• Snímače obrazu
• Formáty snímačů
• Šum snímačů

V klasických filmových fotoaparátech bylo možné používat různé druhy filmů s různými vlastnostmi a měnit je podle potřeby. Bylo tedy možné zvolit fotomateriál s velkým dynamickým rozsahem, s věrným podáním barev, citlivý i málo citlivý atd. A díky tomu mohl jeden fotoaparát podávat velmi různorodé výsledky.

Digitální fotoaparáty jsou o tuto variabilitu ochuzeny, protože snímače obrazu jsou v nich pevně instalovány a jejich parametry nejde upravovat výměnou za vhodnější typ. Z toho důvodu je obrazový snímač skutečným srdcem digitálního fotoaparátu. Při výběru fotoaparátu pro astrofotografii je nutné se soustředit právě na vlastnosti obrazového snímače.

Prvním z častých omylů je tzv. honba za megapixely, neboli snaha preferovat fotoaparáty s největším množstvím pixelů na snímači. To je mnohdy spíše komerční tah výrobce, protože s rostoucím počtem pixelů na konstantní ploše klesá jejich plocha a tím pádem i citlivost. Navíc větší hustota obrazových elementů na jednotce plochy má význam jen při použití adekvátně kvalitní optiky, pokrývající svým rozlišením rozlišení snímače. Z toho plyne vyšší cenová náročnost při použití „high-end“ objektivů. U levnější optiky s nižším rozlišením budou fotografie vždy rozostřeny, protože „spot“, neboli Airyho disk zaostřeného objektivu je několikanásobně větší, než rozměr pixelu na snímači. Nabízí se pak otázka, zda surová data některých fotoaparátů, tzv. RAW soubory jsou skutečně surové informace ze snímače, či zda byly již nějak poupraveny ve fotoaparátu a nějakým způsobem doostřeny. Z fotoaparátů by v takové situaci byly „černé skříňky“, dělající s obrazem něco, co uživatel nezjistí, a při zpracování vlivy těchto úprav nemůže nijak eliminovat. Tím se v procesu zpracování vyskytují neznámé, které mohou na výsledném obrazu zanechat značný vliv. Navíc rozlišení objektivů nebývá po celé ploše snímku stejné, ale je nejvyšší u středu a k okrajím zorného pole se zhoršuje. Při použití snímače s nižším rozlišením vychází celý snímek stejnoměrnější a „plošší“, ovšem při použití snímače s menšími pixely a stejným objektivem se mohou výrazněji projevit rozdíly mezi kvalitou obrazu uprostřed a na okraji.

Dalším omezením je fakt, že u delších ohniskových vzdáleností se začíná projevovat vliv seeingu, který i při použití kvalitní optiky rozmazává bodové obrazy hvězd do větších plošek. V obou případech, při nedoostření vlivem rozlišení optiky i při nedoostření vlivem seeingu je často vhodné využít tzv. „softwarového binningu“, což je funkce matematického sloučení čtvercového pole 2 × 2, nebo i 3 × 3 pixelů. Tím se sníží šum a klesne rozlišení výsledného obrazu. Mluvíme pak o binningu 2 × 2 a binningu 3 × 3. U profesionálních astronomických CCD kamer je možné využít i hardwarového binningu, který je výhodnější v tom, že náboje vzniklé na jednotlivých pixelech pole 2 × 2 nebo 3 × 3 jsou sloučeny ještě před digitalizací na výstupu z CCD snímače. To má výhodu v tom, že na A/D převodníku je již digitalizován silnější sloučený signál a je vyšší šance na digitalizování i slabých obrazových informací, které by se při digitalizaci signálu z jednoho pixelu nedostaly ani přes nejnižší úroveň převodníku a při digitalizaci by se ztratily. Zde se projevuje nevýhoda softwarového binningu, který v obraze nedokáže zachovat nejslabší informace, které jsou mnohdy při astrofotografii důležité. Jediným řešením je bohužel nákup finančně nákladné CCD kamery. Softwarový binning je tedy otázkou kompromisu.

Při porovnání digitálních obrazových snímačů se širokým spektrem chemických fotografických materiálů vyznačujících se mnoha různorodými vlastnostmi je zřejmé, že digitální snímače nemohou překonat všechny klady různých druhů materiálů. Například dynamický rozsah digitálních senzorů dosahuje hodnot v řádu desítek tisíc (u profesionálních CCD čipů pro astronomické kamery se jen málokdy blíží půl milionu). Naopak barevné negativní fotografické materiály mají běžně dynamický rozsah více než milion. Dynamický rozsah je poměr mezi nejsvětlejšími a nejtmavšími prokreslenými partiemi obrazu Právě jako reflexe na tento nedostatek se vyvinuly dnes známé fotografické techniky pro zlepšení těchto nedostatků. Nebeské objekty s velkým rozsahem jasů jsou například galaxie M 31 v Andromedě s velmi jasným jádrem a slabými partiemi ve spirálních ramenech, nebo Velká mlhovina M 42 v Orionu s velkým rozsahem mezi slabými a jasnými partiemi a v neposlední řadě sluneční koróna, viditelná při úplném zatmění Slunce, jejíž dynamika se blíží až k deseti milionům. U těchto objektů je nutné exponovat sadu snímků s rozdílnými délkami expozic, na nichž jsou vždy některé časti objektu přeexponovány a některé podexponovány. V grafickém editoru je možné z jednotlivých snímků použít do výsledného obrazu pouze dobře exponované části a postupným sloučením všech částí vytvořit prokreslený obraz celého objektu s vysokým dynamickým rozsahem.