彩色相機加NB1濾鏡（僅讓Ha,OIII,Hb波段通過）拍攝的玫瑰星雲（NGC 2237, NGC 2238, NGC 2239, NGC 2244, NGC 2246）
＊純發射星雲發出的光，僅僅集中在幾個發射譜線上，絕大部分又以H-alpha與OIII這兩個發射線的位置最強。
*需注意我們使用眼睛透過望遠鏡觀看黯淡的面天體時都只會看到沒有顏色的白白朦朧的影像，因為主管暗視覺的視桿細胞沒有分辨顏色的功能 （據研究資料指出，主管亮視覺的視錐細胞能看見的最暗亮度約僅在 16.4 mag/arcsec² ,換算成裸眼星等約+2.56等）。
＊此外，我們看到的發射星雲的彩色照片，其H-alpha 656.5nm 波長主宰的紅色部分對人眼來說在夜視時對其敏感度為零，因為視桿細胞對波長的反應曲線右限約是600nm，而峰值（最敏銳）波長則在498nm。
因OIII的500.7nm一帶敏感度很接近視桿細胞的峰值處，所以在做發射星雲（尤其是那些紅色星雲）的眼視觀測時，以OIII灰階照片作為參考可能比彩色相機拍攝的照片來得實用，因為人眼觀看發射星雲時能看到的細節主要就是在OIII的波長，OIII照片可以告訴你應該特別關注星雲內的哪些位置（OIII較強的特徵處，也就是目視較容易看到的部份）。
*OIII 的灰階影像可作為眼視觀測的參考（註1）
注意此影像採用哈伯色彩合成法，R, G, B 三個色版分別對應於以 SII, H-alpha, OIII波長拍攝的灰階影像來合成彩色。
發射星雲由年輕大質量熾熱恆星所光致電離的HII區的電子與離子recombination之後降至較低的能階時發射出的光子（螢光作用）所產生。
發射星雲（Emission Nebula）發出的可見光僅集中於少數波長，尤以以下較明顯：
波長 | 來源 | 備註（多數） |
434nm | H-gamma | 弱 |
486nm | H-beta | |
495.9nm | [O III] | |
500.7nm | [O III] | 強 |
654.8nm | [N II] | |
656.3nm | H-alpha (Hydrogen I) | 強 |
658.4 | [N II] | 強 |
672.4 | [S II] |
註1 (2022/09/01) ：最近在網路上搜尋發射星雲的光譜，察覺資料非常少，行星狀星雲的光譜倒是不少，不過行星狀星雲絕大部分的光譜的OIII都很強，所以對眼視來說並沒有什麼問題，而發射星雲便是另一種情況了，發射星雲一般來說最為突出的都是Ha發射線，因此它們的顏色多由Ha來主宰，一些發射星雲也發出OIII，但比Ha要弱上許多。如果對星雲的光譜有稍微深入了解的或者有追蹤本部落格或粉絲頁或有閱讀過Ｒichard Walker的Spectral Atlas一書，一定都對發射星雲的Balmer Decrement很熟悉了，理論上Ha/Hb的比值約為2.85。所以就不免令人好奇，普遍來說OIII比Ha要弱上一截的發射星雲來說，如果Ha發射線很強的話，那麼是否有可能其光譜中的Hb(486nm) 比 OIII(501nm)更強或在伯仲之間的情況。在Richard Walker的光譜資料裡面的星雲的光譜大多是行星狀星雲的，發射星雲主要是M42, NGC 6888, NGC2359 那幾個都比較特殊，它們的OIII都頗強，所以不在筆者想探索的對象，不過我在Buil的網站（他進行了非常多的光譜拍攝與分析）找到幾個Hb比OIII還強的發射星雲的有趣的例子，譬如NGC 1499 加州星雲 與 M20三裂星雲。但個人認為相同情況的發射星雲可能要更多，因為根據筆者以遠端望遠鏡做過的星雲的OIII發射線調查，五至十分鐘曝不出（或只見非常非常微弱的）OIII的星雲的例子還不少，請參考筆者的OIII統計圖表中灰色的天體，以及尚未打勾的天體，既然這些星雲的紅色（Ha）都頗明顯，所以有可能其中有不少例子的Hb比OIII還要強烈。也就是說，我們在眼視或拍攝發射星雲的時候，應該要考慮涵蓋Hb的波段。很可惜沒有遠端光譜儀可以拍攝這些發射星雲的光譜來檢視，或者，有光譜儀的朋友有興趣也可以自行檢驗。
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OIII的灰階影像也可作為雙峰(Ha+OIII) OSC(one-shot-color)、HOO(AOO,R-G-B=Ha-OIII-OIII) 、bi-color(使用Ha與OIII來合成第三個色板)攝影的參考，評估適當目標(或合適的色板合成法)與曝光時間。
而 OIII 非常強同時也具有明顯 SII 特徵的天體也很適合拍攝窄頻黑白影像並以RGB哈伯色板合成SHO(SAO)假色的彩色影像（R,G,B=SII, H-alpha, OIII；因為SII與Ha兩者是非常接近的波長/紅色，而將兩者--以兩種波長濾鏡拍攝成的黑白影像--指定、映射成對比色色板的哈伯色板彩色影像才能明顯區分出兩者特徵）。
OIII的灰階影像也可作為雙峰(Ha+OIII) OSC(one-shot-color)、HOO(AOO,R-G-B=Ha-OIII-OIII) 、bi-color(使用Ha與OIII來合成第三個色板)攝影的參考，評估適當目標(或合適的色板合成法)與曝光時間。
而 OIII 非常強同時也具有明顯 SII 特徵的天體也很適合拍攝窄頻黑白影像並以RGB哈伯色板合成SHO(SAO)假色的彩色影像（R,G,B=SII, H-alpha, OIII；因為SII與Ha兩者是非常接近的波長/紅色，而將兩者--以兩種波長濾鏡拍攝成的黑白影像--指定、映射成對比色色板的哈伯色板彩色影像才能明顯區分出兩者特徵）。
各波長灰階影像
Emission Nebula, Planetary nebula, Supernova remnant
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OIII (495.9nm, 500.7nm)
M
| |||||
NGC
| |||||
1499
| |||||
IC
| |||||
417
| |||||
1283
|
1284
| ||||
4604
|
4605
| ||||
sharpless
| |||||
2-9
|
2-13
|
2-16
|
2-54
|
2-155
| |
2-276
| |||||
其他
| |||||
*使用遠端天文台 iTelescope
T5 Tak. Epsilon250 f/3.4 , T8, T12, T14, T20 (Tak. FSQ106 f/5.0) 等，每個天體的曝光時間為 OIII bin2 10min； T24 Planewave CDK 24" f/6.5, T30 Planewave CDK 20" f/4.5 ,T32 Planewave CDK 17" f/6.8 每天體曝光為 OIII bin2 5min；T17 Planewave CDK 17" f/6.8 曝光 bin2 10min, T9 NP127 f/5.3 bin2 10min。曝光不一樣的則另標示。
*NGC天體表（New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars）是由約翰·德雷耳(John Louis Emil Dreyer) 於1888年根據威廉赫歇爾父子的觀測資料所編纂的天體目錄，收錄了星系、星團和發射星雲等共 7,840個深空天體。德雷耳在1895年和1908年又分別出版了兩份 NGC的補充資料，稱為索引目錄即IC catalog （ Index Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars），新增了5,386個天體，IC星表大部分是通過攝影發現的，其中有許多發射星雲在光害區很難以小型望遠鏡眼視。
*Ha很強的星雲並不等同於OIII也會很強，例如 NGC1499 （加州星雲），它雖然有很強的H-alpha發射線，它的OIII非常非常微弱。事實上，發射星雲絕大部分的OIII都比Ha的強度弱上許多，甚至有些發射星雲幾乎沒有發出什麼OIII，OIII 非常微弱的發射星雲 (no OIII or very weak): NGC1333, NGC1499, IC59, IC63, IC405, IC417, IC434, IC1283, IC1284, IC4604, IC4605, IC5146, sh2-9, sh2-13, sh2-16, sh2-54, sh2-155, sh2-157, sh2-276, sh2-240，以上是十分鐘OIII曝光仍看不到或幾乎看不到的。
SII (672.4nm)
*目前選擇上表中OIII特徵明顯的天體再進行SII的影像拍攝資料庫，作為拍攝窄頻哈伯色板評估參考（哪些發射星雲適合拍成SHO哈伯假色，各波長大概需要多少的曝光時間比例等）。
Ha (656.5nm)
*發射星雲大部份H-alpha 發射線比SII,OIII都要強上數倍，Ha的紅色已主宰著彩色相機的影像（除了少數行星狀星雲），而網路上很容易搜尋到彩色相機拍攝的影像，所以H-alpha資料庫待留到最後再建立（時間與經濟能力有限）。
視野比例參考
*哈伯色板/假色 Hubble palette 的由來：Behind the Pictures - HubbleSite
Sharpless 目錄為美國天文學家 Stewart Sharpless於1953年所編攥，只收HII區天體即發射星雲（也包含行星狀星雲與超新星殘骸），在1959年第二版時共收錄了313個天體，這些天體中有些已有NGC或 IC編號。
在筆者的鞍部282個眼視素描列表中如果天體同時被收錄在不同目錄中，筆者使用的天體編號順序是M, NGC, IC, Sharpless , 也就是說如果一個天體同時具有梅西爾編號與Sharpless編號，那麼就會列在梅西爾天體中，所以上面表中所列的Sharpless天體都不在前三者的目錄中，幾乎都是非常黯淡的發射星雲。
*Ha很強的星雲並不等同於OIII也會很強，例如 NGC1499 （加州星雲），它雖然有很強的H-alpha發射線，它的OIII非常非常微弱。事實上，發射星雲絕大部分的OIII都比Ha的強度弱上許多，甚至有些發射星雲幾乎沒有發出什麼OIII，OIII 非常微弱的發射星雲 (no OIII or very weak): NGC1333, NGC1499, IC59, IC63, IC405, IC417, IC434, IC1283, IC1284, IC4604, IC4605, IC5146, sh2-9, sh2-13, sh2-16, sh2-54, sh2-155, sh2-157, sh2-276, sh2-240，以上是十分鐘OIII曝光仍看不到或幾乎看不到的。
SII (672.4nm)
M
| |||||
| 27 | |||||
| 42 | 43 | 76 | 78 | 97 | |
NGC
| |||||
| 246 | 281 | 1360 | 1491 | 1514 | 2024 |
| 2174 | 2239 | 2359 |
4361
| 6302 | |
| 6781 | |||||
| 7293 | |||||
| s 1501 | 1535 | 2261 | 2392 | 2440 | 2438 |
| 3132 | 3242 | 3918 | 6543 | 6572* | 6905 |
| 6826* | 7009 | 7027 | 7662 | 40 | |
>>2264
| 7635 | ||||
IC
| |||||
| 2948 | |||||
>>410/405
| 443 | 1318 | 1805 | 1848 | |
| 2177 | 4685 | ||||
sharpless
| |||||
| 2-311 | |||||
其他
| |||||
| Ced214 | |||||
*目前選擇上表中OIII特徵明顯的天體再進行SII的影像拍攝資料庫，作為拍攝窄頻哈伯色板評估參考（哪些發射星雲適合拍成SHO哈伯假色，各波長大概需要多少的曝光時間比例等）。
Ha (656.5nm)
M
| |||||
| 1 | 8 | 16 | 17 | 27 | 20 |
| 42 | 43 | 57 | 76 | 78 | 97 |
NGC
| |||||
| 40 | 246 | 281 | 1333 | 1360 | 1491 |
| 1499 | 1501 | 1514 | 1535 | 2024 | 2071 |
| 2174 | 2239 | 2261 | 2264 | 2359 | 2392 |
| 2438 | 2440 | 3132 | 3242 | 3372 | 3918 |
| 4361 | 6302 | 6334 | 6357 | 6445 | 6543 |
| 6572 | 6781 | 6826 | 6888 | 6905 | 6960 |
| 6974 | 6979 | 6992 | 7000 | 7009 | 7027 |
| 7293 | 7538 | 7635 | 7662 | 7822 | 6188 |
IC
| |||||
| 59 |
63
| 405 | 410 | 417 | 434 |
| 1283 | 1284 | 1318 | 1396 | 1805 | 1848 |
| 443 | 2177 | 2948 | 4604 | 4605 | 4628 |
| 4685 | 5070 | 5146 | |||
sharpless
| |||||
| 2-9 | 2-13 | 2-16 | 2-54 | 2-132 | 2-155 |
| 2-157 | 2-240 | 2-261 | 2-274 | 2-276 | 2-311 |
其他
| |||||
| Ced214 | Jones-Emberson1 | ||||
*發射星雲大部份H-alpha 發射線比SII,OIII都要強上數倍，Ha的紅色已主宰著彩色相機的影像（除了少數行星狀星雲），而網路上很容易搜尋到彩色相機拍攝的影像，所以H-alpha資料庫待留到最後再建立（時間與經濟能力有限）。
視野比例參考
*請參考 Narrowband Imaging and Spectrophotometry of Galactic Emission Nebulae(Julien Chemouni Bach)
*哈伯假色把SII跟Ha分別對應到紅色與其對比色綠色有其科學目的，因為SII與Ha的波長在光譜上非常靠近，不容易在彩色照片中辨識出他們的分佈狀況，若用哈伯假色將他們對映成對比色，則可以容易觀察兩者的分佈。
依色彩混合原理可知，哈伯假色色版映射下，Ha與OIII均勻混合、重疊的區域呈現天藍色；Ha與SII混合的區域則呈現出黃色，並隨著SII比重的增加（通常在雲氣擴張的邊緣SII最明顯）而偏向褐色至紅色。
M16 in Hubble palette (iTelescope T40 SII-Ha-OIII bin2 5min each)
若用原始1:1:1的比例合成下在哈伯假色影像上就是Ha主宰的綠色。
＊在同樣的曝光時間下，H-alpha波長的強度比其他兩種波長要強許多，有為數不少的這類被Ha主宰的發射星雲，通常的情況下，需要增加OIII與SII的曝光時間比例、權重才能表現出其分佈情況(有足夠的訊噪比才不至於在拉亮、增加權重時也使雜訊突出)。
改變、調製RGB各色板權重的方式與軟體，以及雙峰+SII轉SHO假色影像處理請參考此篇。
有許多工具可以做RGB色板合成彩色影像的工作，譬如使用 Photoshop 或者 AstroImageJ、 FlatAidePro 、Registar。
使用Registar 對齊色板並且合成RGB影像
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進階資訊：
黑體輻射、發射線（亮線）、吸收線（暗線）。
一份能量對應一種波長。（h為普朗克常數）
所有的觀察與應用都由以上觀念展開
*對 HII區發射星雲 與行星狀星雲來說，電子於recombination 後的各種降階產生的發射線中有所謂 Balmer Decrement的現象，其 F(Ha)/F(Hb) 理論值是 2.85。(但Hb受星際消光的影響較大)
*對recombination後的中性氫即HI而言，電子從三能階降第二能階時即輻射出H-α光子，從第四階降至第二階輻射出H-β，從第五階降至第二階發出H-γ……。
(反之，原子因吸收了光子而被激發，使電子從低能階躍遷至高能階，也由於特定波長的光子被吸收所以產生吸收譜線)
(反之，原子因吸收了光子而被激發，使電子從低能階躍遷至高能階，也由於特定波長的光子被吸收所以產生吸收譜線)
*[OIII]發射線首先由 William Huggins 於1864年在貓眼星雲中觀測到 ，當時以為是新元素將其命名為 Nebulium。
*在發射星雲中[OIII]強度比 I(500.7) /I(495.9) 約等於 3。
*ionization energies 35.1 eV
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很推薦 MARC F.M. TRYPSTEEN AND RICHARD WALKER 寫的這本 "SPECTROSCOPY FOR AMATEUR ASTRONOMY"，把發射星雲裡的螢光機制(Fluorescence) 寫得很清楚。
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行星狀星雲、超新星殘骸：
與發射星雲主要的差異在於發射星雲是被年輕的恆星輻射電離，而行星狀星雲則是垂老的恆星噴出的物質，其被白矮星電離。且大部分行星狀星雲有很強的、不輸Ha的［OIII］發射線。
M57的中央熾熱恆星為白矮星。
***請參考很豐富的 行星狀星雲光譜資料庫（Williams College）
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*CO is the second most abundant molecule after H2.
rotational transitions J=1-0 (2.6mm) of CO is the second most important spectral line in radio astronomy after the hydrogen 21 cm line.
number density n(CO) is approximately 10^-4 n(H2)
ref. Astronomical Spectroscopy, 2011 J. Tennyson
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