次采样点扩散函数（PSF）的光度测量
天体物理学
2009-10-31 v1
摘要
次采样点扩散函数（PSF）可能与固态探测器的结构有关，以致于检测到的总光通量对于PSF中心落在像素内的不同位置极其敏感。这种像素内灵敏度变化不会被平坦场校准所纠正，可能限制使用次采样图像进行星体光度测量的精度，而此类图像是哈勃太空望远镜观测的常见情况。例如，对于F555W WFC图像，星体图像的总光通量可因采样方式不同而变化最多0.03 mag。对于NIC3，此类变化尤为显著，最高可达0.39 mag，严重限制了其用于星体光度测量。然而，像素内灵敏度变化是可以纠正的，通过构建来自拖曳数据集的高采样PSF来实现。重构PSF是光学PSF与像素响应的卷积。可以在任意所需的像素分数位置对其进行评估，以生成关于相对PSF质心位置的光度校正表。需要注意的是，次采样PSF的质心也可能受到像素响应函数的影响，因此需要采用交叉相关方法将观测到的PSF与其全采样版本进行匹配，以获得正确的光度校正。
引用
@article{arxiv.astro-ph/9907100,
title = {The Photometry of Undersampled Point Spread Functions},
author = {Tod R. Lauer},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/9907100},
year = {2009}
}
备注
20 pages, 14 postscript figures, submitted to the PASP