Betelgeuse in HDR: nucleo da 2 millisecondi e campo da 10 secondi con la HyperStar
La notte in cui avevo in programma la nebulosa di Orione, Betelgeuse era a pochi gradi di distanza, e negli ultimi anni è una delle stelle di cui si parla di più. Ne è uscita una composizione HDR di due serie molto diverse: 68 pose da 10 secondi per il campo e 100 pose da 2 millisecondi per il nucleo, unite in Siril con PixelMath.
| Soggetto | Betelgeuse (alfa Orionis) |
| Data | Notte tra il 3 e il 4 ottobre 2026 |
| Sito e qualità del cielo | Ferrara, Bortle 5-7 |
| Telescopio | Celestron C9.25 con Starizona HyperStar, f/2.2, focale 511 mm (510,4 mm dal plate solving) |
| Montatura | AZ-EQ6 |
| Camera | ZWO ASI294MC Pro |
| Filtri | SVBONY UV/IR Cut |
| Guida | Nessuna, pose non guidate |
| Pose | 68 × 10 s a gain 60 (campo); 100 × 2 ms a gain 60 (nucleo) |
| Integrazione totale | 11 min 20 s (serie da 10 s) + 0,2 s (serie da 2 ms) |
| Calibrazione | Bias e flat; per le pose da 2 ms i bias sono stati usati anche come dark |
| Elaborazione | Siril: stacking, registrazione a una stella, fusione HDR con PixelMath, estrazione del fondo, SPCC, stiramento arcsinh; AberrationRemover |
Perché questo soggetto
Il programma della serata era riprendere M42 con il filtro SV240, a cui dedicherò un articolo a parte. Betelgeuse stava a pochi gradi dalla nebulosa e, già che c’ero, le ho dedicato una parte della notte.
Il motivo è che Betelgeuse, negli ultimi anni, è tornata più volte sulle pagine delle notizie. Tra la fine del 2019 e l’inizio del 2020 la sua luminosità era scesa a circa il 40% del valore abituale, il cosiddetto Grande Oscuramento, che poi si è rivelato dovuto a una nube di polvere. Nel luglio 2025 un gruppo guidato da Steve Howell ha annunciato di aver individuato la compagna prevista da tempo, battezzata Siwarha, “il suo braccialetto”. Uno studio successivo collega il ciclo lungo di variabilità di circa sei anni proprio all’orbita della compagna, che tornerà alla massima separazione nel novembre 2027.
Resta poi la domanda di sempre, la supernova. Una ricerca sostiene che la stella sia già nella fase avanzata di combustione del carbonio nel nucleo e quindi una buona candidata come prossima supernova galattica; altre stime parlano di tempi dell’ordine di 100.000 anni.
Va detto subito che nulla di tutto questo si vede nella mia immagine. La compagna dista da Betelgeuse circa 52 millesimi di secondo d’arco, una distanza 36 volte più piccola di un singolo pixel del mio sensore. C’è però un’analogia che mi ha incuriosito: per separare Siwarha, il gruppo di Howell ha usato su Gemini North una camera che riprende istantanee rapidissime per “congelare” la turbolenza atmosferica. Le mie pose da 2 millisecondi seguono lo stesso principio, con uno scopo molto più modesto: ottenere il colore del nucleo senza saturarlo.
La configurazione e le sue ragioni
La configurazione era quella della serata: C9.25 con HyperStar a f/2.2 e ASI294MC Pro, 1,87″/px su un campo di circa 2,15° × 1,46°. Per una stella di magnitudine circa 0,5 è una combinazione estrema: con 235 mm di apertura a f/2.2 il picco della stella satura in pochi millesimi di secondo.
Da qui la scelta di due serie: quella da 10 secondi registra campo e alone, ma il nucleo diventa un disco bianco piatto; quella da 2 millisecondi contiene solo la stella, con il nucleo non saturo e il suo colore reale.
Ho tenuto lo stesso gain (60) per entrambe le serie. In questo modo il fattore di scala tra le due è semplicemente il rapporto dei tempi di posa, 10 s / 0,002 s = 5000, senza dover tenere conto di differenze di conversione tra un gain e l’altro, compreso il passaggio alla modalità HCG che sulla 294 avviene a gain 120. Ho ripreso le pose brevi a pieno campo, senza ROI, così le due somme hanno le stesse dimensioni e l’allineamento si riduce a una traslazione.
Il filtro è il SVBONY UV/IR Cut, perché qui volevo il colore naturale della stella. L’SV240, che quella notte ho usato per M42, è pensato per isolare le righe di emissione delle nebulose, e su una stella avrebbe falsato il colore.
La ripresa
Le sequenze sono state gestite con N.I.N.A.. Nel corso della notte la guida con PHD2 mi aveva dato problemi, e le pose di Betelgeuse sono state fatte senza guida. Ho quindi limitato la posa lunga a 10 secondi, un tempo che a 1,87″/px contiene abbastanza bene l’errore periodico della montatura. Il prezzo si vede comunque nelle stelle di campo, leggermente ovali: misurate in Siril hanno una rotondità di circa 0,8.
Con pose da 2 millisecondi l’atmosfera risulta “congelata”: in ogni posa la stella è una macchia irregolare, diversa dalla precedente, e la scintillazione fa variare molto il picco da un fotogramma all’altro. Per questo ne ho fatte 100, in modo che la media restituisse un profilo regolare. In una quindicina di pose singole controllate i picchi restavano sotto il 30-40%: nessuna era satura.
L’elaborazione
Tutta l’elaborazione è stata fatta in Siril, mantenendo i dati lineari fino allo stiramento finale.
Le due somme
La serie da 10 secondi è stata calibrata e sommata con il flusso standard per sensori a colori. La serie da 2 millisecondi ha richiesto più lavoro. Il primo stacking era uscito in bianco e nero perché mancava il debayer, e senza colore la serie breve perde il suo scopo. Rifacendolo con lo script OSC_Preprocessing, con i bias usati anche come dark (a 2 ms la corrente di buio è trascurabile), la registrazione si è fermata: l’algoritmo standard cerca molte stelle, e nelle pose brevi ce n’è una sola. Ho risolto con la registrazione a una stella, che calcola solo traslazioni, e con uno stacking senza reiezione, per non tagliare i picchi veri prodotti dalla scintillazione.
L’allineamento
Le due somme erano sfasate di circa 55 pixel, perché ogni stacking aveva usato un riferimento diverso. Le ho registrate a una stella in una sequenza di due immagini. Lo scarto residuo tra i centri della stella è di mezzo pixel, trascurabile per una stella larga circa 3,5 pixel.
La fusione con PixelMath
Il livello di saturazione della serie lunga non è uguale nei tre canali: dopo la divisione per il flat il plateau saturo vale circa 93% in R, 81% in G e 96% in B. Siccome PixelMath accetta espressioni separate per canale solo con immagini a un canale, ho usato un’unica espressione con la soglia più bassa, quella del verde. In questo modo la serie lunga non viene mai usata dove uno qualsiasi dei canali è saturo:
((1-min(1,max(0,(T10/0.81-0.7)/0.25)))*T10+min(1,max(0,(T10/0.81-0.7)/0.25))*5000*T2)/2000
Sotto il 70% della saturazione resta la serie lunga, sopra il 95% c’è la serie breve moltiplicata per 5000, e in mezzo una transizione graduale. Il primo tentativo, con la riscalatura automatica dell’output, sembrava corretto, ma la riscalatura agiva canale per canale e aveva alterato il colore del nucleo: il rosso risultava più basso del 10% circa e il blu più alto del 16%. Il divisore fisso di 2000, uguale per tutti i canali, porta il nucleo sotto 1 senza toccare i rapporti tra i colori.
Gradiente e colore
La prima calibrazione del colore segnalava una soluzione imprecisa. Con la Luna in cielo il fondo non era uniforme, e un’estrazione del fondo con polinomio di grado basso, con i campioni lontani dall’alone, ha più che dimezzato la dispersione dei fit. Il plate solving ha dato 1,871″/px e una focale reale di 510,4 mm. La SPCC ha poi usato 1489 stelle del catalogo Gaia DR3.
Stiramento e rifinitura
Tra il fondo cielo e il nucleo ci sono circa 200.000 volte di differenza in luminosità. Ho usato lo stiramento arcsinh, che solleva i valori bassi, comprime quelli alti e in Siril conserva i rapporti di colore. Ho fatto due passate con fattore 1000. Dopo la seconda il fondo era al 40% circa, e l’ho riportato intorno al 10% spostando solo il cursore delle ombre. Per ultimo ho applicato AberrationRemover. Il rumore del fondo era già contenuto, e non ho fatto altri interventi.
Limiti e cosa rifarei
Le stelle di campo sono leggermente ovali, con una rotondità di circa 0,8, conseguenza diretta delle pose non guidate. La prossima volta riprenderei la serie lunga con la guida attiva.
Il colore del nucleo è più pallido del previsto. Misurato sulla serie breve dopo la SPCC risulta circa R : G : B = 1 : 0,87 : 0,45, mentre per una stella di circa 3600 K vista attraverso bande larghe mi aspettavo qualcosa intorno a 1 : 0,7 : 0,4. In parte dipende dalla sovrapposizione delle bande del sensore, che attenua sempre i colori estremi, ma non ho una spiegazione completa della differenza.
La seconda passata di arcsinh è stata troppo forte e ho dovuto correggerla con un punto nero piuttosto aggressivo. Rifarei la seconda passata con un fattore intorno a 200-300.
Infine, 100 pose da 2 millisecondi erano più del necessario: per il colore del nucleo ne sarebbero bastate 30-50.