Kolorystyka wąskopasmowa: palety SHO i często używane skrypty do koloryzacji

Koloryzacja obrazów wąskopasmowych to pierwsza ściana, o którą rozbija się wiele osób przechodzących z RGB/LRGB w świat wąskiego pasma. W tym artykule zebrałem w jedną całość pojęcia i narzędzia, które przez ostatnie kilka lat wypracowałem przy kolorowaniu materiału wąskopasmowego — od podstawowych założeń, przez zasadę działania palet SHO, aż po normalizację kanałów i rozmaite przydatne skrypty — tak aby ci, którzy wciąż szukają po omacku, mieli mapę, według której mogą iść.

Najpierw zbuduj właściwe nastawienie

Astrofotografia wąskopasmowa tak naprawdę nie jest tak prosta, jak upychanie SHO w kanały RGB w kolejnych permutacjach (SHO, HSO, HOO…) — zwykle taki zabieg daje rezultat, który nie satysfakcjonuje.

Jest to dokładnie tak jak z obróbką mgławicy po usunięciu gwiazd: sprawy nie załatwia zwykłe dodanie gwiazd z powrotem — w ten sposób często zyskujesz w zamian problem zblednięcia gwiazd albo zmiany ich koloru. Prawdziwe know-how kryje się właśnie w tych kluczowych szczegółach.

Dlatego moja rada brzmi tak: jeśli jesteś początkujący i bierzesz się za obróbkę wąskopasmową, najpierw koniecznie zrób porządek u siebie. Najpierw rozpracuj RGB i LRGB do bólu, a potem krok po kroku wchodź w wąskie pasmo. Wyjątkiem jest sytuacja, w której umiesz programować i nie masz żadnych trudności z obsługą procesu PixelMath — wtedy być może dasz radę iść obiema drogami naraz, ale muszę powiedzieć, że to wcale nie jest łatwe.

Poniższy obrazek pokazuje ten sam plik źródłowy przetworzony na różnych etapach nauki. Sama jedna rzecz — „jak pokolorować pył” — zajęła mi dwa lata nauki, od zrozumienia zasady do umiejętności wykonania tego w praktyce. To nie jest tak proste, jak podkręcenie nasycenia.

Czym jest paleta SHO

Koloryzacja SHO to popularna w astrofotografii „metoda kolorowania wąskopasmowego”. Wykorzystuje charakterystykę emisyjną trzech gazów: na etapie obróbki przypisuje sygnały z różnych zakresów fal do różnych barw i dzięki temu „uwidacznia” rozkład poszczególnych pierwiastków wewnątrz mgławicy.

Jej największa zaleta jest taka: mgławica, która gołym okiem wygląda na całkowicie czerwoną, w SHO rozdziela się na warstwy, a jej struktura, granice i różnice energii stają się zupełnie czytelne. Co więcej, SHO nie ma jednego ustalonego wyglądu — odcień, nasycenie i intensywność można dowolnie dostosować do stylu i wyczucia estetycznego fotografa. Jest to więc zarazem metoda naukowego przedstawiania danych i forma kosmicznej twórczości artystycznej.

Poniżej trzy obrazy pokazują trzy różne sposoby mapowania.

1. Tlen na niebiesko, siarka na czerwono, wodór pośrodku

• OIII (tlen) → lodowy błękit
• Ha (wodór) → ciemna pomarańczowa żółć
• SII (siarka) → jasna czerwień

Obszary bogate w tlen mają lodowo błękitną barwę, obszary bogate w siarkę są czerwone, a wodór leży pomiędzy czerwienią a zielenią i zmienia się w ciepłe, ciemne pomarańczowożółte światło; w niektórych miejscach, gdzie spotyka się z tlenem, wychodzi róż.

2. Naturalnie wyglądająca paleta: wodór na zielono, tlen na niebiesko, siarka na czerwono

Ten obraz pokazuje inny sposób koloryzacji SHO: Ha odpowiada głównie zieleni, OIII błękitowi, a SII czerwieni. Różni się on nieco od tradycyjnej palety Hubble’a — takie mapowanie zbliża barwy mgławicy do naturalnego odbioru, a jednocześnie zachowuje tę cechę obrazu wąskopasmowego, że ujawnia on rozkład pierwiastków.

• Ha → ciemniejsza oliwkowa zieleń / zieleń trawy: nie jest to jaskrawa, jasna zieleń, lecz naturalna zieleń z nutą stonowania, którą wykorzystuje się do zarysowania głównego szkieletu i konturów mgławicy.
• OIII → od błękitu nieba po błękit jeziora: niebieski jak pogodne niebo albo tafla płytkiego morza, wnosi wrażenie chłodu i przejrzystości; rozkłada się głównie na dużych obszarach i buduje atmosferę bezkresu i eteryczności.
• SII → ceglasta czerwień / przypalona pomarańczowa czerwień: nie kłuje w oczy tak jak czysta czerwień, lecz jest ciepłą czerwienią z pomarańczowym odcieniem, wygląda ciężej, skupia się głównie przy dolnej krawędzi i na brzegach obrazu i niczym płomień albo lawa podkreśla wrażenie energii.

Dzięki takiej koloryzacji zasięg poszczególnych zjonizowanych pierwiastków widać na pierwszy rzut oka, a mgławica zyskuje przestrzenność niczym „kolorowa mapa”.

3. Paleta zbliżona do tradycyjnej palety Hubble’a

Ostatni obraz z tej serii wykorzystuje koloryzację SHO zbliżoną do tradycyjnej „palety Hubble’a”: SII odpowiada czerwieni, Ha zieleni, a OIII błękitowi. Ten sposób mapowania upowszechnił jako pierwszy Kosmiczny Teleskop Hubble’a, a jego celem jest przełożenie światła z trzech wąskich pasm na barwy rozróżnialne dla ludzkiego oka.

• Czerwień siarki (SII) wnosi stateczne warstwy przejściowe
• Zieleń wodoru (Ha) tworzy główną strukturę i kontury
• Błękit tlenu (OIII) rozciąga się w pustkach i na brzegach

Takie zestawienie potrafi uwydatnić złożoną morfologię mgławicy i różnice energii, a gaz, który wcześniej trudno było rozróżnić i który piętrzył się warstwa na warstwie, zamienia w kosmiczny widok niczym z obrazu olejnego.

Uwaga: powyższy obraz jest na etapie koloryzacji i prawie nie został jeszcze mocno wzmocniony, dlatego wygląda na przygaszony.

Normalizacja kanałów a kompromisy „konwersji koloru jednym kliknięciem”

W ostatnich latach w sieci zrobiło się popularne przerabianie HOO na paletę SHO jednym kliknięciem za pomocą procesu PixelMath — obsługa jest bardzo łatwa, działa szybko i jest przyjazna dla początkujących. Kiedy jednak wypróbowałem to na zdjęciach, które robiłem wcześniej filtrem dwupasmowym, okazało się, że gotowe efekty często wychodzą do siebie bardzo podobne (brakuje im zróżnicowania).

Przy korzystaniu z tego rodzaju formuł radzę tak:

• Dla początkujących: korzystaj z nich ostrożnie i w razie potrzeby samodzielnie skoryguj kolory. Zwróć poza tym uwagę, że te formuły PixelMath jedynie normalizują kanały (Normalization) i nie mają żadnej innej funkcji wzmacniającej szczegóły — dlatego i tak najpierw trzeba dobrze opanować podstawy, a koloryzację zostawić na koniec.
• Dla zaawansowanych: obejrzyj film samego autora, żeby zrozumieć zasadę działania, rozłóż kroki na czynniki pierwsze, przyswój je i dorzuć jeszcze jedno narzędzie do własnej skrzynki. Kiedy trafisz na problem, którego nie umiesz od razu rozwiązać, jedno narzędzie więcej pozwala się przesiąść.

Często używane skrypty do koloryzacji wąskopasmowej

Procesy i skrypty w programie PI mogą być opracowywane i wypuszczane przez współpracowników ze społeczności — i właśnie dlatego PI mógł przez ostatnie kilka lat tak szybko rozwijać się w obróbce zdjęć astronomicznych, idąc w rytm społeczności. Uważasz, że oficjalny proces jest kiepsko napisany albo aktualizowany za wolno? Możesz go po prostu napisać sam. Jeśli jesteś miłośnikiem astronomii, który potrafi programować, forum PixInsight to zdecydowanie miejsce, w którym pokażesz, na co cię stać. Poniżej kilka skryptów, których często używam albo które polecam.

SHO-AIP

Jeśli mieszanie kanałów za pomocą procesu PixelMath budzi w tobie strach, skrypt SHO-AIP jest bardzo dobrym zamiennikiem. Można go używać zarówno w stanie liniowym, jak i nieliniowym, a wynik podejrzysz od razu. HSO, HOO i SHO na poniższym obrazku powstały właśnie z użyciem tego skryptu. Jeśli PixelMath wydaje ci się mało intuicyjny, sięgnij po niego i nie pomylisz się.

Color Shifter

To również skrypt często używany do koloryzacji obrazów wąskopasmowych, dobrze nadaje się do drobnego korygowania odcienia. Jeśli nie ma go wbudowanego w twoim PI, wystarczy chwila szukania w Google, żeby znaleźć miejsce do pobrania.

NB Colour Mapper

Ten skrypt opracowali wspólnie Mike Cranfield i Adam Block, a jego wyróżnikiem jest to, że potrafi pokolorować kanały wąskopasmowe w stanie liniowym. Niemal wszystkie popularne skrypty do mieszania kanałów pracują w stanie nieliniowym, dlatego złożenie w stanie liniowym pozwala obrazowi zachować po połączeniu kanałów więcej miejsca na dalszą obróbkę.

NB to RGB Star Combination

Jeśli sfotografowałeś materiał wąskopasmowy (monochromatyczny albo dwupasmowy), ale nie masz zdjęć gwiazd w RGB, polecam oddzielić gwiazdy w stanie liniowym, a potem tym skryptem zamienić liniowe gwiazdy z materiału wąskopasmowego na gwiazdy o barwie zbliżonej do RGB — efekt jest całkiem niezły.

Tradycyjnie, żeby poradzić sobie z tymi wąskopasmowymi gwiazdami w kolorze magenty albo w zieleni, można było albo zredukować nasycenie kolorów, albo dość zawiłymi krokami wytworzyć gwiazdy RGB; a ten skrypt w jednym kroku daje gwiazdy RGB o w miarę normalnym kolorze. Skrypt jest dostępny w repozytorium skryptów PI należącym do setiastro: https://raw.githubusercontent.com/setiastro/pixinsight-updates/main/

Oficjalne materiały szkoleniowe

Nadal oglądasz te filmy o obróbce, w których nawet sam autor nie za bardzo rozumie zasady działania? Nadal stosujesz gotowe formuły PixelMath, a kolory raz po raz wychodzą nie tak albo efekt wygląda płasko i bez smaku?

Zespół PixInsight wypuścił na oficjalnym kanale YouTube filmy szkoleniowe o obróbce obrazów wąskopasmowych, w których omawia podstawowe elementy tej obróbki oraz formuły PixelMath. Jeśli obróbka wąskopasmowa jest ci jeszcze obca, warto je obejrzeć; a jeśli chodzi o skrypty w rodzaju NB Colour Mapper, szczegółowe objaśnienia i pokazy ma też kanał Adama Blocka.

Oficjalne filmy szkoleniowe PixInsight o obróbce obrazów wąskopasmowych (w sumie trzy):

• https://youtu.be/WYPVtmhXJYk?si=-4lvZ2MkV3nXJUy-
• https://youtu.be/c-JnE7LXtn8?si=lIkN-oGzI0yjvf19
• https://youtu.be/mEdgzaiWmC0?si=s5vrp46YtKYWKsVD

Szczegółowego objaśnienia skryptu NB Colour Mapper możesz poszukać na kanale YouTube Adama Blocka.