Di Alexander Merz · Aggiornato il · Dati verificati il 14 settembre 2026
Che cos’è il campionamento?
Il campionamento descrive quanti pixel del sensore rappresentano un’immagine da fotografare. Se abbiamo troppo pochi pixel che campionano l’oggetto, l’immagine appare “a blocchi” o “pixelata”, poiché il livello minimo di informazione è un pixel quadrato. Questo verrebbe chiamato undersampling (sottocampionamento). Il contrario sarebbe l’oversampling (sovracampionamento): ne parleremo più avanti.
Si potrebbe pensare che sia meglio avere pixel il più piccoli possibile, per evitare l’undersampling, perché più pixel rappresentano un’immagine, più liscia diventa la forma.
Come già accennato sopra, tuttavia non è così semplice. Il motivo: quanti dettagli riusciamo a risolvere con il nostro telescopio e quindi a riprodurre su un sensore dipende dalla fisica della luce, dal telescopio e dal seeing (turbolenze atmosferiche).
Con fisica della luce si intendono gli effetti di diffrazione, che però nella maggior parte dei telescopi non giocano un ruolo, poiché il collo di bottiglia spesso decisivo è il seeing.
Che cos’è il seeing?
Il seeing è il fenomeno per cui le stelle, osservate dalla Terra, tremolano e scintillano. Il seeing varia da luogo a luogo e da giorno a giorno, poiché si basa principalmente sul compensamento turbolento delle masse d’aria nell’atmosfera. Questo scambio di masse d’aria a temperature diverse rifrange la luce come una lente, in modo diverso a seconda della lunghezza d’onda.
La conseguenza è che, a un’osservazione attenta, anche oggetti puntiformi come le stelle o dettagli molto fini della superficie planetaria non vengono riprodotti in modo puntiforme, ma sfocati e allargati.
Il seeing viene indicato in secondi d’arco ed è un’unità di misura che descrive una frazione di grado. Un secondo d’arco corrisponde all’incirca all’angolo sotto il quale appare un oggetto largo cinque millimetri a una distanza di un chilometro.
In Germania il seeing medio è di circa 3 secondi d’arco e limita di conseguenza anche il potere risolutivo.
Una stella che occupa effettivamente un secondo d’arco ci appare, a causa del seeing, grande 3 secondi d’arco. Questo effetto si manifesta in particolare con tempi di esposizione di diversi minuti, come sono usuali nell’astrofotografia deep-sky.
Chi desidera una stima più precisa del seeing attuale nella propria località può utilizzare la funzione FWHM dei programmi di controllo della fotocamera oppure informarsi tramite app dedicate al seeing.
Rappresentare una forma rotonda con pixel quadrati?
Il numero minimo di pixel per rappresentare una stella in modo approssimativamente rotondo è di 3×3 pixel. In parole semplici, questo significa che la luce di una sorgente luminosa puntiforme (stella) dovrebbe essere campionata da un campo di pixel con un diametro di 3 pixel, per rappresentare in modo approssimativo l’informazione come rotondeggiante.
Se ora vogliamo campionare una stella con le condizioni di seeing ipotizzate in Germania di 3 secondi d’arco, ci serve una dimensione dei pixel che catturi ovvero campioni un secondo d’arco nel cielo notturno. (3 secondi d’arco di seeing divisi per i 3 pixel necessari per rappresentare in modo approssimativo una forma rotonda).
Campionamento: le formule aiutano a capire
Quanti secondi d’arco del cielo cattura un pixel viene chiamato scala d’immagine. La scala d’immagine, in secondi d’arco per pixel, è determinata dalla dimensione dei pixel p in micrometri, dalla lunghezza focale f del telescopio in millimetri e da un valore arrotondato di una funzione angolare.
*Scala d’immagine [secondi d’arco/pixel] = 206 p [µm] / f [mm]**
Per tempi di esposizione più lunghi e in funzione del seeing, una scala d’immagine di 0,67-2 secondi d’arco per pixel viene considerata il sweet spot.
Al di sopra entriamo nel campo dell’undersampling, al di sotto in quello dell’oversampling.
Per ricapitolare:
Undersampling significa che troppo pochi pixel campionano l’oggetto e quindi esso viene rappresentato come “a blocchi” o “pixelato”.
Il contrario sarebbe l’oversampling (sovracampionamento): in questo caso l’informazione viene riprodotta su troppi pixel in sfumature di grigio, così che l’immagine appare “gonfia e nebulosa” oppure “impastata/distorta”.
Ciò è particolarmente problematico in condizioni di seeing non ottimali. Un oversampling significa infatti che le distorsioni dovute al cattivo seeing vengono campionate e rappresentate. Non abbiamo alcun guadagno di informazione. Chi ingrandisce un’immagine sovracampionata di questo tipo non fa altro che ingrandire la sfocatura causata dal seeing.
Potere risolutivo e criterio di Rayleigh
Come potere risolutivo di un telescopio si intende la sua capacità di separare ancora due oggetti molto ravvicinati tra loro. Maggiore è l’apertura di un telescopio, maggiore è il suo potere risolutivo.
Il criterio di Rayleigh afferma che due sorgenti luminose puntiformi possono essere ancora appena separate quando il primo minimo del disco di diffrazione (= riproduzione di una sorgente luminosa puntiforme attraverso un’ottica) della prima sorgente coincide con il massimo di diffrazione della seconda sorgente luminosa.
La distanza (= risoluzione) tra i due massimi di luminosità è pari a
A [rad] = 1,22 * λ / D
Prendendo λ=550nm come valore medio per la luce visibile e convertendo in secondi d’arco, si ottiene:
Potere risolutivo A [“] = 138,6 / apertura [mm]
Avremo bisogno di questa formula per determinare il campionamento corretto per il nostro setup composto da telescopio, fotocamera e oggetto da riprendere (pianeta o oggetto deep-sky).
Ora possiamo calcolare la risoluzione del nostro telescopio. Insieme alla formula per la scala d’immagine possiamo stabilire come incidono la lunghezza focale e la dimensione dei pixel del nostro setup.
Prima, tuttavia, il potere risolutivo calcolato per il nostro telescopio deve ancora essere diviso per 3, perché sono necessari 3 pixel per rappresentare in modo approssimativo una forma rotonda. (Nota: in alternativa, secondo Nyquist basterebbero anche 2 pixel, ma trovo più comprensibile il campionamento necessario con 3 pixel.)
Esempi pratici (campionamento)
Fotografia planetaria con Schmidt-Cassegrain 279/2800
Possediamo un telescopio Schmidt-Cassegrain con 279 mm di apertura e 2800 mm di lunghezza focale (per esempio: Celestron EdgeHD SC 1100). La nostra località è la Germania, con un seeing medio di 3″ [secondi d’arco].
Vogliamo dedicarci alla fotografia planetaria (lucky imaging):
Potere risolutivo A [“] = 138,6 / 279 = 0,5 secondi d’arco
Ci servono fondamentalmente 3 pixel per la rappresentazione approssimativa di una forma rotonda:
Secondi d’arco per pixel [“/pixel] = 0,5 / 3 = 0,16 ” / pixel
Ora possiamo inserire 0,16 ” / pixel nella formula per il calcolo della scala d’immagine e risolvere per la dimensione dei pixel oppure per la lunghezza focale:
*0,16 ” = 206 p [µm] / f [mm]**
Normalmente all’inizio si possiede una astrocamera con una dimensione dei pixel definita.
Una astrocamera dedicata molto popolare è per esempio la ZWO Kamera ASI 178 MC Color con una dimensione dei pixel molto ridotta di 2,4 µm. (Le fotocamere DSLR come la Canon Kamera EOS 4000 Da hanno per esempio 4,3 µm.)
*0,16 ” = 206 2,4 / f [mm], risolvendo per la lunghezza focale f = 3090 mm**
Questa lunghezza focale coincide all’incirca con la lunghezza focale nativa del telescopio e in questo setup potrebbe funzionare per la fotografia planetaria.
Fotografia deep-sky con Schmidt-Cassegrain 279/2800
Si può già intuire che il setup (Schmidt-Cassegrain 279mm/2800mm e fotocamera da 2,4 µm) dell’esempio precedente sia forse inadatto all’astrofotografia Deep Sky a lunga esposizione.
Per tempi di esposizione più lunghi il seeing diventa il fattore limitante. Con un seeing di 3 secondi d’arco vogliamo che un pixel campioni un secondo d’arco.
*1 ” = 206 2,4 / f [mm], risolvendo per la lunghezza focale f = 494 mm**
Ora si dovrebbe ridurre drasticamente la lunghezza focale nativa del telescopio. Un riduttore 0,17x però non esiste. A questo punto ci si può aiutare con l’unione via software di più pixel in un unico pixel più grande (binning). Per la fotocamera in questione è possibile un binning di 2×2, 3×3 o 4×4.
Con un binning 4×4 un pixel così calcolato sarebbe grande 9,6 µm. Inserito nella formula:
*1 ” = 206 9,6 / f [mm], risolvendo per la lunghezza focale f = 1978 mm.**
Ora sarebbe possibile ottenere la lunghezza focale desiderata con un riduttore 0,7x.
Si riconosce come qui la dimensione dei pixel molto piccola del sensore richieda parecchia compensazione.
Meglio: ci si procura un secondo telescopio (OTA = Optical Tube Assembly) il cui rapporto focale sia più adatto all’astrofotografia deep-sky con questa fotocamera, oppure una fotocamera aggiuntiva con pixel decisamente più grandi.
Fotografia planetaria con Newton 200/1000
Possediamo un telescopio Newton con 200 mm di apertura e 1000 mm di lunghezza focale. La nostra località è la Germania, con un seeing medio di 3″ [secondi d’arco].
Vogliamo dedicarci alla fotografia planetaria (lucky imaging):
Potere risolutivo A [“] = 138,6 / 200 = 0,69 secondi d’arco
Secondi d’arco per pixel [“/pixel] = 0,69 / 3 = 0,23 ” / pixel
*0,23 ” = 206 2,4 / f [mm], risolvendo per la lunghezza focale f = 2140 mm**
Per la fotografia planetaria ci serve quindi una lunghezza focale decisamente maggiore rispetto alla lunghezza focale nativa di 1000 mm del telescopio. La otteniamo con una lente di Barlow 2x di alta qualità.
Fotografia deep-sky con Newton 200/1000
Per la fotografia deep-sky il nostro Newton è più adatto.
Per tempi di esposizione più lunghi il seeing diventa il fattore limitante. Con un seeing di 3 secondi d’arco vogliamo che un pixel campioni un secondo d’arco.
*1 ” = 206 2,4 / f [mm], risolvendo per la lunghezza focale f = 494 mm**
Una riduzione della lunghezza focale di un fattore 0,5x sarebbe possibile con un riduttore. Tuttavia si dimostra ancora una volta che pixel così piccoli portano a problemi o alla necessità di adattamenti nell’astrofotografia.
Per questo le fotocamere CCD raffreddate, che possono essere definite il gold standard nell’astrofotografia deep-sky, hanno spesso pixel moderatamente grandi come la Atik Kamera 383L+ Mono (dimensione dei pixel di 5,4 µm).
Con questa fotocamera non sarebbero necessari accessori ottici.
Dimensione dei pixel e rumore
I pixel più piccoli hanno, rispetto ai pixel più grandi e a parità di segnale, un rapporto segnale-rumore sfavorevole. In particolare le immagini sovracampionate con sensori a pixel piccoli mostrano un rumore marcato.
Quale dimensione dei pixel scegliere, allora?
La tendenza va verso pixel sempre più piccoli nei sensori. Questi sensori, però, non vengono sviluppati appositamente per l’astrofotografia. È difficile fare un’affermazione universalmente valida, perché ci sono sempre determinate situazioni o setup in cui una certa dimensione dei pixel offre più vantaggi; tuttavia, per la maggior parte degli ambiti dell’astrofotografia, dimensioni dei pixel intorno a 4-5 µm sono la scelta più sensata.
A mio parere, pixel troppo piccoli limitano le possibilità. Ma, come per il telescopio stesso, non esiste una fotocamera tuttofare che fornisca risultati ottimi senza compromessi. Chi in astrofotografia vuole salire nella lega dei professionisti si procurerà due fotocamere.
Tutti gli altri sono ben serviti con una dimensione dei pixel intorno a 4-5 µm.
Cosa è peggio: oversampling o undersampling?
Il più delle volte per il campionamento viene suggerito un intervallo di 0,67 – 2″ / pixel. Questo intervallo vale soprattutto per l’astrofotografia di oggetti deep-sky.
Per la fotografia planetaria si cercherà, a seconda del telescopio, di sfruttare il potere risolutivo del telescopio nelle notti limpide con buon seeing, arrivando così a riprese migliori più nel campo dell’oversampling che con l’undersampling.
Per l’astrofotografia Deep Sky un leggero undersampling porta spesso a riprese migliori, grazie a un miglior rapporto segnale-rumore e a una rappresentazione più dettagliata rispetto all’oversampling.
Calcolatore per l’astrofotografia e la fotografia planetaria
Qui trovi il nostro calcolatore per l’astrofotografia [Kalkulator]