že nekaj č asa opažajo temne (redko tudi svetle) sledi, ki ostanejo za takimi vrtinci (a). Do pred kratkim je bil vzrok za nastanek sledi za vrtinci neznanka, poleg tega pa podobnega pojava niso opazili na Zemlji. Uganko je razrešila skupina z Reissom (b), ki je v pušč avi Turpan, Kitajska (Grossman, 2011), ugotovila, da vrtinec odstrani zelo fino mivko, katere zrna so manjša od približno 60 µ m. Sledi vrtincev so našli tako na satelitskem posnetku kot pri terenskem pregledu. Te sledi so sicer precej manj izrazite kot tiste na Marsu. V opisanem primeru podobnega pojava na Zemlji verjetno še dolgo č asa ne bi odkrili, č e ne bi imeli oč itnega zgleda na Marsu. a) b) Slika 3 – Vrtnici pušč avskega peska: (a) Mars (26º 40' S, 62º 50' V) (HiRISE, NASA, 24. 8. 2009), (b) pušč ava Turpan, Kitajska (42º 40' S, 89º 50' V) (Reiss et al. 2011, Quickbird 3. 4. 2005) Primer pokrajine, za katero še niso našli odgovarjajoč e na Zemlji, je t. i. geomorfološka oblika »švicarski sir«. Vzorci te pokrajine se spreminjajo (območ ja vboklin »rastejo« 1 do 3 m letno) in jih najdemo na južnem polu Marsa (Slika 4). Predvidevajo, da gre za sloje 22 zmrznjenega ogljikovega dioksida (CO 2 ) v debelini okoli 8 m in dimenzij nekaj sto metrov, ki ležijo na ledu vode (H 2 0) (Byrne, 2002). Slika 4 – Pokrajine na Marsu, za katere še niso odkrili primerljivih na Zemlji: primer za obliko z imenom »švicarski sir« v bližini južnega pola (HiRISE, 28. 8. 2007, NASA) Poleg obravnavanih primerov je na planetu Mars še veliko drugih primerov geomorfoloških oblik in površinskih procesov, ki so relativno enostavno primerljivi s tistimi na Zemlji. Primeri tistih, ki so relativno dobro raziskani, so proženje plazov in nastajanje vršajev (v daljni preteklosti so jih oblikovale tudi reke), meteoritski kraterji (teh je na Zemlji vidnih le 182; Earth Impact Database, 2011), okamneli tokovi lave, klifi, pušč avske eolsko oblikovane sipine ipd. Manj raziskani so gejzirji, č rne č rte (drug material pod plazovi prahu (?), voda (?), organizmi (?)) itd. Pri raziskavah planeta Marsa s pomoč jo senzorjev (tipal) daljinskega zaznavanja se sooč amo z naslednjimi pomembnejšimi razlikami v primerjavi z opazovanji na Zemlji: • atmosferski vplivi so na Marsu manjši kot na Zemlji [prednost] • na Marsu ni vegetacije in (še zelo malo) antropogenih vplivov [prednost] • površje Marsa je precej manj razgibano kot zemeljsko ter pušč avsko [problem slikovnega ujemanja in s tem položajne natanč nosti prostorskih podatkov] • površje Marsa je precej starejše od zemeljskega (predvsem posledica neizrazite tektonike, manj izrazite erozije, vulkanizma, procesov poledenitve ipd.), kar se odraža npr. tudi v tem, da je na Marsu vidnih veliko meteoritskih kraterjev [procese spreminjanja površja lahko spremljamo dlje v preteklost] Projekt Mars Express in DMR planeta Misija oz. odprava Evropske vesoljske agencije (ESA) Mars Express (2011) je dobila ime po umetnem satelitu, ki so ga izstrelili z Zemlje 2. 6. 2003. Satelit je v orbiti Marsa od 25. 12. 2003. Naziv »express« je misija dobila zato, ker je bila cenejša od primerljivih, poleg tega pa je bila njena izvedba relativno hitra. Misijo še vedno podaljšujejo, trenutno predvidevajo, da jo bodo zaključ ili leta 2014. Satelit ima maso 1120 kg in je opremljen z velikim številom instrumentov. 23 Za izdelavo DMR-ja je najpomembnejši instrument »High Resolution Stereo Camera« (HRSC) (Jaumann et al., 2007). Gre za kamero (fotografski aparat) dimenzij 515 x 300 x 260 mm, mase 20,4 kg, porabe 48,7 W, s 5 pankromatskimi in 4 barvnimi kanali (modri, zeleni, rdeč i in NIR) t. i. »full colour«, s poljem vidnosti 11,9º, s senzorjem CDD 9 x 5272 pikslov (stereo kot ± 18,9º), z loč ljivostjo 10 m/piksel (maksimalno 2 m), s širino signala 52,2 km (vsi podatki so izrač unani glede na orbito 250 km višine). Kamera vsebuje tudi »Super Resolution Channel« (SRC). Izdelali so jo skupaj na DLR, FU Berlin in ESA. Gre torej za projekt Evropske vesoljske agencije s 43 raziskovalnimi skupinami iz 10 držav (brez Slovenije). Izdelan je bil DMR z loč ljivostjo 50 m in natanč nostjo okoli 10 m (Heipke et al., 2007), ki je bil dodatno izboljševan (predvsem zaradi napak slikovnega ujemanja na geomorfološko neizraziti pokrajini, slabih kontrastov na več jih osvetljenih ali osenč enih površinah, ujemanja pasov in interpolacije ter s tem pojavljanja grobih napak, Slika 5). Problem je tudi različ na loč ljivost originalnih posnetkov, kar je posledica izrazito eliptič ne orbite satelita Mars Express. DMR je izdelan na osnovi stereoparov ter slikovnega ujemanja. Mars je v več jem delu pokrit z DMR-jem te loč ljivosti, kar pomeni, da imamo za Mars kot celoto na voljo DMR več je loč ljivosti kot za Zemljo. Ob tem velja omeniti tudi druge DMR-je planeta Marsa. Trenutno najboljši DMR za celoten planet je bil izdelan s pomoč jo instrumenta Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) (laserski višinomer) na satelitu Mars Global Surveyor (MGS), NASA (MOLA, 2007). MGS je bil izstreljen 7. 11. 1996, deloval je do leta 2001. Šlo je za misijo kartiranja Marsa v treh letih, ki pa je dejansko trajala štiri leta in pol. Prvi podatki so na voljo od leta 2000, konč na različ ica pa od 7. 5. 2003. Loč ljivost DMR-ja je 128 pikslov na kotno stopinjo ali pribl. 500 m na ekvatorju. Izboljšan DMR je izdelan na osnovi misije MOLA Mission Experiment Gridded Data Record (MEGDR) in je na voljo od leta 2003. a) b) Slika 5 – (a) DMR HRSC in napake zaradi problemov slikovnega ujemanja na neizrazitem površju Nanedi Valles (7º S, 48º Z), (b) problem natanč nosti DMR-ja MOLA na poboč ju Zahodne Candor Chasme, Valles Marineris (6º J, 77º Z) – valovitost reliefa (Google Mars) Najstarejši digitalni model celotnega Marsa je bil izdelan z digitalizacijo izohips topografskih kart Marsa v merilu 1 : 2.000.000 in interpolacijo v loč ljivost 64 pikslov na kotno stopinjo. Najnatanč nejši modeli Marsa so izdelani s pomoč jo instrumenta »High Resolution Imaging Science Experiment« (HiRISE), NASA, na satelitu Mars Reconnaissance Orbiter, ki pa so le lokalni in so še posebej uporabni za natanč en posnetek območ ij pristajanja satelitov (primer za Phoenix, Slika 6). 24 Slika 6 – DMR na osnovi HiRISE (68º S, 126º Z) (NASA, 24. 5. 2008) Predstavitev raziskave iskanja vršajev pri uporabi DMR-ja Marsa Nestabilna poboč ja dolin so pogosto pokrita z vršaji (z grušč i ali s podžlebnimi melišč i) (Podobnikar in SzØkely, 2008). Geomorfološka oblika različ nih tipov vršajev je določ ena z materialom (gradivom), ki ga sestavlja (pogosto gre za slabo razvršč en material). Oblika vršajev na Marsu je pogojena glede na Zemlji različ ne okoljske pogoje: manjša gravitacija (pribl. 38 % zemeljske), (danes) pomanjkanje fluvialne erozije, več prostega materiala (pogosto vetrnih nanosov), in znač ilna velika območ ja poboč ij – kar pomeni, da so vršaji pomembne morfološke znač ilnosti na Marsu. Cilj raziskave je izključ na uporaba DMR-ja. Prednosti uporabe DMR-ja v primerjavi s posnetki daljinskega zaznavanja so (SzØkely in Podobnikar, 2009): (i) popolna kontrola procesiranja, saj zanemarimo položaj sonca, vremenske in atmosferske pogoje, (ii) možnost relativno enostavnega spreminjanja merila in (iii) možnost kombiniranja različ nih metod. Pomanjkljivosti so: nizka stopnja določ anja detajlov (predvsem za Mars) in možnost pojavljanja grobih napak na DMR-ju. Izvedli smo raziskavo iskanja vršajev na različ nih območ jih planeta Marsa. Uporabljali smo omenjeni DMR HRSC loč ljivosti 50 m. Slika 7 prikazuje pomembnejši testni območ ji (a) Zahodna Candor Chasma in (b) Nanedi Valles. a) b) 25 Slika 7 – Testni območ ji za identifikacijo vršajev: (a) Zahodna Candor Chasma (6º J, 77º Z), (b) Nanedi Valles (7º S, 48º Z). Območ ja potencialnih vršajev so vidna kot gladke površine na poboč jih. V vseh primerih smo delali vzporedne analize s primerljivimi območ ji na Zemlji, predvsem na območ ju Slovenije in Avstrije (SzØkely in Podobnikar, 2008). Analize so predvsem primerjale podobne geomorfološke oblike, podatke ter posledič no parametre analiz. Pri analizah smo testirali tudi različ no programsko opremo. V nadaljevanju navajamo štiri napredne tehnike ter rezultate, in sicer: • metoda vizualizacije z različ nimi tehnikami ter vizualna analiza (v različ nih merilih) (Podobnikar in Dorninger, 2007, Slika 8), • izdelava naprednih spremenljivk na osnovi geomorfometrič nih analiz DMR-ja ter klasifikacija na osnovi ISOcluster (SzØkely et al., 2002; SzØkely in Podobnikar, 2009, Slika 9), • uporaba več naprednih spremenljivk na osnovi geomorfometrič nih analiz DMR-ja pri izdelavi odloč itvenega modela vršajev (SzØkely in Podobnikar, 2009, Slika 10), • robustna polkvantitativna klasifikacija na osnovi segmentacije (SzØkely et al., 2011, Slika 11). Vse tehnike so podrobneje opisane v navedenih publikacijah, v tej predstavitvi pa so rezultati prikazani le s slikami rezultatov. Navedene tehnike upoštevajo tako kvalitativne kot kvantitativne pristope. Slika 8 – Vizualizacija geomorfoloških oblik ter vizualna analiza (Thaumasia Fossae, DMR HRSC, orbita 266, 43º J, 95º Z) 26 Slika 9 – Klasifikacija na osnovi metode ISOcluster. Površina vršajev je označ ena z rdeč o. Na območ ju med rdeč ima pasovoma je dolina (vallis), Nanedi Valles (DMR HRSC, orbita 1235, 7º S, 48º Z). Slika 10 – Izdelava potencialne ploskve vršajev na osnovi odloč itvenega modela. Temnejši odtenek pomeni več ji potencial za pojavljanje vršajev, Nanedi Valles (DMR HRSC, orbita 1235, 7º S, 48º Z). 27 Slika 11 – Robustna polkvantitativna klasifikacija na osnovi segmentacije. Č rna barva predstavlja potencialna območ ja vršajev, Nanedi Valles (DMR HRSC, orbita 1235, 7º S, 48º Z). Zaključ ki V razpravi smo primerjali izbrane geomorfološke znač ilnosti Marsa s tistimi na Zemlji ter ugotavljali možnosti za primerljivost ter parametrizacijo. Osredotoč ili smo se na sloj 28 DMR-ja, in sicer izdelanega na osnovi satelitskih posnetkov kamere HRSC, ki deluje v projektu Mars Express. Primerjalno smo uvedli štiri različ ne razvite metode za iskanje geomorfoloških oblik na Marsu, s poudarkom na iskanju vršajev. Vse metode dajejo primerljive rezultate, in sicer na podlagi rezultatov medsebojne primerjave in primerjave s podatki Google Mars. Dosedanja primerjava je temeljila na enostavnem prekrivanju rezultatov in osnovni statistič ni primerjavi ter na metodah vizualne primerjave (Podobnikar, 2009). Metode in rezultate kvalitativnih in kvantitativnih analiz bo možno v naslednji fazi raziskav na več nač inov analizirati in jih integrirati v natanč nejše rezultate, npr. Podobnikar (2005), Podobnikar in Vreč ko (2012). Nadalje je možno delati na metodah, ki že v osnovi sinergijsko kombinirajo možnost kvantitativnega in kvalitativnega pristopa analiz. Primer je analiza kraterjev na Marsu z izdelavo slojev, ki hkrati omogoč ajo vizualno ovrednotenje dimenzij kraterjev ter numerič no ovrednotenje rezultatov (premer in globina kraterja) – geomorfometrič ni nač in (Slika 12). Rezultati študije se lahko npr. posredno uporabljajo za izboljšavo kakovosti DMR-ja ali pa za izdelavo kart Marsa. Slika 12 – Spremenljivka za vizualno identifikacijo in merjenje kraterjev Zahvala: Raziskovalno nalogo je omogoč ila Avstrijska agencija za promocijo znanosti (FFG) v sestavu Programa avstrijskih vesoljskih aplikacij (ALR-OEWP-CO-413/07) in njihovih raziskovalnih projektov TMIS, TMIS+ in TMIS-morph (TMIS = Topographic Mars Information System) v okviru programa ASAP. Literatura Byrne, S., Ingersoll, A. P., 2002. A Sublimation Model for the Formation of the Martian Polar Swiss-cheese Features. American Astronomical Society (American Astronomical Society) 34, 837. Earth Impact Database, 2011. University of New Brunswick, http://www.passc.net/EarthImpactDatabase. Grossman, L., 2011. Mars Dust-Devil Mystery Solved on Earth. Wired Science. HiRISE, NASA/JPL/University of Arizona. Heipke, C., Oberst, J., Albertz, J., Attwenger, M., Dorninger, P., Dorrer, E., Ewe, M., Gehrke, S., Gwinner, K., Hirschmüller, H., Kim, J. R., Kirk, R. L., Mayer, H., Muller, J.-P., Rengarajan, R., Rentsch, M., Schmidt, R., Scholten, F., Shan, J., Spiegel, M., Wählisch, M., Neukum, G. in 29 HRSC Co-Investigator Team, 2007. Evaluating planetary digital terrain models — The HRSC DTM test. Planetary and Space Science 55(14), 2173-2191. Jaumann, R., Neukum, G., Behnke, T., Flohrer, J., van Gasselt, S., Giese, B., Gwinner, K., Hauber, E., Hoffmann, H., Köhler, U., Matz, K.-D., Mertens, V., Pischel, R., Roatsch, T., Reiss, D., Scholten, F., Stephan, K., Oberst, J., Saiger, P., Schwarz, G., Wählisch, M., 2007. The High Resolution Stereo Camera (HRSC) experiment on Mars Express: instrument aspects from interplanetary cruise through nominal mission. Planetary and Space Science, 55(7-8), 928-952. Miller, C. L. Laflamme, R. A., 1958. The Digital Terrain Model-Theory & Application. MIT Photogrammetry Laboratory. Mars Express, 2011. ESA Mars Express, http://www.esa.int/esaMI/Mars_Express/ MOLA, 2007. Mars Orbiter Laser Altimeter, or MOLA, http://mola.gsfc.nasa.gov/ Podobnikar, T., 2005. Production of integrated digital terrain model from multiple datasets of different quality. International journal of geographical information science, 19(1), 69-89. Podobnikar, T., Dorninger, P., 2007. Enhanced visualisation of Mars surface features from HRSC DTM. V: European Mars Science & Exploration Conference, Mars Express and ExoMars, 12.- 16. 11. 2007, Noordwijk: ESTEC. Podobnikar, T., SzØkely, B., 2008. Poskus analize potencialno nevarnih vršajev z DMR-jem. V: Perko, D., Zorn, M., Razpotnik Visković , N., Č eh, M., Hladnik, D., Krevs, M., Podobnikar, T., Repe, B., Šumrada, R. (ur.). Geografski informacijski sistemi v Sloveniji 2007-2008, (GIS v Sloveniji, 9). Ljubljana: Založba ZRC, 73-81. Podobnikar, T., 2009. Methods for visual quality assessment of a digital terrain model. S.A.P.I.EN.S. Special Issue 2 (2), 15-24. http://sapiens.revues.org/index738.html. Podobnikar, T., 2012. Detecting Mountain Peaks and Delineating their Shapes using Digital Elevation Models, Remote Sensing, and Geographic Information Systems using Autometric Methodological Procedures. Remote Sensing (sprejeto). Podobnikar, T., Vreč ko, A., 2012. Processing of a point cloud for a geomorphologically high quality DEM. Transactions in GIS (sprejeto). Reiss, D., Raack, J., Rossi, A. P., 2011. Formation of dark dust devil tracks in the Turpan Desert (China): comparison with Mars, 42nd Lunar and Planetary Science Conference, Texas, ZDA. SzØkely, B., Reinecker, J., Dunkl, I., Frisch, W., Kuhlemann, J., 2002. Neotectonic movements and their geomorphic response as reflected in surface parameters and stress patterns in the Eastern Alps. EGU Stephan Mueller Special Publication Series, 3, 149-166. SzØkely, B., Podobnikar, T., 2008. An attempt for automatic detection and visualization of talus cones from digital elevation data. V: Koneč ný, M., Bandrova, T. (ur.), Second International Conference on Cartography & GIS, Proceedings 2, Borovec, Bolgarija, 151-159. SzØkely, B., Podobnikar, T., 2009. A method for automated extraction of Martian talus slopes – case studies of Nanedi Valles and West Candor Chasma, Mars. V: Purves, R., Gruber, S., Straumann, R., Hengl, T. (ur.). Geomorphometry. Zürich: Department of Geography, University of Zürich, str. 202-207. SzØkely, B., Dorninger, P., Jansa, J., Podobnikar, T., Koma, Z., Trosits, D., VerebØlyi-Dósa, M., 2011. Martian and Terrestrial debris slopes: Automated recognition attempts using a multi- method approach. Geophys. res. abstr., EGU2011-13467-1.