Calcolatore di esposizione per astrofotografia
La lunghezza focale del tuo obiettivo o telescopio in millimetri
Il numero f della tua lente (richiesto per la Regola NPF)
Usato per derivare automaticamente il passo dei pixel se non inserito direttamente
Dimensione del pixel in micrometri — calcolato automaticamente da MP + sensore se lasciato vuoto
Declinazione del tuo obiettivo (0° = equatore celeste, 90° = Polaris)
Declinazioni Target Comuni
Nebulosa di Orione (M42): -5°
Galassia di Andromeda (M31): +41°
Nucleo della Via Lattea: -29°
Pleiadi (M45): +24°
Polaris: +89°
Inserisci le tue Impostazioni della Fotocamera
Compila la tua lunghezza focale, dimensione del sensore e apertura per ottenere il tempo massimo di esposizione sicuro e confrontare tutte le regole di calcolo fianco a fianco.
Come Utilizzare Questo Calcolatore
Scegli la tua modalità
Seleziona 'Tracciamento Stelle' se stai scattando a mano libera o su un treppiede fisso e hai bisogno della massima velocità dell'otturatore prima che le stelle si sfocino. Seleziona 'Pianificatore di Sotto-Esposizione' se hai un montaggio equatoriale di tracciamento e vuoi trovare la lunghezza ideale di esposizione per fotogramma per impilare immagini di cielo profondo.
Inserisci Impostazioni della Macchina Fotografica e dell'Obiettivo
Inserisci la tua lunghezza focale in millimetri, scegli la dimensione del tuo sensore dal menu a discesa (questo imposta automaticamente il fattore di ritaglio) e inserisci il tuo numero f di apertura. Se conosci il pitch dei pixel della tua macchina fotografica in µm, inseriscilo direttamente. Altrimenti, inserisci il numero di megapixel e il calcolatore lo deriverà automaticamente dalle dimensioni del tuo sensore.
Aggiungi il Declino e Rivedi il Grafico
Per il risultato più accurato, inserisci la declinazione del tuo oggetto target in gradi (Orione ≈ -5°, Andromeda ≈ +41°, nucleo della Via Lattea ≈ -29°). Il grafico a barre di confronto mostra istantaneamente tutti e quattro i risultati delle regole fianco a fianco — scegli il valore più conservativo (NPF o Scala della Piastra) per le stelle più nitide su un sensore moderno.
Esporta e Pianifica la Tua Sessione
Clicca su 'Esporta CSV' per salvare tutti gli input e i risultati come un foglio di calcolo che puoi portare sul campo. Per la pianificazione della sotto-esposizione, imposta la scala Bortle per adattarla al tuo sito e scegli il tuo tipo di macchina fotografica (Colore, Mono o Banda Stretta). Il pianificatore restituisce i secondi raccomandati per fotogramma, aiutandoti a decidere quanti subs raccogliere per un tempo di integrazione utile.
Domande Frequenti
Qual è la differenza tra la Regola 500 e la Regola NPF?
La Regola 500 è una regola pratica veloce: dividi 500 per la tua lunghezza focale efficace e ottieni un massimo approssimativo di esposizione in secondi. È stata calibrata per film a bassa risoluzione e prime macchine fotografiche digitali (10–12 MP). La Regola NPF, sviluppata dal fotografo astronomico Frédéric Michaud, aggiunge l'apertura del tuo obiettivo e il pitch dei pixel alla formula, producendo un risultato che è tipicamente il 30–60% più conservativo su macchine fotografiche moderne ad alta risoluzione. Per una Sony A7R IV (61 MP) a 24mm f/1.4, la Regola 500 fornisce circa 14 secondi mentre la Regola NPF fornisce circa 5–6 secondi — una differenza drammatica. Per i migliori risultati su sensori superiori a 20 MP, preferisci sempre la Regola NPF rispetto alla classica Regola 500.
Come influisce la declinazione sul tempo massimo di esposizione?
Le stelle vicino all'equatore celeste (declinazione 0°) si muovono alla piena velocità siderale di 15 arcosecondi al secondo rispetto a un sensore fisso. Le stelle vicino ai poli celesti si muovono molto più lentamente perché tracciano cerchi più stretti. Il fattore di correzione è cos(declinazione): a 60° di declinazione il movimento apparente è solo la metà della velocità, raddoppiando il tempo di esposizione consentito. A Polaris (+89°) il fattore di correzione è praticamente zero, consentendo esposizioni molto lunghe. Per Orion (-5°) la correzione è trascurabile. Per Andromeda (+41°) guadagni circa il 25% di tempo di esposizione in più. Inserendo la declinazione del tuo obiettivo in questo calcolatore, si applica automaticamente questo aggiustamento ai risultati di NPF e Plate Scale.
Cos'è il pixel pitch e come posso trovare il mio?
Il pixel pitch è la dimensione fisica di ciascun singolo photosite sul sensore della tua fotocamera, misurata in micrometri (µm). È la variabile più importante che la Regola 500 ignora. Una Sony A7 III ha pixel di 5,93 µm; una Sony A7R IV ha solo pixel di 3,76 µm, il che significa che la A7R IV mostrerà il trailing delle stelle quasi il 60% prima alla stessa lunghezza focale. Puoi trovare il pixel pitch della tua fotocamera su DxOMark, DigicamDB o nel foglio delle specifiche del produttore. In alternativa, inserisci il numero di megapixel e il formato del sensore in questo calcolatore e deriverà automaticamente il pixel pitch utilizzando le dimensioni note del sensore per ciascun formato.
Cos'è la scala Bortle e perché è importante per le sub-esposizioni?
La scala Bortle valuta l'oscurità del cielo notturno da 1 (cielo notturno incontaminato, nessun inquinamento luminoso artificiale) a 9 (cielo di città dove sono visibili solo le stelle più luminose). Per l'imaging profondo tracciato, il fondo del cielo è la principale fonte di rumore che compete con il segnale del tuo obiettivo. In cieli più scuri (Bortle 1–3), il cielo è molto debole, quindi hai bisogno di sub-esposizioni più lunghe per garantire che il rumore del cielo superi il rumore di lettura per fotogramma. In cieli luminosi suburbani o cittadini (Bortle 6–9), anche esposizioni brevi sono dominate dal bagliore del cielo. La formula di sub-esposizione di Robin Glover utilizza il valore di inquinamento luminoso mappato dalla scala Bortle e il rumore di lettura della tua fotocamera per calcolare la lunghezza ottimale scientificamente del sub-frame, minimizzando il numero di fotogrammi necessari per una data qualità dell'immagine finale.
Quando dovrei usare un filtro a banda stretta e come cambia la mia sub-esposizione?
I filtri a banda stretta (Ha, OIII, SII) trasmettono solo un'area molto ristretta di luce (larghezza di banda 3–10 nm), bloccando la maggior parte del bagliore del cielo proveniente da fonti di luce artificiali. Questo migliora notevolmente il contrasto sulle nebulose a emissione da siti inquinati dalla luce. Tuttavia, poiché il filtro blocca così tanta luce, il tuo sensore ha bisogno di un'esposizione molto più lunga per accumulare un numero sufficiente di fotoni di fondo del cielo affinché venga raggiunta la soglia di Robin Glover. Il moltiplicatore a banda stretta in questo calcolatore è 25× rispetto al monocromatico. In un cielo suburbano Bortle 5 con 3 e⁻ di rumore di lettura, potresti aver bisogno solo di 120 secondi per sub con una fotocamera a colori ma 3.000 secondi per sub con un filtro a banda stretta, il che significa essenzialmente che dovresti usare esposizioni molto lunghe (30–60 min per sub) quando fai imaging a banda stretta.
Il tracciamento elimina completamente il trailing delle stelle?
Un montaggio equatoriale ben allineato al polo cancella la maggior parte della rotazione della Terra, consentendo esposizioni di minuti a ore senza trailing delle stelle dalla velocità siderale. Tuttavia, errori periodici residui nel riduttore a vite del montaggio, rifrazione atmosferica vicino all'orizzonte, correzioni dell'autoguida, flessione nel treno ottico e vibrazioni del vento possono tutti causare un leggero trailing anche con il tracciamento attivato. Per questo motivo, la maggior parte degli astrofotografi mantiene comunque le singole sub-esposizioni sotto i 5–20 minuti e sovrappone molti fotogrammi invece di fare un'unica esposizione molto lunga. Il Pianificatore di Sub-Esposizione in questo calcolatore ti fornisce la lunghezza del fotogramma ottimale scientificamente basata sulla teoria del rumore, non sulle preoccupazioni per il trailing: combina entrambe le schede per pianificare completamente la tua sessione.