Le galassie sono tra gli oggetti più affascinanti da fotografare, la loro emissione luminosa deriva principalmente dalle stelle e quindi ha uno spettro continuo.
Per questo motivo il metodo principale di ripresa con le camere CCD è attraverso filtri RGB a banda larga in modo da ottenere immagini a colori reali.
Alcune galassie a spirale, però, sono molto ricche di regioni HII, zone in cui la formazione stellare è particolarmente attiva, eche emettono principalmente lo spettro dell'idrogeno la cui riga di emissione principale nel visible, denominata Hα (H alfa), si trova nel rosso a 656,3 nm.
Una seconda linea di emissione, denominata Hβ, si trova nel blu a 486,1 nm. Dal momento che il fenomeno fisico che genera queste due linee è lo stesso, la distribuzione spaziale dell'emissione Hβ è quasi identica a quella dell'Hα ma meno intensa (circa il 20%).
In questi casi un filtro a banda stretta, centrato a 656,3 nm (denominato comunemente filtro Hα) può risultare molto utile per aumentare il contrasto di queste zone rispetto ai bracci a spirale della galassia.
A differenza della fotografia delle nebulose, nel caso delle galassie l'immagine Hα non può essere utilizzata in sostituzione di quella rossa, perchè con questo filtro l'emissione continua risulta notevolmente attenuata e risultrerebbe quindi impossibile ottenere il corretto bilanciamento cromatico dell'immagine.
IL SET DI DATI
Le immagini per questo tutorial mi sono state fornite dagli amici Astrofotografi Marco Favuzzi e Giorgio Favini .
Sia Giorgio che Marco mi hanno fornito un set che comprende le immagini R, G, B, L e Hα della coppia M81-M82
Prima di procedere con l'elaborazione le immagini devono essere calibrate e integrate come di consueto, ancora in fase lineare ed eventuali gradienti da inquinamento luminoso devono essere rimossi prima di poter affrontare i passaggi successivi.
IL Metodo
Il principio del metodo di composizione dell'immagine Hα con l'RGB si basa sulle seguenti osservazioni:
Supponenedo che i tempi di posa delle due immagini siano gli stessi, l'emissione discreta proveniente dalle nebulose nell'immagine rossa e nell'Hα è sostanzialmente la stessa che nell'immagine R perchè entrambi i filtri lasciano passare la radiazione rossa a 656 nm praticamente indisturbata essendo monocromatica.
L'emissione continua delle stelle invece risulta notevolmente attenuata nel filtro Hα poichè la sua larghezza di banda è molto minore rispetto al filtro R (tipicamente pochi nm contro qualche decina di nm) e quindi lascia passare molta meno luce.
Componendo opportunamente l'immagine Hα con l'immagine R è possibile isolare il solo contributo dell'emissione discreta delle nebulose rispetto a quella continua delle stelle.
La composizione delle due immagini viene effettuata in PixInsight tramite il processo PixelMath. Se indichiamo con N l'immagine contenente il solo contributo dell'emissione discreta la formula di composizione è :
N= Hα - Q*(R-med(R))
Questa formula è una variante derivata dalla formula originale di Vicent Peris.
La formula è concettualmente molto semplice: all'immagine Hα viene sottratta l'immagine R moltiplicata per un opportuno fattore Q, minore di uno, che la attenua quel tanto che basta da annullare il contributo dello spettro continuo nell'immagine Hα lasciando il solo contributo dovuto all'emissione a banda stretta.
La sottrazione del valore mediano di R tramite la funzione med(R) assicura che il valore mediano di Hα non cambi e che non si verifichi perdita di dati per il fenomeno del clipping.
Q è una costante che dipende da diversi fattori tra cui l'ampiezza di banda dei filtri R e Hα e i rispettivi tempi di posa delle immagini. Il suo valore è circa:
Q=Wh*Th/(Wr*Tr)
dove
- Wh è la larghezza di banda del filtro Hα
- Wr è la larghezza di banda del filtro R
- Th è il tempo di posa dell'immagine Hα
- Tr è il tempo di posa dell'immagine R
In realtà, piuttosto che calcolare la costante, risulta molto più pratico trovarla per tentativi utilizzando una preview sulla galassia e modificando il valore di Q fino a far scomparire la componente di emissione continua dall'immagine.
Una volta ottenuta l'immagine delle nebulose è possibile utilizzarla per "pompare" le nebulose dell'immagine RGB, già calibrata e bilanciata cromaticamente, inserendola nel canale R e, in parte, nel canale B per simulare i contributi Hα e Hβ.
Volendo è possibile utilizzare un apposito fattore moltiplicativo per accentuare la visibilità delle nebulosità.
IL PROCEDIMENTO
Il primo passo da compiere è separare le regioni HII dall'emissione continua nell'immagine Hα come descritto nel paragrafo precedente.
Aprire l'immagine Hα e R e creare sulla Hα una preview che contenga la galassia in modo da poter effettuare prove per ottimizzare il valore di Q.
Aprire il processo PixelMath e inserire la seguente espressione nel campo RGB/K
Ha_Image-Q*(R_Image-med(R_Image))
(dove, ovviamente Ha_Image e R_Image vanno sostititi con i nomi delle vostre immagini)
e la seguente nel campo Symbols
Q=0.143
Attivare l'opzione Create New Image e inserire in Image ID adeguato
Applicare il processo alla preview trascinando il triangolo in basso a sinistra sopra l'immagine. se il valore di Q è corretto l'emissione continua dovrebbe scomparire completamente (cosi come le stelle non sature). se il valore è sbagliato la correzione sarà scarsa o eccessiva.
Modificare il valore di Q di conseguenza e riapplicare il processo alla preview
Da notare che le zone sature di una delle due immagini non verranno mai corrette adeguatamente.
 |
||
| Immagine Hα | ||
 |
 |
 |
|
Q=0.1 Valore troppo basso l'emissione continua all'interno della galassia e le stelle non sature sull'immagine sono ancora presenti |
Q=0.143 Valore esatto |
Q=0.17 Valore eccessivo l'emissione continua all'interno della galassia e le stelle non sature sull'immagine sono sovracorretti |
Una volta trovato il valore ottimale applicare il processo all'immagine in modo da creare la nuova immagine contenente il solo contributo Hα.
L'immagine risultante potrebbe essere rumorosa, soprattutto sul fondo cielo, è consigliabile quindi applicare una leggera riduzione del rumore mascherando opportunamente le strutture importanti in modo da non perderne i dettagli.
Terminato il denoise ridurre ad icona l'immagine: ci servirà in seguito.
Ora bisogna creare l'immagine RGB a partire dai master light R G e B e di effettuare il bilanciamento cromatico.
Utilizzare ChannelCombination selezionando le rispettive immagini e applicare il processo globalmente (premendo il tasto "cerchio") per generare l'immagine RGB.
Neutralizzare il fondocielo: creare una preview che contenga principalmente fondo cielo e neutralizzarlo utilizzando il processo BackgroundNeutralization; prima di applicare il processo verificare che il parametro Upper Limit sia leggermente superiore al livello medio del fondo cielo.
Ora che il fondocielo è neutro si può passare alla calibrazione del colore: Creare una seconda preview sulla galassia aprire e utilizzare quest'ultima come white reference (disabilitando la Structure Detection) e la prima preview come background reference nel processo ColorCalibration.
Il Lower Limit del white reference e l'Upper Limit del background reference dovranno essere leggermente superiori al valore mediano del fondo cielo.
A questo punto l'immagine RGB è pronta per l'aggiunta del contributo Hα.
Anche in questo caso su utilizza PixelMath per effettuare l'operazione: Si utilizzeranno tre espressioni diverse per i canali R, G e B quindi è necessario deselezionare la casella Use a Single RGB/K expression e inserire le seguenti espressioni
R/K: $T+B*(Ha_Clean - med(Ha_Clean))
G: $T
B: $T+B*0.2*(Ha_Clean - med(Ha_Clean))
Symbol: B=3
H_Clean è l'immagine Hα depurata dal contributo da emissione continua; B è il cosiddetto fattore di amplificazione che serve a regolare l'intensità dell'effetto: il suo valore tipico va da 2 a 4, un valore superiore porta ad un effetto eccessivo, un valore troppo basso invece rende l'effetto impercettibile.
Il processo deve essere applicato all'immagine RGB (come sempre è possibile utilizzare una preview per provare diversi valori di B)
Come si può vedere le espressioni nel Rosso e Blu sono uguali a perte il fattore 0.2, infatti il contributo Hβ è circa il 20% dell' Hα ecco il motivo di tale fattore.
Il canale verde invece resta invariato dall'operazione.
è importante poi sottrarre la mediana di Ha_Clean tramite la funzione med(Ha_Clean) in modo da non alterare il bilanciamento cromatico.
Il risultato è quello che si vede nell'immagine successiva (parte dell'immagine di Marco Favuzzi) con un fattore di amplificazione B=3
 |
 |
| Prima dell'inserimento dell'Hα | Dopo l'inserimento dell'Hα |
|
|
|
Spostare il mouse sopra l'immagine per vedere l'effetto dell'applicazione dell'Hα |
|
Quella che segue invece è parte dell'immagine di Giorgio Favini con un fattore di Amplificazione 4
 |
 |
| Prima dell'inserimento dell'Hα | Dopo l'inserimento dell'Hα |
|
|
|
Spostare il mouse sopra l'immagine per vedere l'effetto dell'applicazione dell'Hα |
|
Nel caso sia presente, è consigliabile eseguire la stessa operazione sul canale di luminanza.
la formula è la stessa presente nel canale R/K dell'immagine RGB
RGB/K: $T+B*(Ha_Clean - med(Ha_Clean))
Symbol: B=1.5
Ma, di norma, è sufficiente il fattore di amplificazione è minore.
Dopo che che il canale Hα è stato integrato nell'immagine RGB e nell'eventuale L si continua con l'elaborazione come di consueto.
Ecco un esempio di ciò che si può ottenere dopo una semplice elaborazione.
L'immagine è un Hα - LRGB con B=3 per RGB e B=1.5 per L
Immagine di Marco Favuzzi
Ecco un altro esempio di elaborazione dell'immagine di Giorgio Favini
