Calcoli per astrofotografia.
Tutto quello che serve calcolare sul tuo setup, dal campionamento alla posa massima, dal peso sulla montatura al campo dell'oculare. I risultati si aggiornano mentre scrivi, senza pulsanti e senza attese.
La regola NPF
Quanto può durare una singola posa dal cavalletto prima che la rotazione terrestre trasformi le stelle in trattini. La NPF tiene conto di apertura, focale e dimensione del pixel, e per questo è molto più affidabile della vecchia regola dei 500. Il calcolo qui sotto aggiunge anche la declinazione del campo che stai inquadrando: verso il polo celeste il movimento apparente rallenta e i secondi a disposizione crescono.
La formula semplificata, quella che trovi ovunque, assume il caso peggiore: stelle sull'equatore celeste, dove il moto apparente è massimo. Lasciando la declinazione a zero ottieni esattamente quel valore. Qui ho spiegato la regola per esteso.
Il pixel pitch
La dimensione del singolo fotodiodo del sensore in micron. È il dato che serve in mezza pagina per questi calcoli e che le schede tecniche delle fotocamere quasi mai dichiarano. Se conosci la misura fisica del lato lungo del sensore e il numero di pixel su quello stesso lato, il valore si ricava in un passaggio.
Campionamento deep sky
Quanti secondi d'arco di cielo finiscono su un singolo pixel. È il numero che dice se il tuo sistema è in equilibrio tra camera e ottica: un campionamento troppo fine e stai sprecando segnale su dettagli che il seeing cancella, troppo grossolano e butti via risoluzione che l'ottica avrebbe. Il range consigliato nasce dal criterio di campionare la larghezza a metà altezza delle stelle con due o tre pixel.
Il campionamento non è tutto. Prova a configurare un newtoniano 200/800 con una ASI 120 mini: otterrai un valore in apparenza perfetto, eppure hai appena montato una camera planetaria inadeguata al profondo cielo. Il campionamento è una delle cose importanti, ma per scegliere davvero contano anche la dimensione del sensore e le sue caratteristiche costruttive. E il seeing cambia di continuo: usa le fasce per capire come il tuo sistema si comporterà mediamente, non per inseguire il decimale.
Guida e ripresa a confronto
Il campionamento del sistema di autoguida messo accanto a quello di ripresa. La relazione fra i due dice quanto finemente la guida riesce a leggere gli errori che la ripresa registrerà: non serve che sia uguale, serve che resti in un intervallo ragionevole. I dati del sistema di ripresa arrivano già dal modulo qui sopra, quindi qui devi inserire soltanto quelli della guida.
Come leggere il numero. Fino a circa due volte e mezzo la guida lavora in una condizione buona: legge spostamenti più grossolani della ripresa, ma abbastanza fini da correggerli prima che si vedano sulla foto. Intorno a tre si è al limite, ed è il momento di guardare con attenzione le immagini ottenute. Oltre tre i due sistemi cominciano a parlare lingue diverse, e la guida rischia di non accorgersi di errori che nelle tue pose si vedranno eccome.
Campionamento planetario
Nell'imaging ad alta risoluzione il problema si rovescia: la focale nativa quasi mai basta e serve capire quanto allungarla per non buttare via il potere risolutivo dell'ottica. Il calcolo parte dal limite di diffrazione alla lunghezza d'onda scelta e ti dice il rapporto focale ideale, la focale che ne consegue e la barlow che ti serve per arrivarci.
ADU per i flat
Dove fermare l'esposizione dei flat perché il sensore lavori nella sua zona più lineare, lontano dalla saturazione ma abbastanza in alto da avere segnale pulito. Il riferimento classico è il 50-60% circa della capacità potenziale del fotodiodo, ma qui puoi personalizzare questa soglia.
Attenzione a una trappola frequente: molte camere hanno un convertitore a 12 o 14 bit ma salvano file a 16 bit, moltiplicando il valore. Se il numero che leggi nel software di acquisizione non somiglia a quello che ti aspetti, è quasi sempre questo. Per questo qui trovi entrambe le scale, e l'offset va sommato perché è parte del valore che leggi davvero.
Proprietà del telescopio
Focale, diametro e rapporto focale sono legati fra loro: bastano due dei tre e il terzo si ricava. Compila i campi che conosci e lascia vuoto quello che vuoi ottenere. Riduttori e spianatori riducono la focale, le barlow la allungano.
Il peso del setup
Quanto stai davvero caricando sulla montatura, e quanto quella montatura regge in fotografia. La portata dichiarata dai costruttori vale per l'osservazione visuale: in ripresa, dove un errore di inseguimento di un secondo d'arco si vede, conviene restare abbondantemente sotto.
I pesi dei telescopi in elenco comprendono una stima di anelli e barra, che le schede tecniche escludono quasi sempre: un chilo per un newton da 150, due per un 200, tre e mezzo per un 250. Le camere usano pesi medi di categoria. Tutto questo resta una stima ragionata, non una pesata: la fascia consigliata è un suggerimento elastico, e se sei di poco sopra non è grave.
Oculari e ingrandimenti
Tutto quello che cambia quando infili un oculare nel focheggiatore: quanto ingrandisci, quanta porzione di cielo resta nel campo, quanto è larga la pupilla di uscita e fino a che magnitudine puoi spingerti con quel diametro.
Una pupilla di uscita sopra i sette millimetri spreca luce, perché supera l'apertura massima dell'occhio umano adattato al buio, e sotto il mezzo millimetro l'immagine comincia a farsi scura e a mostrare difetti. Il limite di magnitudine usa la convenzione più diffusa in letteratura divulgativa e vale per un cielo buio: in città perdi facilmente due magnitudini o più.
Risoluzione angolare
Il dettaglio più fine che la tua apertura riesce a separare, imposto dalla diffrazione e non dalla qualità delle lenti. Trovi entrambi i criteri che si usano: Rayleigh, più conservativo e legato alla fisica della figura di diffrazione, e Dawes, empirico e ricavato dall'osservazione di stelle doppie.
La distanza delle galassie
Lo spostamento verso il rosso misurato nello spettro di una galassia racconta la sua distanza. È la legge di Hubble, con cui quasi un secolo fa venne teorizzata l'espansione dell'universo. Il valore di redshift lo trovi nei cataloghi pubblici, per esempio nel database della Sloan Digital Sky Survey.
Sulla costante di Hubble la comunità scientifica non è d'accordo ed è una delle tensioni più interessanti della cosmologia contemporanea: le misure del fondo cosmico danno circa 67, quelle basate sulle supernove vicine circa 73 e la forbice non si chiude. Puoi provare entrambi i valori e vedere di quanto cambia la distanza. Il calcolo resta valido finché il redshift è piccolo: oltre lo 0,1 servirebbero correzioni relativistiche.
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