Herbert West

Świetny detal i opracowanie. Do sobotniej kawy porannej w sam raz.

 

"Sfotografowany chyba przez każdego miłośnika astrofotografii posiadającego choćby nieduży teleskop i dowolny aparat"

 

Mierzyłem się z tematem epizodycznie, od kilku miesięcy, ale przeszkadzał mi brak własnego, odpowiedniego materiału. Dzięki pomocy @Gość na chwilę w tym zakresie udało mi się jakiś czas temu coś konstruktywnego zrobić. A dzięki uprzejmości @dimis, który udostępnił pierwszorzędnej jakości materiał M31 i pogonieniu przez @.zombi. powstał poniższy tekst :-)

 

 

Wprowadzenie

 

Nie jest to żadne odkrycie czy rewolucja. Jest to dokładnie ta metoda, którą opisał Vicent Peris tutaj: https://pixinsight.com/examples/M31-Ha/ a która jest stosowana przez (niewielu) astrofotografów z dobrymi rezultatami.

Odejmowanie continuum jest także stosowane w profesjonalnej astronomii optycznej, radioastronomii i spektroskopii. Choć za pomocą bardziej skomplikowanych narzędzi i z naukowym rygorem.

 

Krótko mówiąc, jest to technika mająca na celu „oczyszczenie” sygnału narrowband (np. OIII, Ha ale i SII) ze światła, pochodzi z innych źródeł.

 

I nie jest to wcale trudne.

 

Nie jest ważne, jak doskonały jest filtr wąskopasmowy. Linia emisyjna jest o wiele węższa od pasma nawet bardzo wąskiego filtra. Przedostaje się więc przez niego np. światło gwiazd, rozproszone światło odbijające się od pyłów, światło antropogeniczne, etc. I przedostawać się musi, co jest oczywiste, patrząc na wykres jakiegokolwiek filtra, nawet poniższy wykres filtra Antlia 2,5 nm Ha:

 

 

Długość fali emisji Ha to 656.46 nm w próźni. Możemy wyobrazić sobie niemal idealny filtr- powiedzmy Ha 0,1 nm, który by przepuścił całą emisję Ha a zatrzymałby prawie wszystko, co nią nie jest. Wykres takiego filtra byłby pozbawiony „skrzydeł” z lewej i prawej strony, które zaznaczyłem niebieskimi prostokątami. Obejmowałby prawie wyłącznie tą czerwoną „szpilę”. Dawałby więc o wiele większy kontrast a zdjęcia robione przez niego byłyby prawie pozbawione gwiazd- czy jako źródeł punktowych czy rozproszonego ich światła.

 

Przyjmijmy więc, że sygnał, który zawierają te niebieskie prostokąty to continuum. Celem odejmowania continuum jest właśnie usunięcie jak największej ilości sygnału, który nie jest sygnałem NB (Ha, OIII czy SII) po to, aby zwiększyć kontrast sygnału NB i więcej go wydobyć.

 

Zastosowanie

 

Uzasadnione zastosowanie tej techniki to przypadek bardzo słabego sygnału / bardzo ciemnego obiektu, gdzie nawet niewielki uzysk w postaci usunięcia „zbędnego” sygnału może zdecydować o tym, czy dalsza obróbka ma sens.

 

Drugi przypadek to M31 :-)

 

Na poły żartobliwie, lecz jest to najbardziej spektakularny przykład. Sygnał Ha w M31 jest bardzo silny. Zarejestrowanie go nie jest żadnym wyzwaniem. Jednakże sygnał pochodzący od gwiazd, w miejscu ich największego zagęszczenia, czyli w centralnym zgrubieniu galaktycznym otaczającym jądro, jest o rzędy wielkości silniejszy. Nawet mała jego część, która „przecieka” przez filtr NB wystarczy, aby kompletnie zdominować sygnał Ha w tym rejonie.

 

W M31 skutkuje to dwoma problemami:

- niewidoczność struktur Ha w zgrubieniu,

- dodawanie Ha do RGB powoduje zaczerwienienie przede wszystkim zgrubienia, ponieważ dodajemy już obecny w RGB sygnał gwiazd i balans kolorów się psuje.

 

Rozwiązaniem jest usunięcie z materiału NB sygnału, który nie pochodzi od Ha – czyli usunięcie continuum.

 

Sprzęt i soft

 

Jest to wykonalne przy użyciu dwóch filtrów:

- filtra NB- Ha, OIII lub SII- nie są wymagane ultra-wąskie filtry;

- normalnego filtra szerokopasmowego- R, G i/lub B, który w swoim paśmie obejmuje także linię nas interesującą (w omawianym przypadku będzie to Ha oraz R.)

- oprogramowanie- w tym wypadku Pixinsight, ponieważ używam PixelMath; o ile się nie mylę, Siril też ma Pixelmath;

 

Przygotowanie materiału

 

Pierwszym krokiem jest prawidłowe przygotowanie materiału.

- prawidłowe zarejestrowanie continuum wymaga nieco więcej czasu niż przysłowiowe 20-30 minut na gwiazdy;

- przypuszczam, że ok. 3 godziny materiału przez dany filtr kolorowy, zebrane pod przyzwoitym niebem, możliwie bez Księżyca, będą potrzebne;

- mastery NB i BB muszą być prawidłowo skalibrowane i zarejestrowane;

- wszelkie gradienty muszą być starannie usunięte;

- możemy usunąć gwiazdy z CONT oraz Ha, ponieważ po odjęciu CONT pozostają artefakty;

- zdecydowanie redukujemy szum w masterze R (dalej „CONT”), ponieważ nie chcemy go przenieść na materiał Ha.

 

Czyli materiał w miarę surowy, po wyrównaniu tła.

 

Master Ha:

 

 

Master R:

 

 

Wykonanie

 

Mając te warunki spełnione, możemy działać.

 

1. Operację wykonujemy za pomocą jednego równania Pixelmath z jednym parametrem „f”, który musimy ustalić.

 

Ha - f * ( CONT - med ( CONT ) )

 

Na potrzeby tego tutorialu, rozbijemy operację na poszczególne etapy, żeby było widać co odejmujemy.

 

2. Słowo o „f”. Ten parametr służy do zmiany intensywności CONT, abyśmy nie odjęli za dużo lub za mało od Ha.

 

Znalazłem formułkę, która ponoć pozwala go oszacować z pewnym przybliżeniem, lecz nieco w nią wątpię. Jest następująca, więc możecie poeksperymentować:

f = (pasmo_filtra_NB_w_nm * długość_subekspozycji_NB_w_sek) / (pasmo_filtra_BB_w_nm * długość_subekspozycji_BB_w_sek)

 

Podstawiając dane @dimis otrzymujemy:

(3 nm * 300 s) / (65 nm * 180 s) = 0,076923

 

Moim zdaniem o niecałe 10% za dużo, jak będzie widać poniżej, ale jest to dobre przybliżenie. W tym wypadku formuła mniej-więcej działa.

 

3. med CONT.

Obraz CONT (czyli R w tym wypadku) traktujemy funkcją:

 

med $T

 

Otrzymujemy jednolicie szary obraz, co zaskakujące nie jest. Każdy piksel otrzymuje wartość środkową dla oryginalnego obrazka.

 

Efekt bez gwiazd wygląda tak:

 

 

MED z gwiazdami wygląda identycznie.

 

4. CONT – MED

 

Teraz od oryginalnego pliku CONT odejmujemy utworzony powyżej w pkt. 3 obraz MED:

 

$T - MED

 

Czyli od obrazka odjęliśmy jego medianę.

 

Efekt bez gwiazd jest taki:

 

 

A z gwiazdami taki:

 

 

5. Ha – f * CONT

 

Następnie odejmujemy od obrazka NB przygotowany w pkt. 4 obrazek continuum. Musimy na tym etapie ustalić wartość „f” aby operacja przebiegła poprawnie.

 

Robimy to wizualnie i tak też wam to pokażę tutaj:

 

Za mała wartość „f” (0,55)

 

Bez gwiazd:

 

Z gwiazdami:

 

 

Odpowiednia wartość "f" (0,71)

 

Bez gwiazd:

 

 

Z gwiazdami:

 

 

Za duża wartość "f" (0,8)

 

Bez gwiazd:

 

Z gwiazdami:

 

Efektem zbyt dużej wartości „f” jest pojawienie się bardzo ciemnych (zbyt ciemnych) obszarów, gdzie natężenie światła gwiazd jest duże.

Efektem zbyt małej jest pozostawienie zbyt dużej ilości zbędnego sygnału.

Efektem odpowiedniej jest więcej lajków.

 

Słowo o efektach wykonywania tej operacji na zdjęciach z gwiazdami.

Jeżeli gwiazdy by były identycznej wielkości i o identycznych profilach w Ha i R to po tej operacji powinny kompletnie zniknąć- co też dobrze ilustruje, dlaczego się tą technikę stosuje (nie do usuwania gwiazd, bynajmniej ;-). Tak się oczywiście nie dzieje, ze względu na ich inną geometrię. Ale w centrach się pokrywają.

 

Słowo na koniec

 

Tutorial w zasadzie nie jest zakończony. Wrócę do niego, gdy będę dysponował własnym materiałem jednej-dwóch mgławic, gdzie postaram sie technikę zastosować. Podziękowania raz jeszcze dla w/w kolegów.