Quelques éclaircissement.   Il faut d'abord comprendre que l'intensité des raies dans les nébuleuses n'est absolument pas liée à l'abondance des éléments chimiques  dans notre Galaxie. Le fait que les raies du souffre apparaissent dans les spectres est associé aux niveaux d'excitations des atomes du gaz en question, de la densité du milieu et de sa température. Même si les atomes sont rares, le peu qui est présent, une fois excités,  peut produire  produire une lumière significative. Mais d'autres atomes, plus abondant, ne montre pas leur signature spectrale car les conditions du milieu ne sont pas propices. C'est un piège classique.   On peut aller plus loin : remarquez que pour le souffre, on indique [SII]. Dans le langage de la spectro astronomique, cela signifie qu'il est question d'atomes ionisés une fois, mais le plus intéressent, se sont les crochets. Il est questions de raies dites interdites, qui ne peuvent apparaitre que dans des milieux extrêmement raréfié, comme c'est le cas dans les nébuleuses. Ils sont dans un état dit métastable, très sensibles aux collision (et donc la pression) : s'il y a trop de collision, l'atome de souffre n'a pas le temps de produire des raies (il se désexcite mécaniquement en quelques sorte). L'état métastable correspond à une sorte de phosphorescence (vous savez, les étoiles que l'on colle au plafond des chambres d'enfants et qui brillent un moment la nuit, après une excitation lumineuse). On voit donc l'impact essentiel du milieu sur l'existence de telle ou telle raie.   La raie HeII n'apparait que que si la température est élevée, plutôt au coeur des nébuleuses planétaires (assez souvent).   Faire la raie Hbeta ne sert pas à grand chose, car elle duplique la raie Halpha... sauf que la raie rouge de l'hydrogène, Halpha, est flanquée des raies interdites de l'azote, parfois plus intenses que la raie de l'hydrogène. Du coup lorsqu'on fait une image dans la raie rouge de l'hydrogène, pas grand monde est au courant, mais en fait, on observe la nébuleuse dans les raies de l'azote ! La différence entre une image Hbeta et une speudo image Halpha, permet par exemple d'extraire l'information purement azote et l'information purement hydrogène (faut respecter le rapport d'intensité Halpha/Hbeta, qui est une contante physique, à l'absorption interstellaire près, qui rougie le rayonnement des astres - comme le Soleil à l'horizon). Seule la spectrographie permet de faire des choses plus précisément et simplement   Je pense que le choix des bandes SHO est un peu arbitraire, disons qu'il est commode (ces raies sont dans le domaine visible du spectre, et plus ou moins toujours présentes). Mais quant on regarde de plus près, l'intensité relative de ces raies (et donc des couleurs dans le  images), donne des informations précieuses sur la température du milieu par exemple (et pas sur la présence de tel ou tel autre gaz, je le répète). Donc, on peut faire de la science avec ces images. Les pros (mais aussi les amateurs un peu au fait) peuvent les exploiter pour étudier par exemple si on a vraiment à faire à une vraie nébuleuse planétaire et son type  (le gaz est ici très chaud, pas pareil que dans NGC7000 par exemple). Mais c'est en général la spectro, une fois de plus, qui est la plus informative.   Il est clair que l'on travaille en vraies fausses couleurs en SHO. On n'aurait pas précisément à l'oeil les mêmes teintes que donnent une photo. C'st le lot lorsqu'il y a des raies d'émissions discrètes (les tubes fluo d'éclairages de bureau et même les LED, sont des exemples de vraies fausses couleurs blanches, dans le même genre). Faut pas chercher à restituer la vraie couleur des nébuleuses, c'est impossibles - le SHO c'est simplement un codage de phénomènes physiques, du reste passionnant (il est dommage que les amateurs ne s'y intéresse pas plus, ou que ce soit mal enseigné, en s'arrêtant à l'aspect esthétique seulement - mais c'est pas mal aussi, il y a des artistes parmi nous !).   Christian