Sampling - dlaczego kamera i teleskop muszą do siebie pasować?

W astrofotografii sama liczba megapikseli niewiele mówi o tym, ile rzeczywistego detalu zarejestrujemy. Kluczowa jest relacja pomiędzy:
 
• wielkością piksela kamery,
• ogniskową teleskopu,
• seeingiem,
• aperturą i jakością optyki,
• prowadzeniem montażu i ostrością.
 
Tę relację opisuje sampling, czyli próbkowanie obrazu.
 
Jeżeli piksele są zbyt duże względem detalu dostarczanego przez teleskop, mamy undersampling. Jeżeli są bardzo małe, a atmosfera i optyka nie dostarczają już dodatkowej informacji, mamy oversampling.
 
Nie istnieje więc jedna "najlepsza wielkość piksela". Piksel 2,0 µm może być znakomity przy jednej ogniskowej i niepraktycznie mały przy innej.
 
Jeżeli dopiero wybierasz sensor, zacznij również od artykułu Jak wybrać kamerę astronomiczną?.

Skala obrazu - arcsec/pixel

Najbardziej użyteczną liczbą jest skala obrazu wyrażona w sekundach kątowych na piksel:
 
arcsec/pixel.
 
Jedna sekunda kątowa to 1/3600 stopnia.
 
Jeżeli skala wynosi 1,0"/pixel, pojedynczy piksel obejmuje fragment nieba szeroki na około jedną sekundę kątową.

Wzór na skalę obrazu

skala ["/pixel] = 206,265 × piksel [µm] / ogniskowa [mm]

Przykład:
 
kamera z pikselem 3,76 µm + teleskop 500 mm:
 
206,265 × 3,76 / 500 ≈ 1,55"/pixel.
 
Ta sama kamera przy 1000 mm:
≈ 0,78"/pixel.
 
Przy 2000 mm:
≈ 0,39"/pixel.
 
Sensor się nie zmienił. Zmieniła się tylko ogniskowa, a sampling stał się cztery razy drobniejszy niż przy 500 mm.

Tabela: piksel i ogniskowa

Piksel	400 mm	600 mm	800 mm	1000 mm	1500 mm
2,0 µm	1,03"	0,69"	0,52"	0,41"	0,28"
2,4 µm	1,24"	0,83"	0,62"	0,50"	0,33"
2,9 µm	1,50"	1,00"	0,75"	0,60"	0,40"
3,76 µm	1,94"	1,29"	0,97"	0,78"	0,52"
4,63 µm	2,39"	1,59"	1,19"	0,95"	0,64"
5,86 µm	3,02"	2,01"	1,51"	1,21"	0,81"

Tabela nie mówi, która konfiguracja jest "najlepsza". Pokazuje tylko skalę. Do jej oceny potrzebujemy jeszcze informacji o rzeczywistym detalu, jaki dostarcza atmosfera i teleskop.

Seeing - atmosfera często ogranicza nas wcześniej niż piksel

Gwiazda nie jest na zdjęciu idealnym matematycznym punktem. Atmosfera, dyfrakcja, optyka, guiding i ostrość rozciągają jej obraz na pewną średnicę.
 
W astrofotografii DSO często opisujemy szerokość gwiazdy parametrem FWHM w sekundach kątowych.
 
Przykład:
 
jeżeli rzeczywiste gwiazdy w dobrych klatkach mają około 2,4" FWHM, to sampling:
 
• 1,2"/pixel daje około 2 piksele na FWHM,
• 0,8"/pixel daje około 3 piksele na FWHM,
• 0,4"/pixel daje około 6 pikseli na FWHM.
 
Ostatnia konfiguracja zapisuje znacznie więcej pikseli, ale nie oznacza automatycznie dwa razy większej rzeczywistej rozdzielczości niż 0,8"/pixel.

Nyquist - bez matematycznego straszenia

Twierdzenie Nyquista mówi w uproszczeniu, że aby wiernie próbkować pewną częstotliwość przestrzenną, potrzebujemy co najmniej dwóch próbek na jej okres.
 
W praktycznej astrofotografii gwiazdowej często dążymy do tego, aby charakterystyczny detal - np. FWHM gwiazdy - był reprezentowany przez około 2-3 piksele lub więcej.
 
Nie jest to jedna magiczna liczba. Realny obraz nie jest idealnym sygnałem laboratoryjnym, a stacking, dithering, drizzle, filtracja i obróbka zmieniają praktyczne możliwości rekonstrukcji.

Undersampling - za mało próbek

Undersampling występuje wtedy, gdy piksel obejmuje zbyt duży fragment nieba w stosunku do dostępnego detalu.
 
Objawy mogą obejmować:
 
• kanciaste lub "kwadratowe" małe gwiazdy,
• utratę drobnych struktur,
• wyraźne zależenie kształtu gwiazdy od jej położenia względem siatki pikseli,
• trudniejszą rekonstrukcję najdrobniejszych szczegółów.
 
Undersampling nie oznacza jednak automatycznie złego zestawu. Przy bardzo szerokich kadrach 2-3"/pixel może być całkowicie racjonalne.

Oversampling - dużo pikseli na ten sam detal

Oversampling oznacza, że obraz atmosferyczny i optyczny rozkładamy na bardzo dużą liczbę małych pikseli.
 
Konsekwencje:
 
• większe pliki,
• niższy sygnał przypadający na pojedynczy piksel,
• większe wymagania wobec guidingu i ostrości,
• większa widoczność drgań i błędów montażu,
• brak gwarancji uzyskania dodatkowego realnego detalu.
 
Oversampling nie jest "błędem" samym w sobie. Może być świadomym wyborem przy bardzo dobrym seeingu, wysokiej jakości optyce i obróbce. Problem pojawia się wtedy, gdy płacimy dużą cenę w SNR i wymaganiach mechanicznych, nie otrzymując dodatkowej informacji.

Czy istnieje idealna skala dla DSO?

Nie istnieje jedna wartość dla całego świata.
 
Jako bardzo ogólną orientację można traktować:
 
• około 2-3"/pixel - szerokie pole, małe ogniskowe, często świadomy undersampling,
• około 1-2"/pixel - bardzo typowy zakres dla wielu zestawów DSO,
• około 0,6-1"/pixel - fotografia bardziej nastawiona na detal, wymagająca lepszego seeingu i prowadzenia,
• poniżej około 0,5"/pixel - zwykle mocny oversampling w typowych warunkach nizinnych, choć może mieć sens w wyspecjalizowanych zestawach.
 
To nie są granice jakości ani normy. Punkt odniesienia powinien wynikać z rzeczywistego FWHM osiąganego przez konkretny zestaw.

Lepsza metoda: zacznij od FWHM

Jeżeli z dobrych sesji wiemy, że typowe FWHM wynosi około 2,4", rozsądnym punktem startowym może być próbkowanie około:
 
2,4 / 2 = 1,2"/pixel
 
do:
2,4 / 3 = 0,8"/pixel.
 
Jeżeli najlepsze noce dają 1,6" FWHM, możemy sensownie wykorzystywać drobniejszą skalę.
 
Jeżeli typowe FWHM to 3,5", kamera pracująca przy 0,35"/pixel nie zacznie magicznie rejestrować szczegółów 0,35".

FWHM na gotowej klatce to nie samo seeing

To ważne rozróżnienie.
 
FWHM gwiazd na zdjęciu zawiera wpływ:
 
• atmosfery,
• dyfrakcji teleskopu,
• aberracji optycznych,
• guidingu,
• wiatru,
• ostrości,
• drgań i mechaniki.
 
Dlatego słabe FWHM nie zawsze oznacza słaby seeing.

Apertura nadal ma znaczenie

Sampling nie tworzy rozdzielczości. Może jedynie odpowiednio zarejestrować rozdzielczość dostarczoną przez teleskop.
 
Większa apertura daje mniejszą teoretyczną plamkę dyfrakcyjną i wyższą potencjalną zdolność rozdzielczą.
 
Jeżeli jednak seeing jest gorszy niż limit dyfrakcyjny teleskopu, atmosfera przejmuje rolę głównego ograniczenia.

Dawes i Rayleigh - nie mieszajmy ich ze skalą piksela

Kryteria Dawesa i Rayleigha opisują rozdzielczość optyczną teleskopu dla określonych sytuacji.
 
Arcsec/pixel opisuje sposób zapisu obrazu na sensorze.
 
To powiązane, ale różne rzeczy.
 
Skala 0,2"/pixel nie oznacza, że teleskop ma rozdzielczość 0,2".

Mały piksel nie jest automatycznie "mniej czuły"

Często słyszy się:
 
"duży piksel jest czuły, mały piksel jest nieczuły".
 
To zbyt duże uproszczenie.
 
Mniejszy piksel ma mniejszą powierzchnię, więc przy tej samej optyce przypada na niego mniej fotonów z obiektu rozciągłego. Ale o jakości sensora decydują również:
 
• QE,
• read noise,
• dark current,
• fill factor,
• technologia BSI,
• gain i elektronika.
 
Do porównania zestawów trzeba patrzeć na sygnał w tej samej skali kątowej, a nie tylko na pojedynczy piksel.

Dwa razy mniejszy piksel to cztery razy mniejsza powierzchnia

Jeżeli bok piksela zmniejszymy z 4 µm do 2 µm, jego powierzchnia spada:
 
z 16 µm² do 4 µm².
 
To czterokrotna różnica powierzchni.
 
Jednocześnie jednak cztery piksele 2 × 2 µm zajmują ten sam fizyczny obszar co jeden piksel 4 × 4 µm.
 
Dlatego przy resamplingu lub binningu porównanie staje się bardziej subtelne niż proste "duży piksel zbiera cztery razy więcej".

Binning 2x2 - co zmienia w skali?

Jeżeli kamera z pikselem 3,76 µm pracuje przy 0,78"/pixel, binning 2x2 daje efektywnie:
 
7,52 µm
 
i około:
1,55"/pixel.
 
Wymiary zdjęcia w pikselach zmniejszają się dwukrotnie w każdej osi, czyli liczba pikseli obrazu spada około cztery razy.

Binning CMOS to nie to samo co klasyczny binning CCD

W klasycznym CCD ładunki kilku pikseli mogły być sumowane przed odczytem, co dawało określone korzyści szumowe.
 
W nowoczesnym CMOS binning jest często wykonywany po indywidualnym odczycie pikseli - w elektronice kamery albo oprogramowaniu.
 
Dlatego nie należy automatycznie przenosić wszystkich zasad ze starych CCD na współczesne CMOS.
 
W wielu przypadkach można równie dobrze rejestrować bin 1x1, a skalę zmniejszyć później w obróbce - o ile wielkość plików i szybkość pracy nie są problemem.

Kiedy binning ma sens?

Binning lub późniejszy downsampling jest przydatny, gdy:
 
• zestaw jest wyraźnie oversamplowany,
• chcemy poprawić SNR na końcowy piksel obrazu,
• nie potrzebujemy pełnej rozdzielczości plików,
• seeing jest znacznie gorszy niż nominalna skala kamery.

Drizzle - pomoc przy undersamplingu

Drizzle może pomóc w rekonstrukcji obrazu z materiału undersamplowanego, jeśli mamy:
 
• wiele klatek,
• niewielkie przesunięcia subpikselowe pomiędzy nimi,
• najlepiej prawidłowy dithering.
 
Algorytm wykorzystuje fakt, że kolejne ekspozycje nie padają dokładnie na tę samą siatkę pikseli.
 
Drizzle nie tworzy informacji, której nie ma w danych. Może jednak lepiej wykorzystać informację rozłożoną pomiędzy wieloma przesuniętymi klatkami.

Dithering pomaga nie tylko na szum

Dithering jest kojarzony głównie z redukcją fixed pattern noise i walking noise.
 
Ma jednak dodatkową zaletę: przesuwa obraz względem siatki sensora o ułamki i wielokrotności piksela.
 
To właśnie takie zróżnicowane próbkowanie może być wykorzystane podczas integracji i drizzle.

Sampling a pole widzenia - nie mylmy dwóch rzeczy

Wielkość piksela wraz z ogniskową określa sampling.
 
Fizyczny rozmiar całego sensora wraz z ogniskową określa pole widzenia.
 
Dwie kamery mogą mieć:
 
• taki sam piksel,
• taki sam sampling,
 
ale zupełnie różne pole, jeśli jedna ma sensor 1", a druga APS-C.
 
To widać dobrze w rodzinach wykorzystujących ten sam piksel 3,76 µm, ale różne rozmiary matryc.

Wzór na pole widzenia

Dla niewielkich kątów przybliżone pole jednej osi można policzyć:

FOV [stopnie] ≈ 57,3 × rozmiar sensora [mm] / ogniskowa [mm]

albo:

FOV [minuty kątowe] ≈ 3438 × rozmiar sensora [mm] / ogniskowa [mm]

To osobna decyzja od doboru samplingu. Najpierw możemy dobrać pole potrzebne do obiektu, a następnie ocenić, czy piksel danego sensora pasuje do ogniskowej.

Reducer zmienia sampling

Reducer 0,8x skraca ogniskową o 20%, więc skala arcsec/pixel rośnie o 25%.
 
Przykład:
 
piksel 3,76 µm + 600 mm:
1,29"/pixel.
 
Po reducerze 0,8x:
ogniskowa = 480 mm,
1,62"/pixel.
 
Reducer jednocześnie:
 
• poszerza pole,
• zwiększa skalę arcsec/pixel,
• obniża liczbę f.
 
Więcej o tej zależności: Flattener, reducer i korektor komy.

Barlow działa odwrotnie

Barlow 2x podwaja efektywną ogniskową, więc skala arcsec/pixel zmniejsza się dwukrotnie.
 
Przykład:
 
piksel 2,9 µm + 1000 mm:
0,60"/pixel.
 
z Barlowem 2x:
2000 mm,
0,30"/pixel.
 
To właśnie dlatego Barlow jest tak ważny w fotografii planetarnej.

Planety rządzą się innymi zasadami niż DSO

W planetach stosujemy:
 
• bardzo krótkie ekspozycje,
• wysoki FPS,
• lucky imaging,
• selekcję najlepszych klatek,
• stacking i silne wyostrzanie.
 
Dzięki temu potrafimy częściowo "zamrozić" seeing i wykorzystać rozdzielczość apertury znacznie lepiej niż w wielominutowej ekspozycji DSO.
 
Dlatego sampling planetarny jest zwykle znacznie drobniejszy niż DSO.

Praktyczna reguła planetarna: około 5 × wielkość piksela

Dla fotografii planetarnej w świetle widzialnym często stosuje się praktyczny punkt startowy:
 
efektywna liczba f ≈ 5 × wielkość piksela w µm.
 
Przykłady:
 
• piksel 2,0 µm → około f/10,
• 2,4 µm → około f/12,
• 2,9 µm → około f/14-f/15,
• 3,76 µm → około f/19,
• 4,63 µm → około f/23,
• 5,86 µm → około f/29.
 
To heurystyka, a nie prawo fizyczne. Optimum zależy od apertury, długości fali, seeingu, rodzaju sensora i sposobu obróbki.

Dlaczego długość fali ma znaczenie?

Dyfrakcyjny obraz punktu zależy od długości fali.
 
W podczerwieni plamka dyfrakcyjna jest większa niż w świetle niebieskim. Dlatego wymagany do podobnego próbkowania stosunek f może być inny.
 
Praktycznie:
 
• w niebieskim kanale można uzasadnić drobniejsze próbkowanie,
• w IR-pass nie ma potrzeby bez końca zwiększać ogniskowej tylko dlatego, że seeing jest spokojniejszy.

Przykład: kamera 2,9 µm i SCT f/10

Dla piksela 2,9 µm praktyczny punkt startowy około f/14-f/15 oznacza, że SCT f/10 nie wymaga automatycznie Barlowa 2x.
 
Układ około 1,5x może być bliżej rozsądnego próbkowania.
 
Barlow 2x da f/20 i mocniejszy oversampling, który może być użyteczny przy wyjątkowo dobrym seeingu, ale nie musi dawać więcej rzeczywistego detalu każdej nocy.

Przykład: kamera 5,86 µm i SCT f/10

Dla dużego piksela około 5,86 µm punkt startowy z reguły 5x wynosi około f/29.
 
Tu Barlow 2,5-3x może mieć większy sens niż przy sensorze 2,9 µm.
 
To dobry przykład, dlaczego nie istnieje jeden "najlepszy Barlow do planet".

Kolorowa kamera a sampling

Kamera OSC ma mozaikę Bayera, więc sąsiednie piksele nie mierzą wszystkich trzech kolorów jednocześnie.
 
Nie należy jednak mówić, że kamera kolorowa ma po prostu "cztery razy mniejszą rozdzielczość".
 
Debayering wykorzystuje informacje z sąsiednich pikseli, a wynik zależy od:
 
• struktury Bayera,
• jakości algorytmu,
• samplingu,
• charakteru obiektu.
 
Przy bardzo krytycznym obrazowaniu mono daje większą kontrolę nad każdym pasmem, ale OSC może nadal zapewnić znakomity detal.

Sampling w narrowband

Filtr H-alpha, OIII lub SII nie zmienia geometrycznej skali arcsec/pixel.
 
Może jednak zmienić:
 
• FWHM gwiazd,
• seeing efektywny dla danej długości fali,
• SNR pojedynczej ekspozycji.
 
Dlatego ten sam zestaw może mieć trochę inne praktyczne optimum przy szerokim luminance niż przy wąskim H-alpha.
 
Rodzaje filtrów opisujemy w przewodniku po filtrach astronomicznych.

Guiding nie musi mieć tej samej skali co kamera główna

Częsty mit mówi, że guider powinien mieć sampling 1:1 względem kamery głównej.
 
Nie jest to konieczne.
 
Oprogramowanie guidingowe wyznacza środek gwiazdy z dokładnością subpikselową, dlatego kamera prowadząca może mieć znacznie większą skalę arcsec/pixel niż kamera główna.
 
Zbyt ekstremalna różnica może jednak pogorszyć praktyczną precyzję, szczególnie jeśli gwiazdy guidera są bardzo małe, słabe albo zdeformowane.

Przykład guidera

Kamera główna:
0,8"/pixel.
 
Guider:
3,0"/pixel.
 
To nie oznacza automatycznie błędu prowadzenia 3". Centroid gwiazdy można zmierzyć na ułamek piksela.
 
Dlatego sztywność, SNR gwiazdy i seeing guidera są równie ważne jak prosty stosunek skal.

OAG przy długiej ogniskowej

Przy 1500-2500 mm OAG ma ważną zaletę: guider obserwuje przez tę samą optykę główną.
 
Eliminuje to dużą część problemów differential flexure.
 
Skala guidera może być wtedy bardzo drobna, dlatego ważny staje się:
 
• rozmiar piksela guidera,
• rozmiar sensora,
• pole dostępne przez pryzmat OAG,
• czułość kamery prowadzącej.

Sampling a wymagania wobec montażu

Jeżeli obrazujemy przy:
 
2"/pixel,
 
błąd prowadzenia 0,8" RMS jest mniej dramatyczny niż przy:
 
0,4"/pixel.
 
To nie znaczy, że RMS musi być mniejszy od jednego piksela według prostej zasady. Gwiazdy mają określone FWHM, a RMS jest tylko jednym z parametrów.
 
Ale im drobniejszy sampling, tym większe wymagania wobec:
 
• montażu,
• guidingu,
• sztywności,
• balansu,
• wiatru.
 
Podstawy konstrukcji montaży opisujemy w poradniku o montażach teleskopowych.

Sampling a ostrość

Przy 2"/pixel niewielkie przesunięcie ostrości może być trudne do zauważenia.
 
Przy 0,4"/pixel ten sam błąd może znacząco poszerzyć gwiazdy.
 
Dlatego drobny sampling zwiększa wartość:
 
• autofokusa,
• stabilnej temperatury,
• kompensacji zmian ogniska,
• precyzyjnej mechaniki wyciągu.

Sampling a backfocus i tilt

Drobny sampling i duży sensor bezlitośnie pokazują:
 
• zły spacing korektora,
• tilt matrycy,
• krzywiznę pola,
• komę,
• ugięcia mechaniczne.
 
Jeżeli po zmianie kamery na mniejszy piksel "nagle pojawiły się problemy", nie musi to oznaczać, że nowa kamera jest gorsza. Może po prostu rejestrować błędy z większą dokładnością.
 
Zobacz Backfocus w astrofotografii oraz Jaki korektor komy do Newtona?.

Czy warto kupować kamerę pod idealny sampling?

Tak, ale sampling nie powinien być jedynym kryterium.
 
Trzeba jednocześnie uwzględnić:
 
• rozmiar sensora i pole widzenia,
• mono/OSC,
• QE,
• read noise,
• full well,
• chłodzenie,
• dostępność filtrów,
• budżet.
 
Czasem kamera 3,76 µm daje trochę drobniejszy lub trochę grubszy sampling niż teoretyczne optimum, ale jest znacznie lepszym wyborem jako cały system.

Przykład 1: szeroki refraktor 400 mm

Przy 400 mm:
 
• 2,0 µm → 1,03"/pixel,
• 2,9 µm → 1,50"/pixel,
• 3,76 µm → 1,94"/pixel,
• 5,86 µm → 3,02"/pixel.
 
Do szerokich mgławic i dużych pól 3,76 µm może być bardzo rozsądnym kompromisem.
 
2,0 µm daje dużo drobniejsze próbkowanie, ale przy typowym seeingu nie zawsze dostarczy proporcjonalnie więcej rzeczywistego detalu.

Przykład 2: refraktor / Newton 800 mm

Przy 800 mm:
 
• 2,0 µm → 0,52"/pixel,
• 2,9 µm → 0,75"/pixel,
• 3,76 µm → 0,97"/pixel,
• 4,63 µm → 1,19"/pixel,
• 5,86 µm → 1,51"/pixel.
 
To pokazuje, dlaczego piksel 3,76 µm jest tak uniwersalny w wielu współczesnych kamerach DSO: przy około 700-1000 mm daje sampling dobrze dopasowany do wielu rzeczywistych warunków.

Przykład 3: 1500 mm

Przy 1500 mm:
 
• 2,0 µm → 0,28"/pixel,
• 2,9 µm → 0,40"/pixel,
• 3,76 µm → 0,52"/pixel,
• 4,63 µm → 0,64"/pixel,
• 5,86 µm → 0,81"/pixel.
 
Tutaj mały piksel bardzo szybko prowadzi do mocnego oversamplingu w DSO.
 
Reducer, większy piksel albo binning mogą być bardziej racjonalne niż próba wykorzystania 0,28"/pixel pod przeciętnym niebem.

Przykład 4: SCT / RC 2000 mm

Przy 2000 mm:
 
• 2,9 µm → około 0,30"/pixel,
• 3,76 µm → około 0,39"/pixel,
• 4,63 µm → około 0,48"/pixel,
• 5,86 µm → około 0,60"/pixel.
 
Do DSO są to już wymagające skale. Przy takim teleskopie reducer może być nie tylko sposobem na większe pole, ale także metodą uzyskania rozsądniejszego próbkowania.

Czy lepiej zmienić kamerę czy ogniskową?

Obie drogi są poprawne.
 
Sampling możemy zmienić:
 
• wybierając inny piksel,
• używając reducera,
• używając Barlowa,
• stosując binning / downsampling.
 
W praktyce częściej warto dobierać kamerę do całego zestawu i oczekiwanego pola, a drobne różnice samplingu korygować reduktorem, Barlowem lub obróbką.

Czy 0,5"/pixel jest dwa razy lepsze niż 1"/pixel?

Nie.
 
Oznacza tylko dwukrotnie drobniejszą siatkę próbkowania w jednej osi.
 
Jeżeli rzeczywiste FWHM gwiazd wynosi 3":
 
• przy 1"/pixel gwiazda ma około 3 piksele FWHM,
• przy 0,5"/pixel około 6 pikseli.
 
Drugi obraz ma więcej próbek tej samej rozmytej plamki, ale niekoniecznie zawiera dwa razy więcej informacji astronomicznej.

Czy więcej megapikseli oznacza lepszy sampling?

Nie zawsze.
 
Megapiksele wynikają z:
 
• rozmiaru sensora,
• wielkości piksela.
 
Duży sensor z dużym pikselem może mieć wiele megapikseli i dość gruby sampling.
 
Mały sensor z bardzo małym pikselem może mieć mniej megapikseli, a sampling znacznie drobniejszy.

Nie kupuj ogniskowej tylko po to, żeby "powiększyć galaktykę"

Jeżeli zwiększamy ogniskową ponad możliwości seeingu i montażu, obiekt będzie większy w pikselach, ale niekoniecznie bardziej szczegółowy.
 
Czasem znacznie lepszy wynik daje:
 
• krótsza ogniskowa,
• lepszy SNR,
• większa liczba poprawnych klatek,
• późniejszy crop i dekonwolucja.

Sampling nie zastępuje SNR

Drobny detal bez odpowiedniej liczby fotonów pozostaje szumem.
 
Aby wykorzystać bardzo drobny sampling, potrzebujemy:
 
• odpowiedniej integracji,
• dobrego seeingu,
• precyzyjnego prowadzenia,
• dobrego focusu,
• odpowiedniej apertury.
 
Dlatego "maksymalna rozdzielczość" nie jest zawsze najlepszym celem astrofotografii.

Tabela szybkiej interpretacji

Skala	Typowe zastosowanie / komentarz
3"/pixel i więcej	Bardzo szerokie pola; świadomy undersampling może być całkowicie poprawny.
2-3"/pixel	Szerokie DSO, krótkie ogniskowe, duża tolerancja prowadzenia.
1-2"/pixel	Bardzo uniwersalny zakres dla wielu zestawów DSO.
0,6-1"/pixel	Drobny sampling; sens przy dobrym seeingu, optyce i prowadzeniu.
0,3-0,6"/pixel	High-resolution DSO lub długie ogniskowe; często oversampling w przeciętnych warunkach.
poniżej 0,3"/pixel	Bardzo wymagające DSO; częściej spotykane jako skala robocza w obrazowaniu planetarnym.

Tabela jest wyłącznie orientacyjna. Nie powinna zastępować analizy rzeczywistego FWHM.

Jak dobrać kamerę - praktyczna procedura

1. Ustal ogniskową teleskopu w docelowej konfiguracji.
2. Ustal typowe warunki seeingowe albo rzeczywiste FWHM.
3. Policz skalę dla rozważanych pikseli.
4. Sprawdź pole widzenia wynikające z wielkości sensora.
5. Sprawdź corrected image circle teleskopu i korektora.
6. Oceń wymagania wobec montażu i guidingu.
7. Zdecyduj, czy potrzebujesz reducera lub Barlowa.
8. Dopiero potem porównuj QE, read noise, full well i cenę kamer.

Najczęstsze błędy

• "im mniejszy piksel, tym więcej detalu",
• "im więcej megapikseli, tym większa rozdzielczość",
• ignorowanie seeingu,
• utożsamianie arcsec/pixel z rozdzielczością teleskopu,
• wybór 0,2"/pixel do DSO bez montażu zdolnego to wykorzystać,
• traktowanie 2-3"/pixel jako automatycznie złego obrazu,
• stosowanie jednej reguły DSO do fotografii planetarnej,
• mylenie wielkości sensora z wielkością piksela,
• oczekiwanie, że binning CMOS działa identycznie jak dawny CCD,
• przekonanie, że drizzle tworzy brakującą rozdzielczość z niczego.

Najważniejszy wniosek

Sampling jest sposobem zapisu dostępnego detalu, a nie źródłem detalu.
 
Dla DSO zaczynamy od ogniskowej i rzeczywistego FWHM. Jeżeli gwiazdy mają około 2-3", sampling około 0,8-1,5"/pixel jest często bardzo rozsądnym punktem pracy.
 
Dla planet używamy znacznie drobniejszego próbkowania i zwiększamy efektywną ogniskową Barlowem lub focal extenderem; praktyczna reguła około 5 × piksel dla liczby f jest dobrym punktem startowym, ale nie absolutnym optimum.
 
Najlepszy zestaw nie jest tym, który ma najmniejszą wartość arcsec/pixel. Najlepszy jest ten, którego sampling odpowiada seeingowi, aperturze, montażowi, obiektowi i całemu torowi optycznemu.
 
Dalsze artykuły: Jak wybrać kamerę astronomiczną?, Backfocus w astrofotografii, Flattener, reducer i korektor komy, Korektor komy do Newtona oraz Montaże teleskopowe.