천체사진 노출 계산기
렌즈 또는 망원경의 초점 거리(밀리미터)
NPF 규칙에 필요한 렌즈 f-번호
직접 입력하지 않은 경우 픽셀 피치를 자동으로 유도하는 데 사용됩니다
마이크로미터 단위의 픽셀 크기 — 비워두면 MP + 센서에서 자동 계산됩니다
목표의 적위 (0° = 천구 적도, 90° = 폴라리스)
일반적인 목표 적위
오리온 성운 (M42): -5°
안드로메다 은하 (M31): +41°
은하수 중심: -29°
플레이아데스 (M45): +24°
북극성: +89°
카메라 설정 입력
최대 안전 노출 시간을 얻고 모든 계산 규칙을 나란히 비교하려면 초점 거리, 센서 크기 및 조리개 값을 입력하세요.
이 계산기 사용 방법
모드 선택
손으로 촬영하거나 고정 삼각대에 고정하여 별이 길게 늘어지기 전에 최대 셔터 속도가 필요한 경우 '별 흔들림'을 선택하세요. 추적 적도의 장비가 있고 깊은 하늘 이미지를 쌓기 위한 이상적인 프레임당 노출 길이를 찾고 싶다면 '서브 노출 계획기'를 선택하세요.
카메라 및 렌즈 설정 입력
초점 거리를 밀리미터로 입력하고 드롭다운에서 센서 크기를 선택하세요 (이것은 자동으로 크롭 팩터를 설정합니다), 그리고 조리개 f-넘버를 입력하세요. 카메라의 픽셀 피치를 µm로 알고 있다면 직접 입력하세요. 그렇지 않으면 메가픽셀 수를 입력하면 계산기가 자동으로 센서 크기에서 유도합니다.
적위 추가 및 차트 검토
가장 정확한 결과를 위해 목표 물체의 적위를 도 단위로 입력하세요 (오리온 ≈ -5°, 안드로메다 ≈ +41°, 은하수 중심 ≈ -29°). 비교 막대 차트는 네 가지 규칙 결과를 즉시 나란히 보여줍니다 — 현대 센서에서 가장 선명한 별을 위해 가장 보수적인 값(NPF 또는 플레이트 스케일)을 선택하세요.
세션 내보내기 및 계획
'CSV 내보내기'를 클릭하여 모든 입력 및 결과를 현장에서 사용할 수 있는 스프레드시트로 저장하세요. 서브 노출 계획을 위해 보르틀 스케일을 사이트에 맞게 설정하고 카메라 유형(컬러, 모노 또는 협대역)을 선택하세요. 계획기는 추천 프레임당 초를 반환하여 유용한 통합 시간을 위해 얼마나 많은 서브를 수집할지 결정하는 데 도움을 줍니다.
자주 묻는 질문
500 규칙과 NPF 규칙의 차이는 무엇인가요?
500 규칙은 간단한 경험 법칙입니다: 500을 유효 초점 거리로 나누면 대략적인 최대 노출 시간을 초 단위로 얻을 수 있습니다. 이는 저해상도 필름과 초기 디지털 카메라(10–12 MP)에 맞춰 보정되었습니다. 천체 사진작가 프레데리크 미쇼가 개발한 NPF 규칙은 렌즈 조리개와 픽셀 피치를 공식에 추가하여 현대 고해상도 카메라에서 일반적으로 30–60% 더 보수적인 결과를 생성합니다. Sony A7R IV (61 MP)에서 24mm f/1.4로 촬영할 경우, 500 규칙은 약 14초를 제공하는 반면 NPF 규칙은 약 5–6초를 제공합니다 — 극적인 차이입니다. 20 MP 이상의 센서에서 최상의 결과를 얻으려면 항상 고전적인 500 규칙보다 NPF 규칙을 선호하세요.
경도가 최대 노출 시간에 어떤 영향을 미칩니까?
천구 적도(경도 0°) 근처의 별들은 고정 센서에 대해 초당 15초각의 전체 항성 속도로 움직입니다. 천구 극 근처의 별들은 더 조밀한 원을 그리기 때문에 훨씬 느리게 움직입니다. 보정 계수는 cos(경도)입니다: 60° 경도에서 겉보기 움직임은 절반으로 줄어들어 허용 가능한 노출 시간이 두 배가 됩니다. 폴라리스(+89°)에서는 보정 계수가 사실상 0이 되어 매우 긴 노출이 가능합니다. 오리온(-5°)의 경우 보정은 무시할 수 있습니다. 안드로메다(+41°)에서는 약 25% 더 많은 노출 시간을 얻습니다. 이 계산기에 목표 경도를 입력하면 NPF 및 플레이트 스케일 결과에 자동으로 이 조정이 적용됩니다.
픽셀 피치는 무엇이며 내 것을 어떻게 찾을 수 있습니까?
픽셀 피치는 카메라 센서의 각 개별 사진 사이트의 물리적 크기로, 마이크로미터(µm)로 측정됩니다. 500 규칙이 무시하는 가장 중요한 변수입니다. 소니 A7 III는 5.93 µm 픽셀을 가지고 있으며, 소니 A7R IV는 3.76 µm 픽셀만 가지고 있습니다. 이는 A7R IV가 동일한 초점 거리에서 별의 흔들림을 거의 60% 더 빨리 보여준다는 것을 의미합니다. 카메라의 픽셀 피치는 DxOMark, DigicamDB 또는 제조업체의 사양 시트에서 찾을 수 있습니다. 또는 이 계산기에 메가픽셀 수와 센서 형식을 입력하면 각 형식에 대한 알려진 센서 치수를 사용하여 픽셀 피치를 자동으로 도출합니다.
보르틀 척도란 무엇이며 서브 노출에 왜 중요한가요?
보르틀 척도는 밤하늘의 어둠을 1(완벽한 어두운 하늘, 인공 조명 오염 없음)에서 9(가장 밝은 별만 보이는 도심 하늘)까지 평가합니다. 추적된 심우주 이미징에서 하늘 배경은 목표 신호와 경쟁하는 주요 잡음 원천입니다. 어두운 하늘(Bortle 1–3)에서는 하늘이 매우 희미하므로 하늘 잡음이 프레임당 읽기 잡음을 초과하도록 보장하기 위해 더 긴 서브 노출이 필요합니다. 밝은 교외나 도시 하늘(Bortle 6–9)에서는 짧은 노출조차도 하늘의 빛에 의해 지배됩니다. 로빈 글로버의 서브 노출 공식은 보르틀로 매핑된 빛 오염 값을 사용하여 카메라의 읽기 잡음과 과학적으로 최적의 서브 프레임 길이를 계산하여 주어진 최종 이미지 품질에 필요한 프레임 수를 최소화합니다.
언제 협대역 필터를 사용해야 하며 서브 노출에 어떤 변화를 주나요?
협대역 필터(Ha, OIII, SII)는 매우 좁은 범위의 빛(3–10 nm 대역폭)만을 전송하며, 인공 광원으로부터의 대부분의 하늘 빛을 차단합니다. 이는 빛 오염이 있는 장소에서 방출 성운의 대비를 극적으로 개선합니다. 그러나 필터가 많은 빛을 차단하기 때문에 센서는 로빈 글로버의 기준을 충족하기 위해 충분한 하늘 배경 광자를 축적하기 위해 훨씬 더 긴 노출이 필요합니다. 이 계산기의 협대역 배수는 단색에 비해 25배입니다. Bortle 5 교외 하늘에서 3 e⁻ 읽기 잡음이 있는 경우, 컬러 카메라로는 서브당 120초만 필요할 수 있지만 협대역 필터를 사용할 경우 서브당 3,000초가 필요할 수 있습니다. 이는 본질적으로 협대역 이미징을 할 때 매우 긴 노출(30–60분 서브)을 사용해야 함을 의미합니다.
추적이 별의 흔들림을 완전히 없애나요?
잘 정렬된 적도의 마운트는 지구의 회전 대부분을 상쇄하여 항성 속도로부터 별의 흔들림 없이 몇 분에서 몇 시간까지 노출할 수 있게 합니다. 그러나 마운트의 웜 기어에서 잔여 주기적 오류, 수평선 근처의 대기 굴절, 자동 가이드 수정, 광학 경로의 휘어짐, 바람 진동 등은 추적이 활성화되어 있어도 미세한 흔들림을 유발할 수 있습니다. 이러한 이유로 대부분의 심우주 이미저는 여전히 개별 서브 노출을 5–20분 이내로 유지하고, 하나의 매우 긴 노출을 찍기보다는 여러 프레임을 쌓습니다. 이 계산기의 서브 노출 계획자는 잡음 이론에 기반하여 과학적으로 최적의 프레임 길이를 제공합니다. 흔들림 문제를 고려하지 않고 두 탭을 결합하여 세션을 완전히 계획하세요.