Pixelgrootte en sampling in de astrofotografie

Door Alexander Merz · Gepubliceerd op 1 september 2026 · Gegevens gecontroleerd op 14 september 2026

De pixelgrootte en sampling spelen bij de keuze van een camera voor de astrofotografie een grote rol. In principe zou je kunnen denken: hoe kleiner de pixels, hoe beter, omdat daardoor een hogere resolutie mogelijk zou moeten zijn. Zo eenvoudig is het helaas echter niet.

Kleinere pixels hebben inherente voor- én nadelen ten opzichte van grotere pixels. In de meeste situaties in de astrofotografie zijn middelgrote en grote pixels beter geschikt dan zeer kleine. Waarom dat zo is en hoe je de juiste pixelgrootte van een camera bepaalt, bekijken we nu.

Wat is sampling?

Sampling (bemonstering) beschrijft hoeveel pixels in de sensor een te fotograferen beeld weergeven. Hebben we te weinig pixels die het object bemonsteren, dan lijkt het beeld «blokkerig» of «pixelig», omdat het kleinste informatieniveau een vierkante pixel is. Dat zou je undersampling (onderbemonstering) noemen. Het tegenovergestelde is oversampling (overbemonstering): daarover later meer.

Je zou denken dat het beter is om zo klein mogelijke pixels te hebben om undersampling te vermijden, want hoe meer pixels een beeld weergeven, hoe gladder de vorm wordt.

Zoals hierboven al vermeld is het echter niet zo eenvoudig. De reden: hoeveel details we met onze telescoop kunnen oplossen en dus ook op een sensor kunnen afbeelden, hangt namelijk af van de fysica van het licht, de telescoop en de seeing (atmosferische turbulenties).

De fysica van het licht doelt op diffractie-effecten, die echter bij de meeste telescopen geen rol spelen, want de vaak allesbepalende flessenhals is de seeing.

Wat is seeing?

Seeing is het verschijnsel dat sterren, vanaf de aarde bekeken, flikkeren en fonkelen. Seeing verschilt van plaats tot plaats en van dag tot dag, want het berust vooral op turbulente uitwisseling van luchtmassa’s in de atmosfeer. Die uitwisseling van lucht met verschillende temperaturen breekt het licht als een lens, met verschillende sterkte naargelang de golflengte.

Dat heeft tot gevolg dat bij nauwkeurige waarneming zelfs puntvormige objecten zoals sterren of zeer fijne details van het planeetoppervlak niet puntvormig worden afgebeeld, maar uitgesmeerd en uitgespreid.

De seeing wordt aangegeven in boogseconden en is een maateenheid die een deel van een graad beschrijft. Eén boogseconde komt ongeveer overeen met de hoek waaronder een vijf millimeter breed object op een afstand van een kilometer verschijnt.

In Duitsland is de gemiddelde seeing ongeveer 3 boogseconden en begrenst daarmee ook het oplossend vermogen dienovereenkomstig.

Een ster die in werkelijkheid één boogseconde beslaat, lijkt ons door de seeing 3 boogseconden groot. Dit effect komt vooral tot uiting bij belichtingstijden van meerdere minuten, zoals gebruikelijk in de deep-sky-astrofotografie.

Wie een nauwkeurigere schatting van de actuele seeing op zijn locatie wil, kan daarvoor de FWHM-functie van de camerabesturingsprogramma’s gebruiken of zich informeren via seeing-apps.

Een ronde vorm weergeven met vierkante pixels?

Het minimumaantal pixels om een ster als bij benadering rond weer te geven, is 3×3 pixels. Eenvoudig gezegd betekent dit dat het licht van een puntvormige lichtbron (ster) door een pixelveld met 3 pixels diameter zou moeten worden bemonsterd (sampling) om de informatie bij benadering als rond weer te geven.

Als we nu een ster onder de voor Duitsland aangenomen seeing-omstandigheden van 3 boogseconden willen bemonsteren, hebben we een pixelgrootte nodig die één boogseconde aan de nachthemel vastlegt c.q. bemonstert. (3 boogseconden door de seeing gedeeld door de 3 pixels die nodig zijn om bij benadering een ronde vorm af te beelden).

Sampling: formules helpen bij het begrijpen

Hoeveel boogseconden aan de hemel een pixel vastlegt, wordt de beeldschaal genoemd. De beeldschaal, in boogseconden per pixel, wordt bepaald door de pixelgrootte p in micrometer, de brandpuntsafstand f van de telescoop in millimeter en een afgeronde waarde van een hoekfunctie.

Beeldschaal [boogseconden/pixel] = 206 * p [µm] / f [mm]

Voor langere belichtingstijden en afhankelijk van de seeing wordt een beeldschaal van 0,67-2 boogseconden per pixel als de sweet spot beschouwd.

Daarboven komen we in het gebied van de undersampling, daaronder in het gebied van de oversampling.

Ter herhaling:
Undersampling betekent dat te weinig pixels het object bemonsteren en het zo als «blokkerig» of «pixelig» wordt weergegeven.

Het tegenovergestelde is oversampling (overbemonstering): daarbij wordt de informatie over te veel pixels in grijstinten weergegeven, zodat het beeld «wollig-opgeblazen» of «uitgesmeerd/vervormd» lijkt.

Dit is vooral problematisch bij suboptimale seeing-omstandigheden. Oversampling betekent namelijk dat de vervormingen door slechte seeing worden bemonsterd en weergegeven. We hebben geen winst aan informatie. Wie op zo’n oversamplede foto inzoomt, vergroot alleen de onscherpte veroorzaakt door de seeing.

Oplossend vermogen en het Rayleigh-criterium

Onder het oplossend vermogen van een telescoop verstaat men zijn vermogen om twee dicht bij elkaar staande objecten nog te scheiden. Hoe groter de opening van een telescoop, hoe groter zijn oplossend vermogen (zie de telescoopgids).

Het Rayleigh-criterium stelt dat twee puntvormige lichtbronnen net nog kunnen worden gescheiden wanneer het eerste minimum van het diffractieschijfje (= afbeelding van een puntvormige lichtbron door een optiek) van de eerste bron samenvalt met het diffractiemaximum van de tweede lichtbron.

De afstand (= resolutie) tussen de twee helderheidsmaxima bedraagt

A [rad] = 1,22 * λ / D

Neemt men λ=550 nm als gemiddelde voor het zichtbare licht en rekent men om naar boogseconden, dan geeft dat:

Oplossend vermogen A [“] = 138,6 / opening [mm]

Deze formule hebben we nodig om de juiste sampling voor onze opstelling van telescoop en camera en het doelobject (planeet of deep-sky-object) te bepalen.

We kunnen nu de resolutie van onze telescoop berekenen. Samen met de formule voor de beeldschaal kunnen we bepalen hoe de brandpuntsafstand en de pixelgrootte van onze opstelling uitwerken.

Vooraf moet echter het voor onze telescoop berekende oplossend vermogen nog door 3 worden gedeeld, omdat er 3 pixels nodig zijn om bij benadering een ronde vorm weer te geven. (Opmerking: volgens Nyquist zouden ook 2 pixels volstaan, maar ik vind de benodigde sampling met 3 pixels intuïtiever.)

Praktijkvoorbeelden (sampling)

Planeetfotografie met een Schmidt-Cassegrain 279/2800

We hebben een Schmidt-Cassegrain-telescoop met 279 mm opening en 2800 mm brandpuntsafstand (bijvoorbeeld: Celestron EdgeHD SC 1100). Onze locatie is Duitsland met een gemiddelde seeing van 3″ [boogseconden].

We willen planeetfotografie doen (lucky imaging):

Oplossend vermogen A [“] = 138,6 / 279 = 0,5 boogseconden

We hebben in principe 3 pixels nodig voor de weergave bij benadering van een ronde vorm:

Boogseconde per pixel [“/pixel] = 0,5 / 3 = 0,16 ” / Pixel

Nu kunnen we 0,16 ” / pixel in de formule voor de berekening van de beeldschaal invullen en oplossen naar hetzij de pixelgrootte, hetzij de brandpuntsafstand:

0,16 ” = 206 * p [µm] / f [mm]

Normaal gezien heb je in het begin een astrocamera met een gedefinieerde pixelgrootte.

Een populaire speciale astrocamera is bijvoorbeeld de ZWO ASI 178 MC Color met een zeer kleine pixelgrootte van 2,4 µm. (DSLR-camera’s zoals de astromodificeerde Canon EOS 4000Da (Baader BCF, astromodifiziert)* hebben bijvoorbeeld 4,3 µm.)

0,16 ” = 206 * 2,4 / f [mm] opgelost naar de brandpuntsafstand f = 3090 mm

Deze brandpuntsafstand komt ongeveer overeen met de natieve brandpuntsafstand van de telescoop en zou in deze opstelling voor de planeetfotografie kunnen werken.

Deep-sky-fotografie met een Schmidt-Cassegrain 279/2800

Je kunt al vermoeden dat de opstelling (Schmidt-Cassegrain 279 mm/2800 mm en 2,4 µm-camera) uit het vorige voorbeeld voor langdurig belichte deep-sky-astrofotografie mogelijk ongeschikt is.

Voor langere belichtingstijden wordt de seeing de beperkende factor. Bij een seeing van 3 boogseconden willen we dat één pixel één boogseconde bemonstert.

1 ” = 206 * 2,4 / f [mm] opgelost naar de brandpuntsafstand f = 494 mm

Nu zou je de natieve brandpuntsafstand van de telescoop enorm moeten verkleinen. Een 0,17x-reducer bestaat echter niet. Je kunt je nu behelpen met het softwarematig samenvoegen van meerdere pixels tot één grote pixel (binning). Voor de genoemde camera is een binning van 2×2, 3×3 of 4×4 mogelijk.

Met 4×4-binning zou een zo berekende pixel 9,6 µm groot zijn. Ingevuld in de formule:

1 ” = 206 * 9,6 / f [mm] opgelost naar de brandpuntsafstand f = 1978 mm.

Nu zou het mogelijk zijn met een 0,7x-reducer de gewenste brandpuntsafstand te verkrijgen.

Je merkt dat hier de zeer kleine pixelgrootte van de sensor de nodige compensatie vereist.

Beter: je schaft een tweede telescoop aan (OTA = Optical Tube Assembly) waarvan de lichtsterkte beter geschikt is voor de deep-sky-astrofotografie met deze camera, of een extra camera met duidelijk grotere pixels.

Planeetfotografie met een Newton 200/1000

We hebben een Newton-telescoop met 200 mm opening en 1000 mm brandpuntsafstand. Onze locatie is Duitsland met een gemiddelde seeing van 3″ [boogseconden].

We willen planeetfotografie doen (lucky imaging):

Oplossend vermogen A [“] = 138,6 / 200 = 0,69 boogseconden

Boogseconde per pixel [“/pixel] = 0,69 / 3 = 0,23 ” / Pixel

0,23 ” = 206 * 2,4 / f [mm] opgelost naar de brandpuntsafstand f = 2140 mm

Voor de planeetfotografie hebben we dus een duidelijk langere brandpuntsafstand nodig dan de natieve brandpuntsafstand van 1000 mm van de telescoop. Dit bereiken we met een hoogwaardige 2x barlowlens – bijvoorbeeld de Celestron X-Cel LX 2x Barlow 1,25"* voor 125 €, waarvan de drie lenselementen tot aan de veldrand zuiver blijven.

Deep-sky-fotografie met een Newton 200/1000

Voor de deep-sky-fotografie is onze Newton beter geschikt.

Voor langere belichtingstijden wordt de seeing de beperkende factor. Bij een seeing van 3 boogseconden willen we dat één pixel één boogseconde bemonstert.

1 ” = 206 * 2,4 / f [mm] opgelost naar de brandpuntsafstand f = 494 mm

Een verkleining van de brandpuntsafstand met een factor 0,5x zou met een reducer mogelijk zijn. Toch blijkt eens te meer dat zulke kleine pixels tot problemen of aanpassingsbehoefte in de astrofotografie leiden.

Daarom hebben gekoelde CCD-camera’s, die als de gouden standaard in de deep-sky-astrofotografie kunnen worden beschouwd, vaak matig grote pixels zoals de Atik 383L+ Mono (pixelgrootte van 5,4 µm).

Met deze camera zouden geen optische hulpmiddelen nodig zijn.

Pixelgrootte en ruis

Kleinere pixels hebben in vergelijking met grotere pixels bij hetzelfde signaal een ongunstige signaal-ruisverhouding. Vooral oversamplede beelden met sensoren met kleine pixels vertonen uitgesproken ruis.

Welke pixelgrootte dan?

De trend gaat naar steeds kleinere pixels in de sensoren. Deze sensoren worden echter niet speciaal voor de astrofotografie ontwikkeld. Een algemeen geldige uitspraak is moeilijk te doen, want er zijn altijd bepaalde situaties of opstellingen waarbij een bepaalde pixelgrootte meer voordelen biedt; toch zijn voor de meeste gebieden van de astrofotografie pixelgroottes rond 4-5 µm de verstandigste keuze.

Naar mijn inschatting beperken te kleine pixels de mogelijkheden. Maar net als bij de telescoop zelf bestaat er geen alleskunner-camera die zonder concessies goede resultaten levert. Wie in de astrofotografie naar de profliga wil opklimmen, zal zich twee camera’s aanschaffen.

Alle anderen zijn met een pixelgrootte rond 4-5 µm goed bediend.

Camera’s die bij deze waarden passen

De berekening hierboven leidt voor planeten en voor deep-sky tot twee verschillende camera’s. Dat is geen verkoopargument, maar het resultaat van de formule: planeetopnames willen kleine pixels en veel brandpuntsafstand; langbelichte deep-sky-opnames willen grotere pixels en een korte lichtsterkte.

Een waarschuwing tegen de voor de hand liggende fout: de camera is zelden de flessenhals. Wie bij vijf minuten belichtingstijd strepen in plaats van sterren krijgt, heeft een volg- en geen samplingprobleem – en overstappen op grotere pixels verdoezelt dat alleen.

Reken daarom eerst met de telescoop-rekenmachine door wat je bestaande toestel eigenlijk oplevert. Welke optieken geschikt zijn voor de astrofotografie en waarom de lichtsterkte daarbij meer telt dan de opening, staat in het overzicht astrofotografie.

* Affiliate-link: als je via deze link bestelt, ontvangen wij een kleine commissie van Astroshop. De prijs verandert voor jou niet.

Wat is erger: oversampling of undersampling?

Voor de sampling wordt het vaakst een bereik van 0,67 – 2″ / pixel voorgesteld. Dit bereik geldt vooral voor de astrofotografie van deep-sky-objecten.

Voor planeetfotografie zul je, afhankelijk van de telescoop, proberen in heldere nachten met goede seeing het oplossend vermogen van de telescoop te benutten om zo eerder in het oversampling-gebied tot betere opnames te komen dan bij undersampling.

Voor deep-sky-astrofotografie leidt een lichte undersampling vaak tot betere opnames door een betere signaal-ruisverhouding en een gedetailleerdere weergave dan bij oversampling.

Rekenmachine voor de astrofotografie en planeetfotografie

Hier vind je onze astrofotografie-rekenmachine