Такое пристрастие к черно-белым снимкам Луны вызывает удивление и порождает отдельную теорию заговора, согласно которой кто-то запрещает показывать цвет лунной поверхности.

Причина же популярности «бесцветных» лунных изображений не в заговоре, а в законах физики. Наши глаза видят цвет благодаря разновидности световых рецепторов сетчатки – колбочек. Колбочки приматов, включая человека, разделяются на три типа, каждый из которых воспринимает красный, зеленый или синий свет. Современная цифровая фототехника позаимствовала этот принцип. Цветные кадры получаются благодаря «мозаичному» светофильтру, собранному из трех типов светофильтров разного цвета. Светофильтр каждого цвета отсекает посторонний свет и пропускает к фотоматрице только красную, зеленую или синюю часть видимого спектра – такую схему называют мультиспектральной, а фильтр носит название байеровского. Если съемка ведется на «голую» фотоматрицу, без фильтров, то такой снимок называют панхроматическим и для нашего глаза он черно-белый, поскольку показывает только разницу в количестве света, поглощенного различными участками фотоматрицы.

Для получения цветных снимков можно закрыть фотоматрицу фильтром Байера – массивом из фильтров трех цветов, где каждому пикселю достается свой цвет. Так делают практически во всех любительских цифровых фотоаппаратах и камерах смартфонов. В астрономии и космонавтике чаще применяется другой способ: снимать на «голую» матрицу три одинаковых кадра, поочередно закрывая ее фильтрами разных цветов. Затем три кадра обрабатывают вручную или с помощью алгоритмов и получают уже цветной снимок, хотя и не всегда такой, какой увидели бы наши глаза, – если снимают в тех диапазонах света, которые человек не видит.

Независимо от метода получения цветного снимка, камера через фильтры принимает меньше света, чем без них. При панхроматической съемке, без фильтров, фотосенсоры принимают весь свет в доступном диапазоне и снимки оказываются более высокого разрешения, т. е. показывают больше мелких подробностей, что привлекает и ученых, и любителей. Таким образом, черно-белую Луну снимают все, кто хочет запечатлеть наименьшие детали поверхности и получить изображение с наивысшей детализацией. Это и есть причина популярности черно-белой съемки, что ни в коем случае не отменяет многочисленные примеры цветной съемки Луны, как на ее поверхности, так и с орбиты – лунной или околоземной.

К сожалению, мы не сможем обсудить вопросы о цвете Луны в рамках данной книги из-за технических ограничений: без цветных иллюстраций разговор будет голословным.

В космосе летает большой телескоп Hubble, на Земле работают телескопы в несколько раз больше. Они снимают спутники Плутона, далекие галактики, планеты в системах других звезд. Так неужели они не могут рассмотреть цепочку следов астронавтов на такой близкой Луне? А снимают ли вообще Луну в современные телескопы? Может, снимки засекречены?

Наверняка многие встречали такие вопросы в интернете или задавались ими сами. Какие же у нас есть возможности для изучения Луны?

Возможности оптических телескопов определяются прежде всего их размерами. Главная характеристика, отвечающая за детализацию (резкость, разрешение) видимого изображения, – диаметр главного зеркала телескопа или собирающей линзы, если телескоп беззеркальный. Большинство фотографических объективов – это беззеркальные телескопы- рефракторы. Чем больше диаметр главного зеркала или собирающей линзы объектива, тем более мелкие детали может увидеть телескоп, или, как говорят астрономы, тем «выше разрешающая способность». Разрешающая способность – это показатель возможности телескопа различить («разрешить») наименьшие детали изображения, например две близко расположенные звезды или два близких кратера. Если две звезды выглядят как одна или два кратера выглядят как одно пятно на поверхности, то расстояние между ними находится ниже предела разрешающей способности телескопа.

Чтобы научиться оценивать разрешающую способность телескопа, надо узнать, в каких единицах она измеряется. Показателем разрешающей способности телескопа является угловая величина, которая измеряется в угловых градусах, минутах, секундах… Если мы разделим наблюдаемую вокруг себя окружность на 360 частей, каждая из частей будет градусом. Градус разделяется на 60 угловых минут, а каждая угловая минута на 60 угловых секунд. Иногда в расчетах и формулах используется единица радиан и его доли, но их несложно перевести в те же градусы. Минимально различимые в телескоп объекты измеряются в угловых величинах, они и показывают разрешающую способность оптики.

Человеческий глаз тоже оптическое устройство. Разрешающая способность человеческого глаза при нормальном зрении – 1 угловая минута.

Футбольный мяч, видимый с расстояния 13 м, занимает 1 градус.

Он же с 800 м занимает 1 угловую минуту.

С расстояния 50 км он же будет иметь угловой размер в 1 угловую секунду, но мы без телескопа его уже не увидим.

Зато если взять небольшой любительский телескоп, то мяч мы увидеть сможем, но, чтобы различить рисунок на нем, потребуется взять телескоп диаметром в два или три раза больше. Космический телескоп Hubble сможет увидеть футбольный мяч на расстоянии 1000 км.

Угловой размер Солнца или Луны для наблюдателя на Земле – около 30 угловых минут, или половина градуса. Размер пролетающей в небе Международной космической станции – 1 угловая минута. Видимый диаметр ближайшей к нам планеты Венеры в моменты сближения с Землей – чуть больше 1 угловой минуты.

Чтобы определить разрешающую способность телескопа, кроме его диаметра требуется учитывать множество факторов: качество изготовления зеркала, длину волны света, на которой ведется наблюдение, оптическую схему, прозрачность оптики, прозрачность среды и др. Но для упрощенного расчета используется небольшая формула: 116 разделить на диаметр главного зеркала телескопа в миллиметрах (116/D). Так мы узнаем примерную предельно достижимую разрешающую способность телескопа в угловых секундах. Иногда встречаются формулы с другими показателями – от 114 до 140, но они незначительно меняют итоговые результаты.

Исходя из этой упрощенной формулы можно определить возможности некоторых телескопов:

● Любительский телескоп с зеркалом диаметром 20 см – разрешение 0,6 угловой секунды (футбольный мяч с расстояния 100 км).

● Космический телескоп Hubble диаметром 2,4 м – разрешение 0,05 угловой секунды (футбольный мяч с расстояния примерно 1000 км).

● Очень большой телескоп (Very Large Telescope, VLT) в Чилийских Андах с зеркалом в 8 м – разрешение 0,015 угловой секунды (футбольный мяч с расстояния примерно 3300 км, без учета атмосферы).

● Строящийся Чрезвычайно большой телескоп (Extremely Large Telescope, ELT) с зеркалом диаметром 39,3 м – разрешение 0,003 угловой секунды (футбольный мяч с расстояния примерно 16 500 км, без учета атмосферы).

Угловое разрешение – характеристика телескопа или другой оптики, например фотообъектива или микроскопа. Если же мы говорим об итоговых снимках, то к ним применима уже характеристика линейного разрешения. Линейное разрешение исчисляется в привычных мерах расстояния: километрах, метрах, сантиметрах. В этих единицах отображается размер наименьших различимых на фотографии объектов. То есть у камеры с фиксированным угловым разрешением на снимках будет меняться линейное разрешение пропорционально расстоянию: при сокращении расстояния между объективом и объектом съемки вдвое линейное разрешение уменьшается также вдвое. Например, с высоты 100 км у камеры NAC LRO линейное разрешение будет 1 м, а с высоты 50 км – 0,5 м. При этом обычно говорят «разрешение растет», имея в виду, что на одном и том же участке можно рассмотреть больше мелких деталей. Встречается также обозначение линейного разрешения в метрах на пиксель, но такое понятие больше подходит для обсуждения характеристики фотографической матрицы.