Kapeakaistakuvien käsittely ja Hubble-paletti

Nykyään harrastajille on tarjolla verrattain edullisia kapeakaistasuotimia, jotka päästävät lävitseen vain erittäin kapean kaistaleen valon spektriä halutulla aallonpituudella. Kapeakaistasuotimet ovat tähtikuvaajalle hyvin hyödyllisiä, sillä avaruuden emissiosumujen säteilemä spektri koostuu kapeista spektripiikeistä, jolloin emissiosumuista tuleva valo voidaan lähes täysin eristää muusta valosaasteesta. Sopivilla välineillä emissiosumuja voidaankin siis kuvata jopa valosaasteisesta kaupungista ilman suurempia ongelmia. Kuluttajahintaisten suotimien päästökaistan leveys vaihtelee jotakuinkin välillä 3-12 nanometriä. Mitä kapeampi päästökaista on, sitä vähemmän valosaastetta pääsee läpi.

Voimakkaimmat näkyvän valon alueen spektripiikit aiheutuvat ionisoituneen vedyn, hapen ja rikin emissioista. Vety säteilee aallonpituudella 656,3 nanometriä (aallonpituutta kutsutaan H-alfaksi), kahdesti ionisoitunut happi (O-III) säteilee aallonpituudella 500,7 nanometriä ja kerran ionisoitunut rikki (S-II) aallonpituudella 672,4 nanometriä. Yleisimmät harrastajien käyttämät kapeakaistasuotimet päästävät läpi juuri näitä aallonpituuksia.

On loputon määrä tapoja yhdistää nämä mustavalkoiset kapeakaistakuvat värikuviksi. Ensimmäisenä mieleen tullee ajatus tehdä värikuva spektripiikkien todellisen värin perusteella, mutta lopputulos voi tuottaa pettymyksen. Sekä H-alfa että S-II ovat näkyvän valon spektrin punaisessa päässä, ja O-III on vihreällä alueella. Tällöin lopullisessa kuvan punaisessa kanavassa olisi yhdistelmä vetyä ja rikkiä, vihreässä kanavassa happea ja sinisessä kanavassa ei mitään. Punaisen ja vihreän yhdistelmä ei todennäköisesti ole visuaalisesti kovin miellyttävä, eikä erottele vedyn ja hapen emissioita lainkaan.

Monet tähtikuvaajat käyttävät kapeakaistavärikuvien tekemiseen niin sanottua Hubble-palettia. Hubble-paletti on väritys, jolla pyritään jäljittelemään monen Hubble-avaruusteleskoopilla otetun kuvan värejä. Alla on Hubble-avaruusteleskoopilla otettu kuva Kotkan tähdistössä sijaitsevasta Messierin kohteesta 16. Hubblen tähtisumukuvat ovat usein pääväreiltään oranssi-vihertäviä tai oranssi-sinertäviä. Tätä väritystä jäljittelevä Hubble-paletti on yksinkertaistetusti sellainen, että S-II sijoitetaan kuvan punaiseen värikanavaan, H-alfa vihreään värikanavaan ja O-III siniseen värikanavaan. Alta löytyvässä ohjeessa on muutamia tarkennuksia tähän.

Hubble-paletti ei tietenkään ole ainoa käyttökelpoinen tapa muodostaa värikuvia kapeakaistadatasta. Maailmalla käytetään monia muitakin menetelmiä, mutta niiden tarkempi selostaminen jääköön toiseen blogikirjoitukseen. Tähän alle olen kirjoittanut selostuksen siitä miten itse käsittelen kapeakaistakuvat PixInsight-kuvankäsittelyohjelmalla, ja miten sovellan Hubble-palettia kuvankäsittelyssä. Käytän esimerkkinä vastikään kuvaamiani kapeakaistakuvia Kefeuksen IC 1396 -sumusta, eli tuttavallisemmin elefantin kärsästä. Kuvat on otettu Astrodonin 5 nanometrin kapeakaistasuotimilla, TS Boren-Simon Powernewt 8" f/2.8 -peilikaukoputkella sekä Atik 460EX -kameralla.

Raakakuvien kalibrointi ja pinoaminen sujuu kapeakaistasuotimilla täysin samalla tavalla kuin vastaavat toimenpiteet LRGB-suotimillakin. Olen selostanut tämän osuuden jo aiemmassa tekstissäni PixInsightin alkeista, joten en toista sitä tässä. Teksti kannattaa muutenkin lukea ennen kapeakaistakuvien käsittelyyn perehtymistä. Moni tässä ohjeessa mainittu asia on selostettu paljon tarkemmin alkeita käsittelevässä kirjoituksessa.

Tämän ohjeen lähtökohtana on kolme pinoa, yksi S-II:lle, yksi H-alfalle ja yksi O-III:lle. Olen nimennyt aukiolevat kuvat PixInsightissa tunnuksilla sii, ha ja oiii. Kuvia on venytetty näyttöä varten PixInsightin näyttövenytyksellä. Itse data on edelleen lineaarista.

Heti alkuun kuvat voidaan yhdistää yhdeksi värikuvaksi. Tämä on helpointa tehdä joko LRGBCombination- tai PixelMath-prosessilla. Koska Hubble-paletissa ei yhdistellä eri suotimia samaan värikanavaan, yhdistäminen on helppo tehdä LRGBCombinationilla. PixelMath on monipuolisempi, joten se soveltuu vaikeampiin tapauksiin.

R-kanavaan valitaan sii-kuva, G-kanavaan ha-kuva ja B-kanavaan oiii-kuva. Tämän jälkeen klikataan pyöreää Apply Global -nappia LRGBCombination-ikkunan vasemmasta alakulmasta. Koska emissiosumu säteilee vedyn aallonpituudella paljon voimakkaammin kuin rikin tai hapen aallonpituudella, kuvasta tulee varsin vihreä.

Kuvan alareunassa pilkottava taustataivas paljastaa, että taustataivas ei ole täysin neutraalin värinen. Värin voi neutraloida valitsemalla palasen taustataivasta Preview-ikkunalla ja suorittamalla kuvalle BackgroundNeutralization-prosessi siten, että Reference image -laatikkoon on valittu taustataivata kuvaava Preview-ikkuna. Alla on kuva ennen ja jälkeen taustan neutraloinnin.

Taustataivaan neutraloinnin lisäksi kuvan valkotasapaino pitää säätää ColorCalibration-prosessilla. Olen selittänyt valkotasapainotuksesta yksityiskohtaisemmin aiemmassa ohjeessani. Tässä tapauksessa valkotasapaino on jo valmiiksi lähelle oikeaa, joten ero ennen ja jälkeen prosessin ei ole suuri.

Toistaiseksi kuvan väritys ei juuri jäljittele Hubblen kuuluisia kuvia. Perinteisesti tässä vaiheessa vihreän kanavan voimakkuutta on vain vaimennettu, jolloin muutkin kanavat pääsevät esiin. Tässä on kuitenkin se ongelma, tähdet eivät säily harmonisen värisinä, vaan niistä tulee räikeän pinkkejä. PixInsightista löytyy kuitenkin prosessi, jolla vihreän värin dominanssia voidaan vähentää koskematta tähtiin lainkaan. Prosessin nimi on kryptisesti SCNR, joka on lyhenne sanoista Substractive Chromatic Noise Reduction. Prosessi on tarkoitettu vaimentamaan värikohinaa kuvissa, mutta prosessi yllättäen soveltuu myös vihreän värin vähentämiseen Hubble-palettikuvissa.

SCNR-prosessi voidaan ajaa suoraan sen oletusasetuksilla. Oletusasetuksilla prosessi toimii siten, että se tarkastelee kuvan jokaista pikseliä yksittäin ja korvaa vihreän kanavan arvon punaisen ja sinisen keskiarvolla, jos vihreä on alunperin tätä suurempi. Toisin sanoen prosessi hävittää kuvasta vihreää sellaisista paikoista joissa on pelkkää vihreää, eikä kovin paljon muita värejä. Eksaktimmin ilmaistuna vihreän pikselin uusi arvo G’ määräytyy tällä lausekkeella:

G’ = min(G, (R+B)/2)

Nokkelimmat ehkä huomaavatkin, että sellaisenaan tämä prosessihan heittäisi lähes kaiken H-alfa-datan pois. SCNR-ikkunasta löytyvä Preserve lightness onkin erittäin tärkeä asetus. Se saa työkalun erottelemaan kuvan luminanssi- ja värikomponentteihin, ja edellä mainittu korvaaminen tehdään vain värikomponenteille. Tällöin H-alfan merkittävä vaikutus kuvan luminanssiin säilyy, eikä H-alfaa mene hukkaan. Ilman Preserve lightness -asetusta vetydata heitettäisiin lähes kokonaan pois ja korvattaisiin huomattavasti heikompien rikki- ja happikanavien keskiarvolla.

Väritys alkaa jo muistuttaa Hubblen kuvia! Tästä eteenpäin käsittely sujuu jotakuinkin samaan malliin kuin LRGB-kuvien käsittely aiemmassa ohjeessani. Kuva venytetään epälineaariseksi HistogramTransformation-prosessilla, jolloin näyttövenytystä ei enää tarvita. Kuva on alkukäsittelyn jäljiltä aika väritön, mutta värikylläisyyttä voi lisätä säätämällä värikylläisyyskäyrää CurvesTransformation-prosessilla.

Loppukäsittely onkin enää kuvan kirkkauden, kontrastin ja värien hienosäätöä, sekä lievää kohinasuodatusta tarvittaessa. Käytän näihin tehtäviin eniten CurvesTransformation- sekä ACDNR-prosessia. Hienosäätöä voisi tehdä loputtomiin, mutta jossain kohtaa on täytyy lopettaa. Alla on lopputulos johon itse päädyin.

Säädän yleensä kapeakaistakuvien sinivihreät sävyt varsin sinisiksi, ne miellyttävät silmiäni hieman enemmän kuin alkuperäisten Hubble-kuvien vihertävämmän värit. Nämä ovat kuitenkin makuasioita, ja se oma lempisävy löytyy kokeilemalla. Hubble-paletti ei sovi täydellisesti kaikkiin emissiokohteisiin, vaan joskus kannattaa kokeilla muitakin väritystapoja. Itse pyrin jäljittelemään luonnollisia värejä tuoreessa sirppisumukuvassani, vaikka kuva on kuvattu samoilla kapeakaistasuotimilla kuin tämä elefanttikuvakin. Ehkä kirjoitan tästä luonnollisesta väripaletista lisää myöhemmin.

Onnea kokeiluihin!