Calculadora de Exposição para Astrofotografia
A distância focal da sua lente ou telescópio em milímetros
O número f da sua lente (necessário para a Regra NPF)
Usado para derivar automaticamente o pitch dos pixels se não for inserido diretamente
Tamanho do pixel em micrômetros — calculado automaticamente a partir de MP + sensor se deixado em branco
Declinação do seu alvo (0° = equador celeste, 90° = Polaris)
Declinações de Alvo Comuns
Nebulosa de Orion (M42): -5°
Galáxia de Andrômeda (M31): +41°
Núcleo da Via Láctea: -29°
Plêiades (M45): +24°
Polaris: +89°
Insira suas Configurações de Câmera
Preencha sua distância focal, tamanho do sensor e abertura para obter o tempo máximo seguro de exposição e comparar todas as regras de cálculo lado a lado.
Como Usar Esta Calculadora
Escolha seu Modo
Selecione 'Rastro de Estrelas' se você estiver fotografando à mão ou em um tripé fixo e precisar da velocidade do obturador máxima antes que as estrelas comecem a rastro. Selecione 'Planejador de Sub-Exposição' se você tiver um montante equatorial de rastreamento e quiser encontrar o comprimento ideal de exposição por quadro para empilhar imagens de céu profundo.
Insira Configurações da Câmera e Lente
Insira sua distância focal em milímetros, escolha o tamanho do seu sensor no menu suspenso (isso define o fator de corte automaticamente) e insira seu número f de abertura. Se você souber o pitch de pixel da sua câmera em µm, insira diretamente. Caso contrário, insira sua contagem de megapixels e a calculadora irá derivá-lo automaticamente das dimensões do seu sensor.
Adicione Declinação e Revise o Gráfico
Para o resultado mais preciso, insira a declinação do seu objeto alvo em graus (Orion ≈ -5°, Andrômeda ≈ +41°, núcleo da Via Láctea ≈ -29°). O gráfico de barras de comparação mostra instantaneamente todos os quatro resultados das regras lado a lado — escolha o valor mais conservador (NPF ou Escala de Placa) para as estrelas mais nítidas em um sensor moderno.
Exporte e Planeje Sua Sessão
Clique em 'Exportar CSV' para salvar todas as entradas e resultados como uma planilha que você pode levar para o campo. Para planejamento de sub-exposição, defina a escala Bortle para corresponder ao seu local e escolha seu tipo de câmera (Cor, Mono ou Banda Estreita). O planejador retorna os segundos recomendados por quadro, ajudando você a decidir quantos subs coletar para um tempo de integração útil.
Perguntas Frequentes
Qual é a diferença entre a Regra 500 e a Regra NPF?
A Regra 500 é uma regra prática rápida: divida 500 pela sua distância focal efetiva e você obtém uma exposição máxima aproximada em segundos. Foi calibrada para filmes de baixa resolução e câmeras digitais iniciais (10–12 MP). A Regra NPF, desenvolvida pelo astrofotógrafo Frédéric Michaud, adiciona a abertura da sua lente e o pitch de pixel à fórmula, produzindo um resultado que é tipicamente 30–60% mais conservador em câmeras digitais modernas de alta resolução. Para uma Sony A7R IV (61 MP) a 24mm f/1.4, a Regra 500 dá cerca de 14 segundos, enquanto a Regra NPF dá cerca de 5–6 segundos — uma diferença dramática. Para melhores resultados em sensores acima de 20 MP, sempre prefira a Regra NPF em vez da clássica Regra 500.
Como a declinação afeta o tempo máximo de exposição?
Estrelas próximas ao equador celeste (declinação 0°) se movem na taxa sideral completa de 15 arco-segundos por segundo em relação a um sensor fixo. Estrelas próximas aos polos celestes se movem muito mais devagar porque traçam círculos mais apertados. O fator de correção é cos(declinação): a 60° de declinação, o movimento aparente é apenas metade da velocidade, dobrando seu tempo de exposição permitido. Em Polaris (+89°), o fator de correção é praticamente zero, permitindo exposições muito longas. Para Orion (-5°), a correção é negligenciável. Para Andrômeda (+41°), você ganha cerca de 25% a mais de tempo de exposição. Inserir a declinação do seu alvo neste calculador aplica automaticamente esse ajuste aos resultados de NPF e Escala de Placas.
O que é pitch de pixel e como posso encontrar o meu?
O pitch de pixel é o tamanho físico de cada fotosite individual no sensor da sua câmera, medido em micrômetros (µm). É a variável mais importante que a Regra dos 500 ignora. Uma Sony A7 III tem pixels de 5,93 µm; uma Sony A7R IV tem apenas pixels de 3,76 µm — o que significa que a A7R IV mostrará rastros de estrelas quase 60% mais cedo na mesma distância focal. Você pode encontrar o pitch de pixel da sua câmera no DxOMark, DigicamDB ou na ficha técnica do fabricante. Alternativamente, insira sua contagem de megapixels e formato de sensor neste calculador e ele derivará automaticamente o pitch de pixel usando as dimensões conhecidas do sensor para cada formato.
O que é a escala Bortle e por que ela é importante para sub-exposições?
A escala Bortle classifica a escuridão do céu noturno de 1 (céu escuro e limpo, sem poluição luminosa artificial) a 9 (céu de cidade onde apenas as estrelas mais brilhantes são visíveis). Para imagens de céu profundo rastreadas, o fundo do céu é a principal fonte de ruído que compete com o sinal do seu alvo. Em céus mais escuros (Bortle 1–3), o céu é muito fraco, então você precisa de sub-exposições mais longas para garantir que o ruído do céu exceda o ruído de leitura por quadro. Em céus brilhantes suburbanos ou urbanos (Bortle 6–9), até mesmo exposições curtas são dominadas pelo brilho do céu. A fórmula de sub-exposição de Robin Glover usa o valor de poluição luminosa mapeado pela Bortle e o ruído de leitura da sua câmera para calcular o comprimento de sub-quadro cientificamente ideal, minimizando o número de quadros necessários para uma determinada qualidade de imagem final.
Quando devo usar um filtro de banda estreita e como isso muda minha sub-exposição?
Filtros de banda estreita (Ha, OIII, SII) transmitem apenas uma fatia muito estreita de luz (largura de banda de 3–10 nm), bloqueando a maior parte do brilho do céu proveniente de fontes de luz artificial. Isso melhora dramaticamente o contraste em nebulosas de emissão de locais com poluição luminosa. No entanto, como o filtro bloqueia tanta luz, seu sensor precisa de uma exposição muito mais longa para acumular fotões de fundo de céu suficientes para que o limiar de Robin Glover seja atingido. O multiplicador de banda estreita neste calculador é 25× em comparação com monocromático. Em um céu suburbano Bortle 5 com 3 e⁻ de ruído de leitura, você pode precisar de apenas 120 segundos por sub com uma câmera colorida, mas 3.000 segundos por sub com um filtro de banda estreita — essencialmente significando que você deve usar exposições muito longas (subs de 30–60 min) ao fazer imagens em banda estreita.
O rastreamento elimina completamente o rastro das estrelas?
Um montante equatorial bem alinhado ao polo cancela a maior parte da rotação da Terra, permitindo exposições de minutos a horas sem rastros de estrelas devido à taxa sideral. No entanto, erros periódicos residuais na engrenagem do montante, refração atmosférica perto do horizonte, correções do autoguide, flexão no trem óptico e vibração do vento podem causar pequenos rastros mesmo com o rastreamento ativado. Por essa razão, a maioria dos imagers de céu profundo ainda mantém sub-exposições individuais abaixo de 5–20 minutos e empilha muitos quadros em vez de fazer uma única exposição muito longa. O Planejador de Sub-Exposição neste calculador fornece o comprimento de quadro cientificamente ideal com base na teoria do ruído, não em preocupações com rastros — combine ambas as abas para planejar completamente sua sessão.