Estima cuántos electrones por píxel y por segundo genera el brillo del cielo en tu sensor. Es un dato imprescindible para incorporar a la fórmula que permite calcular el tiempo óptimo de subframe: junto con el ruido de lectura de la cámara, determina el punto a partir del cual alargar cada subframe deja de aportar.
Con una cámara color el ancho de banda efectivo se fija en 100 nm, porque cada píxel de la matriz de Bayer solo recibe una parte del espectro.
El cielo no es negro: emite y refleja luz. Esa luz llega al sensor como electrones que se acumulan en cada píxel igual que los del objeto, y traen consigo su propio ruido, proporcional a la raíz cuadrada de su cantidad.
El tiempo óptimo de subframe se calcula a partir de esta tasa y del ruido de lectura de la cámara: cuando el ruido del fondo acumulado supera con claridad al de lectura, alargar cada subframe deja de mejorar la relación señal-ruido final.
Al escalar el telescopio, la apertura recoge más luz pero cada píxel abarca menos cielo. Ambos efectos se cancelan: la tasa por píxel queda gobernada solo por la relación focal y el tamaño del píxel.
tasa = 3,837 × (ancho de banda / 550) × (EC / 100) × (píxel² / f²) × 100,4 × (21,7 − magnitud)
Las conversiones entre magnitud, clase Bortle y magnitud límite a ojo desnudo son aproximaciones lineales por tramos, que sirven para ubicar un cielo, no para medirlo. Una medición real con SQM siempre es preferible a la estimación por Bortle.
Este calculador es el capítulo 8 del libro, hecho herramienta.La deducción completa de la fórmula del tiempo óptimo de subframe, la relación señal-ruido según cielos Bortle 1, 3, 6 y 8 y la guía en tres pasos para fijar el SNR objetivo están en Los 7 pilares de la astrofotografía.
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