La couleur de la Lune et du Soleil depuis l'espace en termes de RVB et de température de couleur

Il semblerait que la question de la couleur de la Lune et du Soleil de l'espace pour la science moderne soit si simple que dans notre siècle il ne devrait y avoir aucun problème avec la réponse. Nous parlons de couleurs lorsque nous observons précisément depuis l'espace, car l'atmosphère provoque un changement de couleur dû à la diffusion de la lumière de Rayleigh. "Sûrement quelque part dans l'encyclopédie à ce sujet en détail, en chiffres, cela a longtemps été écrit", direz-vous. Eh bien, essayez maintenant de rechercher sur Internet des informations à ce sujet. C'est arrivé? Très probablement non. Le maximum que vous trouverez est quelques mots sur le fait que la Lune a une teinte brunâtre et que le Soleil est rougeâtre. Mais vous ne trouverez pas d'informations si ces teintes sont visibles à l'œil humain ou non, en particulier la signification des couleurs en RVB ou au moins les températures de couleur. Mais vous trouverez un tas de photos et de vidéos où la Lune de l'espace est absolument grise, principalement sur les photos du programme américain Apollo, et où le Soleil de l'espace est représenté en blanc et même en bleu.

Surtout mon opinion personnelle n'est qu'une conséquence de l'intervention de la politique dans la science. Après tout, les couleurs de la Lune et du Soleil depuis l'espace sont directement liées aux vols des Américains vers la Lune.

J'ai cherché dans de nombreux articles et livres scientifiques à la recherche d'informations sur la couleur de la Lune et du Soleil depuis l'espace. Heureusement, il s'est avéré que même s'ils n'ont pas de réponse directe au RVB, il existe des informations complètes sur la densité spectrale du rayonnement solaire et la réflectivité de la Lune à travers le spectre. C'est assez pour obtenir des couleurs précises dans les valeurs RVB. Vous avez juste besoin de calculer soigneusement ce que j'ai fait. Dans cet article, je partagerai les résultats des calculs avec vous et, bien sûr, je vous parlerai en détail des calculs eux-mêmes. Et vous verrez la Lune et le Soleil de l'espace dans de vraies couleurs!

J'ai effectué les calculs dans le programme Mathcad et, en conséquence, les fragments de code seront dans le langage de programmation intégré, ce qui est tout à fait approprié car compréhensible pour tous les pseudo-codes.

En même temps, je vais vous dire en détail quel est le modèle de couleur RVB, avec lequel, je pense, vous êtes tous familiers. Cette question n'est pas non plus entièrement simple. Par exemple, essayez de répondre aux deux questions suivantes. Laissez la couleur être réglée sur rgb (120,80,100) .
1) Quelles valeurs de RVB ont une couleur 2 fois plus foncée que celle spécifiée?
2) Quelles sont les valeurs de RVB en gris avec la même luminosité que celle spécifiée?
Il semblerait qu'il y ait une réflexion, divisée par 2 dans le premier cas, soit rgb (60,40,50) et moyenne dans le second cas, soit rgb (100,100,100) . Hélas, les bonnes réponses sont: 1) rgb (86.56.71) ; 2) RVB (92,92,92) . Vous découvrirez pourquoi les réponses sont comme ça.

Parlez également de la température de couleur et de la façon de la calculer.

Espace colorimétrique XYZ

XYZ est un modèle de couleur maître, défini au sens mathématique strict par l'Organisation internationale de l'illumination de la CIE (Commission internationale de l'éclairage) en 1931. Le modèle CIE XYZ est un modèle maître de presque tous les autres modèles de couleur utilisés dans les domaines techniques. La couleur XYZ est définie comme suit:

$$

$$X = \ int _ {390 \, nm} ^ {830 \, nm} I (\ lambda) \, {\ overline {x}} (\ lambda) \, d \ lambda \\ Y = \ int _ { 390 \, nm} ^ {830 \, nm} I (\ lambda) \, {\ overline {y}} (\ lambda) \, d \ lambda \\ Z = \ int _ {390 \, nm} ^ ^ { 830 \, nm} I (\ lambda) \, {\ overline {z}} (\ lambda) \, d \ lambda$$

où $$$I (\ lambda)$ - la densité spectrale de toute valeur photométrique d'énergie (par exemple, le flux de rayonnement, la luminosité énergétique, etc., en termes absolus ou relatifs) sur la plage de longueurs d'onde de 390 à 830 nm (selon 2006, en 1931, la plage était de 380 à 780 nm ); $$${\ overline {x}} (\ lambda)$ , $$${\ overline {y}} (\ lambda)$ , $$${\ overline {z}} (\ lambda)$ - fonctions de correspondance des couleurs. De plus, ce qui est important pour nous, la coordonnée Y correspond à la luminosité visuelle du signal.

J'ai téléchargé ces fonctions de correspondance des couleurs à partir d'ici: [ 1 ]. Là, les fonctions de correspondance des couleurs sont définies pour un champ de vision de 2 degrés et 10 degrés . J'ai décidé d'effectuer des calculs pour les deux cas, de comparer les résultats et de m'assurer que, comme on pouvait s'y attendre, les coordonnées de couleur diffèrent légèrement. Naturellement, j'ai utilisé les données des fonctions avec la résolution maximale de celles fournies, c'est-à-dire avec un pas de 0,1 nm . Les graphiques des fonctions de correspondance des couleurs sont les suivants:



À partir des graphiques, on peut voir qu'au-dessus de 710 nm , les fonctions deviennent négligeables dans le sens où, lors de l'observation de couleurs proches du blanc, la densité spectrale sur la plage au-dessus de 710 nm n'apporte presque aucune contribution. Bien que nous sachions que la lumière visible se situe dans la plage allant jusqu'à 780 nm , mais nous devons comprendre que c'est avec un rayonnement monochromatique. J'ai tout cela au fait que dans les calculs, j'ai dû extrapoler dans certains cas les données manquantes sur la réflectivité de la Lune juste pour la plage où les fonctions de correspondance des couleurs sont essentiellement petites. Par conséquent, une éventuelle erreur d'extrapolation ne conduit pas à une erreur notable dans les couleurs calculées.

Je calcule les intégrales ci-dessus par la règle trapézoïdale :


où c - est le numéro de coordonnée de l'espace colorimétrique (1, 2, 3 pour X, Y, Z respectivement); cw - est un tableau des fonctions de correspondance des couleurs; f - est la densité spectrale; M = (830-390) /0.1=4400 - le nombre d'étapes de la grille.

Les fonctions de correspondance des couleurs correctes ont la propriété que la zone sous les trois courbes est la même:

$$

$$\ int _ {390 \, nm} ^ {830 \, nm} \, {\ overline {x}} (\ lambda) \, d \ lambda \, = \ int _ {390 \, nm} ^ {830 \, nm} \, {\ overline {y}} (\ lambda) \, d \ lambda \, = \ int _ {390 \, nm} ^ {830 \, nm} \, {\ overline {z}} (\ lambda) \, d \ lambda$$

Ceci est fait de sorte que le spectre uniforme ait les mêmes valeurs de coordonnées XYZ. Vérifiez si cette propriété détient:


où "un" - est un tableau de 1; cmf2_ et cmf10_ - sont des tableaux de fonctions de correspondance des couleurs pour un champ de vision de 2 degrés et 10 degrés , respectivement. Comme vous pouvez le voir, la propriété est effectuée avec une précision d'environ 0,01% , ce qui est assez bon. Mais encore, renormalisez les fonctions pour la fidélité:

Normalisation de la luminosité

Considérez le travail d'un appareil photo numérique. L'élément principal d'un appareil photo numérique est une matrice, qui se compose de photocapteurs. Lorsqu'une image est projetée sur une matrice, une charge électrique s'accumule dans chacun de ses photocapteurs, proportionnelle à l'énergie de rayonnement du photocapteur. Les photocapteurs capturent la luminosité de l'élément d'image, sans transporter aucune information sur sa couleur. Pour plus d'informations sur la couleur, la matrice des photocapteurs est recouverte par des filtres miniatures. Ces filtres jouent le rôle de fonctions de correspondance des couleurs. Chaque pixel se compose de plusieurs photocapteurs, qui sont combinés dans la quantité de divers filtres de lumière.

Ainsi, en fonction $$$I (\ lambda)$ nous devons prendre la densité spectrale de l'énergie de rayonnement d'un pixel. Une telle densité spectrale peut être représentée comme

$$

$$I (\ lambda) = coef \ cdot illumination (\ lambda) \ cdot albedo (\ lambda)$$

où l' éclairage - est la densité spectrale de la source lumineuse; albédo - la réflectivité de la surface de l'objet photographié; coef - est un certain coefficient constant, qui est déterminé par le temps d'exposition, l'ouverture, la distance de la source de lumière à l'objet photographié et d'autres facteurs. La réflectance fait référence à l' albédo visible , qui est défini comme le rapport de la luminosité d'un élément de surface plane éclairé par un faisceau de rayons parallèle à la luminosité de la surface absolument blanche située perpendiculairement aux rayons.

Imaginez maintenant que nous effectuons le travail du photomètres, avec lequel le photographe règle la vitesse d'obturation et l'ouverture sur l'appareil photo. En d'autres termes, nous devons choisir une valeur de coef pour que l'image soit normale en luminosité, pas trop sombre, pas trop lumineuse. Imaginez qu'il y ait l'écran absolument blanc derrière l'objet photographié. L' albédo de réflectivité d'un tel écran est par définition égal à 1 à toutes les longueurs d'onde. Réglez la valeur de coef pour que la luminosité visuelle Y de cet écran soit égale à 1. Pourquoi 1? Parce que dans le modèle de couleur RVB, la valeur de luminosité maximale possible est 1, ce qui est obtenu avec RVB (255 , 255 , 255) , c'est-à-dire avec du blanc. J'en parlerai un peu plus tard. Étant donné que les corps normaux sont de couleur plus sombre que l'écran absolument blanc, les images auront une luminosité normale. De ces considérations, nous obtenons l'expression suivante pour coef :

$$

$$coef = \ frac {1} {\ int _ {390 \, nm} ^ {830 \, nm} illumination (\ lambda) \, {\ overline {y}} (\ lambda) \, d \ lambda}$$

Il convient de noter qu'une telle normalisation ne garantit pas que la valeur de chaque coordonnée RVB sera inférieure ou égale à 255. Par exemple, si vous photographiez l'écran absolument blanc avec une source de lumière rouge, la couleur RVB s'éteindra l'échelle.

Donc, je calcule les valeurs de coordonnées de l'espace colorimétrique XYZ comme suit:


Nous devons en quelque sorte exprimer la couleur du soleil. Nous ne pouvons pas le photographier directement, et dans notre modèle mathématique, nous n'avons pas prévu un cas aussi extrême. De toute évidence, nous devons photographier la surface absolument blanche illuminée par le soleil. Puisque le Soleil de l'espace a une teinte rougeâtre, alors, comme je l'ai dit, la couleur de l'écran absolument blanc se détache de l'échelle. Par conséquent, nous devons prendre la surface plus sombre. J'ai constaté empiriquement que nous devons prendre du papier blanc avec un albédo de 0,91. Plus d'albédo ne peut pas être pris, commence à sortir de l'échelle. Donc, pour obtenir la couleur du soleil, j'ai simplement défini la valeur de l' albédo à 0,91 à toutes les longueurs d'onde dans la formule ci-dessus:

espace colorimétrique sRGB

L'espace colorimétrique le plus courant utilisant le modèle RVB est sRGB. Par conséquent, lorsqu'ils parlent de RVB sans précision, c'est l'espace colorimétrique sRGB qui est la norme pour représenter le spectre de couleurs à l'aide du modèle RVB. Cette norme a été créée par l'International Color Consortium (ICC) en 1996 pour unifier l'utilisation du modèle RVB dans les moniteurs, les imprimantes et les sites Internet. Analysons cette norme, dont la description est disponible sur [ 2 ].

La conversion de XYZ en sRGB se déroule en trois étapes. Tout d'abord, les coordonnées XYZ sont converties en coordonnées RVB linéaires, puis les coordonnées linéaires sont converties en coordonnées RVB non linéaires et, à la fin, les coordonnées non linéaires sont converties en coordonnées RVB 8 bits, qui, en fait, sont les coordonnées du Espace colorimétrique sRGB.

La conversion des coordonnées XYZ en coordonnées RVB linéaires est la suivante:



et l'inverse est:



Je me demande d'où viennent ces étranges nombres dans des matrices carrées? Et ils sont issus de la recommandation de l'UIT-R BT.709 [ 3 ]. Désignons la première matrice carrée par XYZ_to_RGB , et la seconde par RGB_to_XYZ . De toute évidence, ils sont mutuellement inverses. La Recommandation UIT-R BT.709 spécifie les exigences de la deuxième matrice. À partir de ces exigences, vous pouvez calculer uniquement la seconde matrice, et la première est égale à la matrice inverse de la seconde.

Nous introduisons les fonctions suivantes:

$$

$$XYZ (R, G, B) = RGB \ _to \ _XYZ \ cdot {\ begin {bmatrix} R \\ G \\ B \ end {bmatrix}} \\ W (R, G, B) = XYZ_1 (R , G, B) + XYZ_2 (R, G, B) + XYZ_3 (R, G, B) \\ xy (R, G, B) = \ frac {1} {W (R, G, B)} \ cdot {\ begin {bmatrix} XYZ_1 (R, G, B) \\ XYZ_2 (R, G, B) \ end {bmatrix}}$$

Les exigences des recommandations UIT-R BT.709 prennent alors la forme suivante:

$$

$$xy (1,0,0) = {\ begin {bmatrix} 0,64 \\ 0,33 \ end {bmatrix}}, \; xy (0,1,0) = {\ begin {bmatrix} 0,30 \\ 0,60 \ end {bmatrix}}, \; xy (0,0,1) = {\ begin {bmatrix} 0,15 \\ 0,06 \ end {bmatrix}} \\ xy (1,1,1) = {\ begin {bmatrix} 0,3127 \\ 0,3290 \ end {bmatrix }}$$

Nous avons 8 équations, lorsque nous avons 9 éléments inconnus de la matrice RGB_to_XYZ , c'est-à - dire qu'il manque une autre équation. Et l'équation manquante est donnée implicitement, je devais la deviner moi-même. L'essence de cette équation est que pour la couleur blanche, la luminosité visuelle Y doit être égale à 1:

$$

$$XYZ_2 (1,1,1) = 1$$

J'ai trouvé la solution exacte de ces équations en nombres rationnels:


Si vous arrondissez les nombres dans mon résultat à quatre décimales après le point, vous obtenez ces nombres étranges dans la norme de l'International Color Consortium. Dans mes calculs, j'utilise non pas des matrices arrondies, mais celles exactes mentionnées ci-dessus (en ce qui concerne les nombres à virgule flottante avec double précision ).

Ainsi, les coordonnées linéaires de RVB basées sur le tableau des fonctions de correspondance des couleurs (cmf), la densité de rayonnement spectrale (illumination) et la réflectivité (albédo) que je calcule comme suit:



J'utilise également des coordonnées linéaires RVB, moyennées sur le champ de vision de 2 degrés et 10 degrés :



À partir des coordonnées linéaires de RVB, la luminosité visuelle Y est calculée à l'aide de la formule suivante (par défaut, les tableaux Mathcad sont numérotés à partir de l'élément zéro):


Nous continuons de démonter la norme. Chaque coordonnée linéaire du RVB est convertie en non linéaire à l'aide de la fonction non linéaire lin2bit, et de nouveau en bit2lin, qui sont définies comme suit:


Les graphiques de ces fonctions ressemblent à ceci:



Notez que 0 est converti en 0, 1 en 1.

À la fin, les coordonnées non linéaires de RVB sont converties en 8 bits en multipliant par 255, puis arrondies à des nombres entiers.

Ainsi, j'ai défini les fonctions suivantes pour convertir les coordonnées RVB linéaires en 8 bits et inversement:

Nous sommes maintenant prêts à résoudre le problème depuis l'introduction. Je rappelle la condition.

Laissez la couleur être réglée sur rgb (120,80,100) .
1) Quelles sont les valeurs de RVB dont la couleur est 2 fois plus foncée que celle spécifiée?
2) Quelles sont les valeurs RVB pour le gris avec la même luminosité que celle donnée?

Solution:

Réponses: 1) rgb (86.56.71) ; 2) RVB (92,92,92) .

Température de couleur

La température de couleur de la source lumineuse, mesurée en Kelvin, est déterminée par la température du corps noir situé sur le nuancier au même endroit que la source de rayonnement considérée. Si la source lumineuse ne tombe pas sur la courbe de Planck (une courbe qui est déterminée par l'ensemble des points de couleur d'un corps noir à différentes températures), une température de couleur corrélée est utilisée pour la caractériser. Cette valeur également mesurée en Kelvin est déterminée par la température d'un corps noir, dont la couleur est aussi proche que possible de la couleur de la source lumineuse. Pour trouver la température de couleur corrélée de la source de rayonnement sur le nuancier construit en coordonnées (u, v) , le point le plus proche de la source sur la courbe de Planck est déterminé (c'est-à-dire la distance géométrique la plus courte). La température d'un corps noir situé à ce point correspondra à la température de couleur corrélée de la source considérée [ 4 ].

Pour un corps noir de température T, la puissance de rayonnement par unité de surface de la surface rayonnante dans un intervalle de longueur d'onde unitaire est exprimée par la loi de Planck :

$$

$$R (\ lambda, T) = \ frac {2 \ pi h c ^ 2} {\ lambda ^ 5} \ frac {1} {e ^ {h c / \ lambda k T} -1}$$

En conséquence, je calcule la densité spectrale du rayonnement du corps noir comme suit (dans la colonne zéro du tableau des fonctions d'appariement des couleurs cmf2 sont les valeurs de longueur d'onde en nanomètres):



Veuillez noter que j'ai sauté le facteur constant, car il est toujours réduit avec une normalisation supplémentaire de la luminosité (la luminosité de la source lumineuse n'affecte pas la température de couleur).

Ensuite, je calcule les coordonnées linéaires de RVB:



Les coordonnées linéaires RVB sont converties en coordonnées (u, v) comme suit:



Sur le plan (u, v) , la distance géométrique entre les points de la couleur considérée et la couleur d'un corps noir d'une température T donnée est calculée:



Par exemple, pour la source de lumière blanche standard, la dépendance de cette distance sur la température ressemble à ceci:



La valeur de T à laquelle cette dépendance a un minimum est la température de couleur de la source de lumière considérée.

Densité spectrale de rayonnement du soleil

Les données de la densité spectrale du rayonnement solaire en l'absence de l'atmosphère que j'ai téléchargées d'ici: [ 5 ]. La source de lumière correspondant au Soleil depuis l'espace, je l'appellerai E490 à l'avenir. Aussi pour comparaison dans les calculs, je considère l' illuminant standard D65 . Cette source représente la lumière blanche. Je la regarde pour montrer à quoi ressemblerait la Lune si le Soleil était blanc. Les données de la densité spectrale de rayonnement de l'illuminant standard D65 I téléchargées à partir d'ici: [ 6 ].

Comme indiqué ci-dessous, les sources lumineuses D65 et E490 ont des températures de couleur de 6467K et 5912K, respectivement. Les densités de rayonnement spectral des sources lumineuses D65, E490 et des corps absolument noirs des températures correspondantes sont les suivantes:



Vous pouvez voir que la densité spectrale du rayonnement solaire est supérieure à celle d'une source de lumière blanche à des longueurs d'onde plus longues, c'est-à-dire à des longueurs d'onde de lumière rouge (620-770 nm). Cela signifie que le soleil a une teinte rougeâtre. En effet, les calculs donnent les couleurs suivantes des sources lumineuses D65, E490 et des corps noirs de températures correspondantes (comme je l'ai dit, un papier blanc avec un albédo de 0,91 est considéré):



Notez que les coordonnées du sRGB du Soleil et une température du corps noir de 5912K correspondent exactement. Cela ne s'explique par rien, cela arrive juste.

La couleur des cercles dans la dernière image est la vraie couleur du Soleil depuis l'espace. L'œil humain voit clairement la teinte rougeâtre du soleil. Donc, le fait que le Soleil de l'espace soit blanc est un grand mythe! Il convient de noter que pour une raison quelconque, cette teinte n'est pas observée sur les photos et vidéos d'Apollo. Sur de vraies photographies, la teinte rougeâtre visible du Soleil apparaîtrait certainement sur les surfaces blanches du drapeau américain et des combinaisons spatiales. Et comme cela sera montré ci-dessous, cette teinte du Soleil contribue de manière significative à la "rougeur" ​​de la Lune depuis l'espace.

La Lune est-elle différente ou de la même couleur?

Les opposants à la théorie de la conspiration lunaire promeuvent la version selon laquelle la Lune est de couleur différente. Apparemment, la Lune est grise par endroits, brune par endroits, et les Apollos ont atterri là où la Lune est grise. Mais cette version contredit directement les données scientifiques. L'article [ 7 ] indique clairement:

Les différences de couleur sur la Lune sont extrêmement faibles.

Shevchenko écrit également dans son livre [ 8 ]:

Pendant de nombreuses années, le célèbre chercheur américain T. McCord a travaillé dans ce sens. Il a obtenu plus de 200 spectres pour différentes parties de la surface lunaire de 10 à 20 km chacune. Toutes les courbes obtenues sont fondamentalement similaires en apparence.

Donc, non, la Lune n'est pas de couleur différente, mais la même.

Données de couleur selon Shevchenko

Shevchenko dans son livre [ 8 ] donne la dépendance suivante de la réflectivité sur la longueur d'onde.



Dans mes calculs, j'applique l'interpolation linéaire par morceaux de ces données. Les données manquantes sur l'intervalle de 820-830 nm, j'ai reçu par suite directe du segment sur l'intervalle de 690-820 nm.

Données de couleur selon LRO

La dépendance de la réflectivité de la surface lunaire sur les conditions d'éclairage et d'observation à des longueurs d'onde de 321 nm à 689 nm est donnée dans [ 9 ]. Les paramètres du modèle ont été calculés sur la base de l'analyse des données obtenues par le Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). Les conditions d'éclairage et d'observation sont déterminées par les trois paramètres i (angle d'incidence), e (angle de réflexion) et g (angle de phase). Ces angles sont illustrés dans le diagramme suivant:



L'angle de phase peut être exprimé en termes d'angle d'azimut $$$\ varPsi$ en utilisant la loi sphérique des cosinus comme suit:

$$

$$g = \ arccos \ left (\ cos \ left (i \ right) \ cos \ left (e \ right) + \ sin \ left (i \ right) \ sin \ left (e \ right) \ cos \ left ( \ varPsi \ right) \ right)$$

Dans les calculs, je prends les valeurs traditionnelles des angles i = g = 30 °, e = 0 °. Pour de tels angles, la dépendance suivante de la réflectivité sur la longueur d'onde est obtenue (graphique lro30):


J'ai fait une extrapolation linéaire des données LRO sur l'intervalle de 689-830 nm afin que le rapport des valeurs aux points de 830 nm et 689 nm soit le même que celui des données de Shevchenko (parcelle shev). J'ai également renormalisé les données de Shevchenko en multipliant par 0,8315 afin que la luminosité de la couleur résultante selon Shevchenko et LRO soit la même.

Données de couleur selon "Kaguya"

Dans [ 10 ], les données obtenues par le deuxième satellite artificiel japonais de la Lune sont présentées. Malheureusement, la réflectivité dans la gamme de longueurs d'onde visibles est donnée avec une très faible résolution, donc je ne l'utilise pas dans mes calculs.

Mais le travail est intéressant en ce qu'il parle des écarts colossaux entre les données de Kaguya et les données de la mission Apollo 16. Et c'est l'un des rares cas où la communauté scientifique parle ouvertement d'incohérences associées aux vols des Américains vers la Lune.

Résultats des calculs

De plus, j'utiliserai la notation suivante:
D65 - source de lumière blanche standard D65;
E490 - la source de lumière du soleil en l'absence de l'atmosphère;
W-0.91 - papier blanc avec albédo 0.91;
LRO (30 °) - Données LRO pour les angles traditionnels i = g = 30 °, e = 0 °;
Shevch. - données de Shevchenko;
lin. (2 °) - coordonnées linéaires de RVB avec un champ de vision de 2 degrés ;
lin. (10 °) - coordonnées linéaires du RVB avec un champ de vision de 10 degrés ;
lin. (moyenne) - coordonnées linéaires RVB, moyennées sur le champ de vision de 2 degrés et 10 degrés ;
sRGB (100%) - coordonnées de sRGB, obtenues à partir de coordonnées linéaires RVB, moyennées sur le champ de vision de 2 degrés et 10 degrés ;
sRGB (200%) - coordonnées de sRGB, obtenues à partir des coordonnées linéaires doublées de RGB, moyennées sur le champ de vision de 2 degrés et 10 degrés ;
sRGB (300%) - coordonnées de sRGB, obtenues à partir des coordonnées linéaires triplées de RGB, moyennées sur le champ de vision de 2 degrés et 10 degrés ;
sRGB (400%) - coordonnées de sRGB, obtenues à partir des quadruples coordonnées linéaires de RVB, moyennées sur le champ de vision de 2 degrés et 10 degrés ;
cl. temp. - température de couleur obtenue à partir des coordonnées linéaires de RVB, moyennée sur le champ de vision de 2 degrés et 10 degrés ;

D65

	W-0.91	LRO (30 °)	Shevch.
lin. (2 °)	0.9076,0.9120,0.8968	0.1177,0.0931,0.0688	0.1202,0.0931,0.0697
lin. (10 °)	0.9084,0.9122,0.8929	0.1165.0.0916.0.0687	0.1188,0.0917,0.0696
lin. (moyenne)	0,9080,0,9121,0,8948	0.1171,0.0924,0.0688	0.1195,0.0924,0.0697
sRGB (100%)	rgb (244.245.243)	rgb (96.86.74)	rgb (97.86.75)
sRGB (200%)	-	rgb (133.119.104)	rgb (134.119.104)
sRGB (300%)	-	rgb (160.144.125)	rgb (161.144.126)
sRGB (400%)	-	rgb (182.164.143)	rgb (184.164.144)
cl. temp.	6467K	4928K	4891K

E490

	W-0.91	LRO (30 °)	Shevch.
lin. (2 °)	1.0005,0.8892,0.8490	0.1283.0.0909.0.0649	0.1310,0.0909,0.0657
lin. (10 °)	1.0021,0.8888,0.8483	0.1272.0.0895.0.0650	0.1297.0.0895.0.0659
lin. (moyenne)	1.0013,0.8890,0.8486	0.1277,0.0902,0.0649	0.1303.0.0902.0.0658
sRGB (100%)	RVB (255.242.237)	rgb (100.85.72)	rgb (101.85.73)
sRGB (200%)	-	rgb (138.118.101)	rgb (140.118.102)
sRGB (300%)	-	rgb (166.142.122)	rgb (168.142.123)
sRGB (400%)	-	rgb (189.162.139)	rgb (191.162.140)
cl. temp.	5912K	4550K	4512K

L'image suivante montre les couleurs de surface de la Lune sRGB (100%) , sRGB (200%) (luminosité doublée), sRGB (300%) (luminosité triplée), sRGB (400%) (luminosité quadruple) avec une source de lumière E490 (c'est-à-dire lorsque observé depuis l'espace) selon LRO et Shevchenko.



Comme vous pouvez le voir, la Lune de l'espace a une couleur brune, à la fois selon les données LRO et selon les données de Shevchenko. Shevchenko s'avère être un peu (à peine perceptible) plus rouge que LRO.

Couleur de la lune sur les photos

Dans cette section, nous allons faire la coloration des photos. Soit l'image img et la couleur en coordonnées linéaires RVB . Chaque pixel de l'image est remplacé par un pixel d'une couleur donnée de la même luminosité que celle du pixel source. L'image dans le programme Mathcad est représentée comme une matrice de coordonnées sRGB unique, qui est obtenue en cousant trois matrices «R», «G», «B» de gauche à droite. Dans cet esprit, la procédure de coloration est la suivante:

Par intérêt, j'ai pris des photos de l'album photo Apollo représentant la surface lunaire du programme américain et l'ai repeinte dans les couleurs obtenues à partir de mes calculs. Je ne donne que les résultats, et la conclusion que ces photos authentiques ou fausses, le font vous-même.

Le résultat de la coloration de l'image AS11-44-6552 :



Au milieu, les photos originales. A gauche, les photographies sont peintes en couleurs selon les données LRO aux angles traditionnels i = g = 30 °, e = 0 °, et à droite, selon les données de Shevchenko. La rangée supérieure correspond à l'illuminant standard D65, c'est-à-dire que la rangée supérieure montre les couleurs de la surface de la Lune, qui auraient été obtenues si le Soleil avait été blanc. La rangée du bas correspond à la source de lumière E490, c'est-à-dire que la rangée du bas montre les couleurs naturelles de la surface de la Lune vues de l'espace.

Comme vous pouvez le voir, la teinte rougeâtre du Soleil contribue de manière significative à la "rougeur" ​​de la surface de la Lune, qui semble finalement brune, et pas du tout grise.

La couleur grise de la Lune sur les photos de la NASA pourrait s'expliquer par le fait que pour une raison quelconque le film s'est «envolé» au bleu, mais cette version disparaît immédiatement si l'on analyse les images des dégradés de gris à la fin des albums. La photographie sous forme de tableau 11-44 montre un tel instantané pour la dernière photo ci-dessus. J'ai mis de vrais gris de la même luminosité que sur la photo à gauche des dégradés de gris, et j'ai également écrit les valeurs des coordonnées sRGB. Le résultat a été l'image suivante:



Comme vous pouvez le voir, non seulement le film ne s'est pas «éloigné» en bleu, mais il s'est même légèrement «éloigné» dans la direction opposée au bleu. Une telle déviation ne peut pas devenir brune ou grise.

Le résultat de la photo à colorier AS11-40-5903 :



Sur la photo originale, la surface lunaire par endroits n'a pas seulement une couleur grise, mais même une légère teinte bleuâtre. La photographie sous forme de tableau 11-40 montre l'image correspondante des dégradés de gris:



Le film "s'est éloigné" non pas de la couleur "bleue", mais du "rouge". Et même après cela, pour une raison quelconque, la surface lunaire sur la photo de la NASA est grise.

Le résultat de la photo à colorier AS11-37-5455 :



C'est l'une des rares photos du programme "Apollo", où la surface lunaire a une teinte brune, mais pas entièrement. Les opposants à la théorie de la conspiration lunaire aiment la montrer, disent-ils, regardez, marron. Mais l'astuce s'est glissée ici. Analysons la photo sous forme de graphique 11-37 , qui montre l'image correspondante des dégradés de gris:



Le film vient de "sortir" en marron. C'est toute la raison de la teinte brune de la surface lunaire sur les photographies de la NASA.

La dépendance de la couleur de la surface lunaire sur les conditions d'éclairage et d'observation

En utilisant les données LRO données dans [ 9 ], nous étudions comment la couleur de la surface de la Lune varie des conditions d'éclairage et d'observation. Considérons la source de lumière E490 (le Soleil vu de l'espace) et différentes valeurs des angles i , e , $$$\ varPsi$ . L'image suivante montre le résultat, où dans la rangée supérieure sont des couleurs avec une triple luminosité, et dans la rangée inférieure sont des couleurs réduites à la même luminosité Y = 0,5 .



Comme on peut le voir sur l'image, seule la luminosité change. Dans la rangée du bas, les couleurs sont presque les mêmes partout pour l'œil humain. Bien que, si vous regardez de plus près, dans le cas de i = 0 °, vous pouvez voir une très légère déviation dans la direction des gris lorsque e s'approche de zéro.

Couleur du sol lunaire

Le site Web de la NASA a une photographie très étrange, à savoir cette photographie d'un échantillon de sol lunaire. 10005 .



Le sol lunaire sur la photo semble brun, même trop brun étant donné que l'éclairage a été produit par une source de lumière blanche. La justesse de la balance des blancs peut être vérifiée par la couleur du papier blanc qui est entré dans le cadre.

Peut-être que c'est le même sol orange que les astronautes d'Apollo 17 ont trouvé? Non! Le document [ 11 ] indique clairement que l'échantillon a été prélevé par les astronautes d'Apollo 11.

Et maintenant, écoutons ce que Neil Armstrong (astronaute d'Apollo 11) dit dans une interview avec Patrick Moore [ 12 ] qu'il a donnée en 1970.

Lorsque vous regardez le matériau de près, comme si dans votre main, vous trouvez que c'est un gris anthracite en fait, et nous n'avons jamais pu trouver des choses très différentes de cette couleur.

Il s'avère que Neil Armstrong, qui n'a pas peur du mot, a menti.

Littérature

1. Color & Vision Research Laboratory - Nouvelles fonctions CIE XYZ transformées à partir des fonctions CIE (2006) LMS
2. International Color Consortium - Un espace couleur standard par défaut pour Internet: sRGB
3. Recommandation UIT-RBT.709 - Valeurs des paramètres des normes TVHD pour la production et l'échange international de programmes
4. Robertson R. «Calcul de la température de couleur et de la température de distribution corrélées» / .Opt. Soc. Am.58, 1528 (1968).
5. 2000 ASTM Standard Extraterrestrial Spectrum Reference E-490-00
6. Illuminant standard CIE D65
7. "Les premiers résultats de la détermination des propriétés physicomécaniques des sols de la Lune", M .: 1970. Gosstroy de l'URSS, éd. prof. Dr. Techn. Sciences VG Bulycheva, p. 8. («Les premiers résultats de la détermination des propriétés physico-mécaniques des sols de la lune», Moscou: 1970. Gosstroy, URSS, sous la direction du Prof. Dr. Sc. VG Bulychev, p. 8.)
8. Shevchenko VV, La Lune et son observation, 1983, pp. 91-92. (Shevchenko V.V., Moon and its observation, 1983, pp. 91-92.)
9. Hapke, B., B. Denevi, H. Sato, S. Braden et M. Robinson (2012), La dépendance de la longueur d'onde de la courbe de phase lunaire telle que vue par la caméra grand angle Lunar Reconnaissance Orbiter, J. Geophys. Rés., 117, E00H15
10. Ohtake, M. et al. (2010), Deriving the Absolute Reflectance of Lunar Surface Using SELENE (Kaguya) Multiband Imager Data, Space Sci. Rév., 154, 57-77
11. THE APOLLO 11 DRIVE TUBES, Dissection and description by Judith H. Allton, NASA (1978)
12. BBC Neil Armstrong parle à Patrick Moore (1970)