Wavelength Dependent PSFs and their impact on Weak Lensing Measurements
我们测量和建模的超Suprime-Cam（HSC）斯巴鲁战略计划（SSP）调查的PSF的波长依赖性。我们发现，PSF色度是存在的，红色的恒星出现小于蓝色的恒星在$g, r,$和$i$ -带在1- 2%的水平，并在$z$和$y$ -带在0.1- 0.2%的水平。从PSF的颜色依赖性，我们拟合单色PSF迹线半径$R$和$R(λ)\propto λ^{b}$形式的波长之间的模型。我们发现$b$的值在-0.2和-0.5之间，取决于历元和滤波器。这与外部尺度长度为$\sim 10-100$ m的湍流大气的预期一致，表明大气主导色度。我们在最佳观测数据中发现了光学系统和探测器也对波长依赖性有贡献的证据。Meyers和Burchat（2015）表明，$b$必须测量到$\sim 0.02$的精度，才不会主导大型综合巡天望远镜（LSST）弱透镜（WL）巡天的系统误差预算。使用简单的图像模拟，我们发现，$b$可以推断出这种精度在$r$和$i$ -波段的所有位置在LSST的视野，假设恒星密度为1星弧分$^{-2}$和光学PSF可以准确地建模。因此，有可能校正波长相关PSF将引入LSST类WL勘测中的大部分（如果不是全部的话）偏差。
2018-04-12 astro-ph.IM
Weak gravitational lensing with DEIMOS
我们介绍了一种新的方法弱透镜测量，这是基于数学上精确的反卷积的时刻的视亮度分布的星系从望远镜的PSF。没有对星系或PSF的形状做出任何假设。卷积（去卷积）方程仅对于未加权矩是精确的，而在实践中，需要将紧凑的权重函数应用于噪声图像，以确保矩测量产生显著的结果。我们采用高斯权重函数，其质心和椭圆率迭代调整，以匹配相应的数量的源。然后，通过考虑同一源的高阶加权矩，可以校正由权重函数的应用引起的矩的变化。由于反卷积方程的形式，即使是一个不完整的加权校正导致一个很好的剪切估计，如果星系和PSF测量的权重函数相同的大小。我们证明了这种新方法的准确性和能力的背景下，弱引力透镜测量与一组专门的测试，并显示其竞争力的表现上的GREAT 08挑战数据。该方法的完整C++实现可向作者索取。
2012-04-23 astro-ph.CO astro-ph.IM
Point spread function modelling for astronomical telescopes: a review focused on weak gravitational lensing studies
CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理与宇宙学研究所）；University College London (UCL)（伦敦大学学院）；Mullard Space Science Laboratory（穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics（天体物理研究所）
本文综述了天文望远镜点扩散函数建模的光学背景、物理来源、参数化与非参数化方法及验证指标，重点服务于Euclid和LSST等弱引力透镜巡天需求。
2023-09-22 astro-ph.CO astro-ph.IM cs.CV
The effect of detector nonlinearity on WFIRST PSF profiles for weak gravitational lensing measurements
弱引力透镜（WL）是研究宇宙暗区的最有力的技术之一。为了从天文观测中提取WL信号，必须测量星系的形状，并针对成像系统的点扩散函数（PSF）以极高的精度进行校正。未来的WL任务（如宽视场红外巡天望远镜，WFIRST）将使用一系列混合近红外CMOS探测器（HAWAII-4 RG），这些探测器未经测试，无法进行精确的WL测量。像所有的图像传感器一样，这些器件也会受到转换增益非线性（对收集的光电荷的电压响应）的影响，这些非线性会使明亮物体的形状和大小发生偏差，例如用于PSF确定的参考星。我们研究了这种类型的探测器的非线性（NL），并展示了如何从WFIRST PSF的大小和椭圆率的要求，它的要求。我们模拟的PSF光学轮廓预期WFIRST和测量的分数误差的PSF的大小和绝对误差的PSF椭圆作为一个函数的恒星星等和NL模型。对于我们的名义NL模型（二次校正），我们发现，未经校准，NL可以引起的误差为0.01（分数大小）和0.00175（绝对椭圆误差）的H158带通的最明亮的不饱和恒星在WFIRST。此外，我们的模拟表明，为了将H158波段的尺寸和椭圆度误差的偏差限制在估计的WFIRST误差预算的约10%，我们的二次NL模型的参数必须分别校准到约1%和2.4%。我们提出了一个拟合公式，可以用来估计WFIRST探测器NL的要求，一旦建立一个真正的PSF误差预算。
2016-06-13 astro-ph.IM
The Impact of Light Polarization Effects on Weak Lensing Systematics
一小部分从边缘盘星系观测到的光是偏振的，这是由于两种物理效应：与磁场对齐的尘埃颗粒的选择性消光，以及各向异性星光场的散射。由于光学系统中反射和折射表面的反射和透射系数取决于入射光线的偏振，这种光学偏振产生了（a）有利于具有特定取向的星系的选择偏差和（b）偏振相关的PSF。在这项工作中，我们建立玩具模型，以获得第一次估计的偏振对PSF形状的影响和选择偏置的影响，由于偏振效应对剪切测量中使用的椭圆度的测量。特别是，我们有兴趣确定这种影响是否对WFIRST有意义。我们表明，系统的不确定性的椭圆度分量是$8\times 10^{-5}$和$1.1 \times 10^{-4}$由于选择偏差和PSF的错误分别。与对WFIRST PSF椭圆率（每个组件的$4.7\times 10^{-4}$）知识的总体要求相比，这两个系统不确定度都足够接近WFIRST公差水平，因此需要对WFIRST的偏振效应进行更详细的研究或对偏振敏感仪器提出更严格的要求。
2021-01-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Lensing in the Blue III: Weak Lensing Shape Catalogs of 30 Merging Galaxy Clusters
Northeastern University（东北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；New York University（纽约大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Durham University（杜伦大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文利用SuperBIT望远镜对30个合并星系团进行弱引力透镜观测，通过元校准算法校正星系形状，评估了透镜信号的重建效果，并通过模拟图像分析了成像系统的乘法剪切偏差。
2026-11-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
Hopfield Neural Network deconvolution for weak lensing measurement
弱引力透镜有可能对暗能量的状态方程施加严格的约束。然而，只有当剪切测量方法能够达到所需的精度水平时，这才是可能的。提出了一种测量星系椭圆率的新方法。该方法利用总点扩散函数（PSF）对数据进行直接反褶积。我们采用线性代数形式主义，表示的PSF作为一个Toeplitz矩阵。这允许我们通过应用Hopfield神经网络迭代方案来求解卷积方程。在反卷积图像的星系的椭圆率，然后测量使用二阶矩的图像的自相关函数。据我们所知，这是第一次使用全图像反卷积来测量弱透镜剪切。我们将我们的方法应用于GREAT 10挑战中提出的模拟弱透镜数据，并获得Q=87的品质因数。该结果是在反卷积之前对数据应用图像去噪之后获得的。剪切功率谱的加性和乘性偏差分别为+0.000009和+0.0357。
2014-11-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
The impact of camera optical alignments on weak lensing measures for the Dark Energy Survey
望远镜点扩散函数（PSF）的质量是实现宇宙弱透镜观测的潜力，以约束暗能量和测试广义相对论的关键。在本文中，我们使用定量的弱引力透镜的措施，告知透镜光学对准的精度，具体参考暗能量调查（DES）。我们计算光学点图，并计算剪切和弯曲的PSF作为焦平面上的位置的函数。对于完美的光学对准，我们验证了DES光学设计的高质量，发现焦平面边缘附近对弱透镜剪切的最大PSF贡献为0.04。然而，如果透镜仅在其最大指定公差内刚好对准，则这可以增加大约三倍。我们依次计算E和B模式剪切和弯曲方差作为每个透镜的偏心或倾斜的函数。我们发现倾斜精度比偏心精度重要几倍，这取决于所考虑的镜头。最后，我们通过从每个参数的合理值范围中进行采样，考虑多个镜头同时偏心和倾斜的复合效应。我们发现，复合效应的危害可能是单独考虑任何一个镜头时的两倍。此外，这种组合效应改变了关于哪个镜头对准确对准最重要的结论。对于DES，前两个镜头的倾斜度是最重要的。
2012-06-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
Impact of Atmospheric Chromatic Effects on Weak Lensing Measurements
目前和未来的成像调查将测量宇宙剪切与统计精度，需要更深入地了解潜在的系统偏差，在星系形状测量比迄今为止已经实现。我们使用分析和计算技术来研究两个大气色效应的地面调查，如暗能量调查和大型综合巡天望远镜（LSST）的形状测量的影响：（i）大气差分色折射和（ii）波长依赖的看到。我们调查的影响，使用的点扩散函数（PSF）与恒星测量，以确定具有不同的光谱能量分布比恒星的星系的形状。我们发现，这两个色效应导致显着的偏差，在星系形状测量当前和未来的调查，如果不加以纠正。使用模拟的星系图像，我们发现一种形式的彩色“模型偏差”时出现的拟合星系图像与模型，已卷积与恒星，而不是银河系，点扩散函数。我们表明，这两种形式的大气色偏差可以预测（和校正）与极小模型偏差应用一组有序的扰动PSF级校正的基础上，机器学习技术应用于六波段测光。目录级校正不能解决模型偏差。我们的结论是，从当前和未来的地基成像调查弱透镜实现最终的精度需要详细了解的PSF从大气中的波长依赖性，并从其他来源，如光学和传感器。该分析的源代码可在https://github.com/DarkEnergyScienceCollaboration/chroma上获得。
2015-05-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Image Analysis for Cosmology: Results from the GREAT10 Star Challenge
我们提出的结果，从第一个公共盲PSF重建的挑战，引力透镜精度测试2010年（GREAT10）明星挑战。在弱透镜效应的图像分析中，对非恒星位置上稀疏采样的点扩散函数进行重建是一个关键的部分，在弱透镜效应中，椭圆率和尺寸平方的不精确会影响测量星系形状的能力。这是很重要的，因为弱透镜是暗能量的一种特别敏感的探测器，可以用来绘制大尺度结构的质量分布。挑战的参与者被呈现了27，500颗星星，超过1300张图像，细分为26组，其中每组中，PSF的类型或空间变化进行了类别更改。9个小组提交了30份材料。最好的方法重建的PSF的精度约为0.00025的椭圆率和约0.00074的大小平方。对于固定的像素尺度，发现较窄的PSF比较大的PSF更难建模，并且PSF重建在包含大气湍流模型的情况下严重退化（尽管该结果可能是湍流功率谱的幅度的强函数）。
2012-10-06 astro-ph.IM
Weak lensing mass reconstruction using sparsity and a Gaussian random field
我们介绍了一种新的方法来重建暗物质的质量图从弱引力透镜测量。所提出的方法的基石在于在宇宙中的物质密度场作为两个组件的混合物的一个新的建模：（1）一个基于稀疏性的组件，捕获非高斯结构的字段，如在不同的空间尺度的峰值或晕;和（2）高斯随机场，这是众所周知的，以及代表的线性特性的字段。我们提出了一种算法称为MCALens联合估计这两个组件。MCAlens是基于一个交替的最小化，结合稀疏恢复和一个近端迭代维纳滤波。模拟数据的实验结果表明，该方法具有更高的估计精度相比，国家的最先进的质量地图重建方法。
2021-02-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
CSST-PSFNet: A Point Spread Function Reconstruction Model for the CSST Based on Deep Learning
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute of Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院）；Zhejiang Lab（浙江实验室）；Center For Astrophysics, Guangzhou University（广州大学天体物理中心）
CSST-PSFNet基于深度学习实现高保真PSF重建，通过残差网络、Transformer和变分表示解决CSST成像挑战，提升弱引力透镜测量精度。
2026-03-11 astro-ph.IM
Dark Energy Survey Year 6 Results: Point-spread Function Modeling
本研究基于暗能量巡天第6年数据，通过改进PIFF软件的恒星样本纯度、颜色依赖建模和四阶矩诊断提升PSF建模精度，首次纳入g波段用于弱引力透镜分析，为下一代巡天项目奠定基础。
2025-03-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Edges In Coadded Images
Brookhaven National Laboratory（布鲁克海文国家实验室）
本文研究了点扩散函数（PSF）和图像噪声中的不连续性如何影响弱引力透镜性剪切测量，发现常规情况下这些不连续性对典型星系群体、边缘碰撞率和包含数十到数百张输入图像的共加图像没有显著偏倚，但在极端条件下才会出现偏倚。
2026-05-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
The impact of correlated noise on galaxy shape estimation for weak lensing
在由点扩散函数（PSF）引起的大得多的形状畸变的存在下，由弱引力透镜引起的星系形状的微小畸变（剪切）的稳健估计已经被广泛研究。一个主要的问题是，大多数星系形状测量方法都会受到图像中像素噪声（“噪声偏差”）的影响。噪声偏置通常使用不相关的噪声场来表征;然而，由于星系低于检测阈值，实像通常具有低水平的噪声相关性，并且某些类型的图像处理可以引起进一步的噪声相关性。我们调查的有效检测意义和噪声偏置的影响，在相关噪声的存在下，星系形状估计的一种方法。对于一个固定的噪声方差，星系形状估计的偏差可能会有很大的不同，不相关的相关噪声。然而，使用考虑噪声相关性的检测显著性的估计几乎可以完全消除这些差异，导致作为相关和不相关噪声的检测显著性的函数的噪声偏差的一致值。我们证实了这一发现的鲁棒性的星系，PSF和噪声场的属性，并量化噪声相关性的各向异性的影响。我们的研究结果强调了理解像素噪声模型的重要性，以及在弱透镜效应下校正噪声偏差时对检测显著性的影响。
2016-01-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
Atmospheric dispersion effects in weak lensing measurements
大气折射的波长依赖性导致有限带宽图像沿高度矢量的伸长，这在弱的引力透镜剪切测量中产生假信号，除非该大气色散被校准并去除到高精度。因为天体测量解和PSF特性通常是从恒星图像校准的，参考星光谱与星系光谱之间的差异将在天体测量位置（dr）和星系波长平均PSF（dv）的二阶矩（宽度）上留下残余误差，我们估计了dv的水平，它将在PSF中引起虚假的弱透镜信号。修正了星系形状，超过了DES和LSST宇宙剪切实验的统计误差。我们还估计了在不同的大气质量和时角下叠加曝光后将产生不可接受的伪失真的dr信号。我们还计算了在griz波段的错误，并发现，分散系统，未校正的，是高达6倍和2倍大的g和r波段，分别比DES的错误预算的要求，但可以安全地忽略在i和z波段。对于LSST要求，g、r和i波段的系数分别约为30、10和3。我们发现，一个简单的校正线性星系的颜色是足够准确的，以减少色散剪切系统在R波段DES和I波段LSST的微不足道的水平，但仍然高达5倍的要求LSST的R波段观测。更复杂的修正可能能够将系统的宇宙剪切误差降低到LSST r波段的统计误差以下。但是g波段的影响仍然足够大，似乎诱导系统学将主导两次调查的统计误差，宇宙剪切测量应该依赖于更红的波段。
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
Limitations for shapelet-based weak-lensing measurements
我们试图了解在两个现实条件下从圆形和椭圆形shapelet模型获得的形状估计的影响：（a）只有有限数量的shapelet模式可用于模型，和（b）的固有星系形状不限于shapelet模型。我们创建了一组简单的模拟，其中银河系的形状遵循Sersic配置文件。通过改变Sersic指数和施加的剪切，我们量化了剪切估计的偏差量，这是由于建模不足而引起的。由于PSF卷积，像素和像素噪声的其他并发症也进行了讨论。陡峭和高度椭圆形的星系形状无法在圆形小形基系统中精确建模，并且偏向于较浅和较短的形状。这个问题可以通过允许椭圆基函数来部分解决，但是对于陡峭的轮廓，椭圆形模型仍然严重依赖于精确的椭圆度先验。因此，剪切估计值通常偏低。独立的特定形式的估计，偏差取决于真正的内在星系形态，但也对PSF的大小和形状。只要这里讨论的问题没有得到解决，shapelet方法就无法提供具有即将到来的任务和调查所需精度的弱透镜测量，除非可以提供准确可靠的校准，具体针对正在调查的数据集。
2009-06-29 astro-ph.CO astro-ph.IM
D$_4$CNN$\times$AnaCal: Physics-Informed Machine Learning for Accurate and Precise Weak Lensing Shear Estimation
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Brookhaven National Laboratory（布鲁克海文国家实验室）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校超级计算应用国家中心）；Center for Artificial Intelligence Innovation, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校人工智能创新中心）
本文提出一种D$_4$对称的深度神经网络与AnaCal框架结合，用于改进弱引力透镜剪切估计，通过减少形状噪声和校准偏移，提升精度和可靠性。
2026-08-04 astro-ph.CO astro-ph.IM
Simple Treatments of the Photon Noise and the Pixelation Effect in Weak Lensing
我们提出了在宇宙剪切测量中由光子噪声和像素效应引起的系统误差的简单校正方法。我们对噪声的处理可以可靠地去除噪声对宇宙剪切的污染，即使噪声的通量密度与源的通量密度相当。对于像素化的图像，我们发现，可以准确地重建其相应的连续图像，通过插值的像素读出的双三次或双三次样条方法。只要像素大小大约小于点扩散函数（PSF，包括像素响应函数）的尺度大小，从插值的连续图像测量的宇宙剪切包含可忽略的系统误差，这是在实践中几乎总是满足的条件。我们的方法是很好地定义，无论星系和PSF的形态。尽管我们的讨论是基于张（2008）的剪切测量方法，但我们处理噪声的方法原则上可以在其他方法中考虑，并且我们引入的用于从像素化图像重建连续图像的插值方法通常适用于所有目的的数字图像处理。
2010-02-04 astro-ph.CO astro-ph.IM
Precision simulation of ground-based lensing data using observations from space
目前和即将到来的宽视场、地基、宽带成像巡天有望解决星系形成和宇宙学中的一系列悬而未决的问题。对地面数据的几种这样的使用，特别是弱引力透镜，需要对星系图像统计进行高度精确的测量，并仔细校正点扩散函数（PSF）的影响。在本文中，我们介绍了SHERA（剪切卷积分析）软件来模拟地面成像数据与现实的星系形态和观测条件，从天基数据（来自COSMOS，宇宙演化调查）和占天基PSF的影响。该代码模拟地面数据，可选择地应用弱透镜剪切，以模型独立的方式使用一般傅立叶空间形式主义。这条管道的效用是，它允许精确，现实的评估系统误差由于数据处理方法，例如在提取弱透镜星系形状测量或星系径向轮廓，给定用户提供的观测条件和真实的星系形态。此外，模拟允许的误差估计和确定参数退化的经验测试，通过生成许多噪声地图。该软件的公开发布，以及大量清洁的COSMOS星系图像样本（纠正电荷转移效率低下），应该能够使即将到来的地基成像调查在精确弱透镜分析，星系轮廓测量和其他涉及详细图像分析的应用领域实现其潜力。
2011-10-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Optimizing the Roman Space Telescope High-Latitude Wide Area Survey for mitigating chromatic PSF effects on shear measurement
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Northeastern University（东北大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
本文研究了罗马望远镜不同调查策略对缓解色散PSF影响的效果，发现三到四波段策略可显著降低剪切偏置，而单波段调查存在较大残余偏置。
2026-03-16 astro-ph.CO astro-ph.IM
Characterization of atmospheric turbulence for the Large Synoptic Survey Telescope
大型综合巡天望远镜（LSST）的科学目标之一是通过测量星系形状的细微扭曲来测量暗能量的演化，这种扭曲是由于演化中的暗物质分布引起的弱引力透镜造成的。了解LSST的点扩散函数是精确测量弱引力透镜的关键一步。大气贡献占主导地位的LSST PSF。Kolmogorov湍流模型的模拟通常用于表征和校正这些大气效应。为了验证这些模拟，我们将预测的大气行为与经验数据进行比较。模拟是在GalSim中进行的，GalSim是一个用于模拟天文物体和PSF图像的开源软件包。大气模拟是通过在不同的高度产生大的相位屏幕，并在长时间尺度上发展它们来运行的。我们比较湍流强度和时间行为的大气模拟从重建的遥测数据从双子座行星成像仪（GPI）。GPI通过使用18厘米子孔径对大气进行采样来捕获一系列空间频率。LSST弱透镜分析将测量星系椭圆率的相关性，需要非常精确的PSF形状参数的大小和相关性的知识。在第一次分析之后，我们使用模拟和来自差分散斑测量仪器（DSSI）的连续短曝光观测来研究PSF参数的行为-例如，椭圆度和尺寸-作为曝光时间的函数。例如，这些研究可以帮助讨论LSST访视可能的可变暴露时间，以提供更统一的访视深度。
2018-07-24 astro-ph.IM
Simulation Tests of PSF Modeling for Cosmic Shear with the Vera C. Rubin Observatory
Brookhaven National Laboratory（布鲁克海文国家实验室）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；The University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
本研究通过半真实图像模拟测试了PIFF包在类LSST数据上的PSF建模性能，发现其对非层析宇宙剪切的加性偏差贡献远低于宇宙剪切不确定度的30%，为LSST弱引力透镜分析的PSF验证提供了早期基准。
2026-08-25 astro-ph.CO astro-ph.IM
On Point Spread Function modelling: towards optimal interpolation
点扩散函数（PSF）建模是任何依赖于测量物体形状的天文学数据分析的核心部分。它对于弱引力透镜尤其重要，以便击败系统学，并允许人们在测量暗能量时充分发挥弱透镜的潜力。PSF建模管道由两个主要步骤组成：第一个是评估其在恒星上的形状，第二个是在任何所需位置（通常是星系）对其进行插值。第二部分重点介绍了不同的插值方法，包括多项式插值、径向基函数插值、Delaunay三角剖分和Kriging插值。为此，我们开发了模拟PSF领域，其中恒星是建立从一组定义的基础函数从一个真正的地面图像的主成分分析。我们发现，克里格给出了最可靠的插值，显着优于传统上使用的多项式插值。我们还注意到，虽然克里格插值对个别图像是足够的控制系统在当前弱透镜调查所需的水平，更精细的技术将不得不开发，以达到未来雄心勃勃的调查的要求。
2011-10-11 astro-ph.IM
Deep Learning for Point Spread Function Modeling in Cosmology
Universidad de Antioquia（安蒂奥基亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器中心）；Stanford University（斯坦福大学）
本文提出基于深度学习的PSF建模方法，通过自动编码器和高斯过程结合，实现比现有方法更精确的PSF重建，为LSST科学流程提供基础。
2026-02-17 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.data-an
The first-year shear catalog of the Subaru Hyper Suprime-Cam SSP Survey
我们提出并描述了星系形状测量的目录，将用于宇宙学弱透镜测量的超Suprime-Cam（HSC）调查的第一年的宽层。该星表覆盖了136.9度$^2$的区域，分为六个字段，平均$i$ -波段视宁度为$0.58$ arcsec，$5σ$点源深度为$i\sim 26$。考虑到第一年科学的保守星系选择标准，深度和出色的图像质量导致未加权和加权源数密度分别为24.6弧分和21.8弧分$^{-2}$。我们定义了宇宙学弱透镜科学与此目录的要求，然后专注于表征潜在的系统学在目录中使用一系列的内部零测试的问题与点扩散函数（PSF）建模，剪切估计，和其他方面的图像处理。我们发现，PSF模型勉强满足弱透镜科学与此目录的要求，分数PSF模型大小残差约$0.003$（要求：0.004）和PSF模型形状相关函数$ρ_1<3\times 10^{-7}$（要求：$4\times 10^{-7}$）在0.5 $^\circ$尺度。各种各样的星系形状相关的零测试是统计上一致的零，但恒星星系形状的相关性揭示了添加剂系统的$>1^\circ$规模足够大，需要减轻宇宙剪切测量。最后，我们讨论了占主导地位的系统和计划的算法变化，以减少他们在未来的数据减少。
2017-12-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
Galaxy Image Deconvolution for Weak Gravitational Lensing with Unrolled Plug-and-Play ADMM
Tsinghua University（清华大学）；Northwestern University（西北大学）
从星系图像中去除光学和大气模糊显着改善星系形状测量弱引力透镜和星系演化研究。这种不适定的线性逆问题通常通过正则化先验或深度学习增强的反卷积算法来解决。我们引入了一种所谓的“物理信息深度学习”方法来解决星系巡天中的点扩散函数（PSF）反卷积问题。我们将算法展开和即插即用技术应用于交替方向乘法（ADMM），其中神经网络从模拟星系图像中学习适当的超参数和去噪先验。我们对不同亮度水平的星系的几种方法的时间性能权衡以及我们的方法对系统PSF误差和网络消融的鲁棒性进行了分析。与经典方法相比，我们显示出38.6%（SNR=20）/45.0%（SNR=200）的减少剪切椭圆度误差的改善，与现代方法相比，为7.4%（SNR=20）/33.2%（SNR=200）。
2023-03-13 astro-ph.IM cs.CV
Dark Energy Survey Year 6 Results: Cell-based Coadds and Metadetection Weak Lensing Shape Catalogue
DES Y6利用基于单元的叠加和Metadetection算法构建了弱引力透镜星系形状目录，验证了其鲁棒性并估计了剪切偏差，为Stage-IV弱引力透镜调查奠定基础。
2026-02-10 astro-ph.CO astro-ph.IM
Euclid: Nonparametric point spread function field recovery through interpolation on a graph Laplacian
上下文未来的弱透镜巡天，如欧几里得任务，将试图测量数十亿星系的形状，以获得宇宙学信息。这些测量将达到非常低的统计误差水平，并且必须非常好地控制系统误差。特别是，点扩散函数（PSF）必须使用场中的恒星来估计，并且以高精度恢复。目标。本文件的目的有两个。首先，我们采取了一个非参数的方法来解决恢复PSF场的问题，即在任何星系的位置上找到正确的PSF，适用于欧几里得。我们的方法完全依赖于数据，而不是利用我们对仪器的了解的参数方法。其次，我们研究了不完美的PSF模型对星系本身的形状测量的影响，以及关于这种影响的常见假设在欧几里得场景中是否成立。方法.我们扩展了最近提出的解析分量分析方法，该方法在空间变化的图像值函数的欠采样观测场上执行超分辨率。我们在该方法中添加了空间插值组件，使其成为真正的二维PSF模型。我们将我们的方法与PSFEx进行了比较，然后通过图像模拟量化了PSF恢复误差对星系形状测量的影响。结果我们的方法在PSF模型和观测到的星系形状误差方面比PSFEx有所改进，尽管目前还远远没有达到所需的欧几里得精度。我们还发现，通常的形式主义用于传播的PSF模型误差弱透镜量不再持有的情况下，欧几里德类PSF。特别地，不同的形状测量方法可以对相同的PSF建模误差做出不同的反应。
2020-04-27 astro-ph.IM
Modeling the impact of filter-substrate refraction in the Roman point spread function
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
研究滤光片基底折射引起的纵向和横向色散对Roman望远镜PSF的影响，发现横向位移主导，产生约0.3-0.4%的PSF尺寸和椭圆度残差，超出弱引力透镜要求一个量级，并提供了大规模图像模拟工具。
2026-06-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Weak Lensing Measurements in Simulations of Radio Images
我们提出了一个研究弱透镜剪切测量模拟星系图像在无线电波长。我们构建了一个模拟管道，我们可以输入已知椭圆率的星系图像，然后我们用eMERLIN和国际LOFAR阵列模拟观测。模拟包括CLEAN算法的影响，紫外线采样，观察角度，和可见度噪声，并产生逼真的恢复图像的星系。我们应用基于shapelet的剪切测量方法，这些图像和测试我们的能力，以恢复真正的源椭圆。我们的模型和反卷积的有效PSF，并找到合适的参数CLEAN和shapelet分解的星系。我们表明，椭圆度可以忠实地测量在这些无线电模拟，没有证据的添加剂的偏见和适度的（10%）乘法偏差的椭圆度测量。我们的模拟管道可用于测试下一代射电望远镜的剪切测量程序和系统。
2014-08-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
A Synthetic Roman Space Telescope High-Latitude Imaging Survey: Simulation Suite and the Impact of Wavefront Errors on Weak Gravitational Lensing
Nancy Grace Roman太空望远镜（Roman）任务预计将于2020年代中期发射。它的弱透镜计划旨在实现测光测量中前所未有的系统控制，包括剪切恢复，点扩散函数（PSF）校正和测光校准。这将使精致的弱透镜科学成为可能，并使我们能够在其他同时进行的第四阶段暗能量实验的最初几年观测之后调整并可靠地为宇宙学景观做出贡献。在特派团准备进入建设阶段时，这一潜力同样需要认真规划和验证需求。我们提出了一套基于GalSim的图像模拟，用于构建一个复杂的，合成罗马弱透镜调查，结合现实的输入星系和恒星，相关的探测器非理想性，以及当前的参考五年罗马调查策略。我们提出了第一项研究，以经验验证现有的罗马弱透镜的要求流下来使用一套12匹配的图像模拟，每个代表不同的扰动波前或图像运动模型。这些被选择为引起一系列潜在的静态和低频和高频时间相关的PSF模型误差。我们分析了从这些模拟中的每一个星系的测量形状，并将它们与参考基准模拟进行比较，以推断形状测量对波前模型中的每一个模式的响应。然后，我们比较这与现有的分析流程的要求，并发现经验得出的响应和预测的分析模型之间的一般协议。
2020-12-04 astro-ph.IM
Chromatic Effects on the PSF and Shear Measurement for the Roman Space Telescope High-Latitude Wide Area Survey
本文通过Roman图像模拟量化了恒星与星系SED差异引起的PSF色差剪切偏差，发现宽滤光片偏差远超任务要求，并提出PSF级校正及SOM方法以有效降低偏差。
2025-04-30 astro-ph.CO astro-ph.IM
Breaking the degeneracy in stellar spectral classification from single wide-band images
针对宽波段图像中PSF尺寸与恒星光谱类型的简并问题，提出结合初步PSF模型多波长相似性特征和SVM的SED分类方法，前二准确率达91%。
2025-01-27 astro-ph.IM
Detecting unresolved binary stars in Euclid VIS images
要将微弱的引力透镜信号测量到下一代天基测量所需的水平，需要精确地重建点扩散函数（PSF）。然而，无法分辨的双星会显著扭曲PSF的形状。为了减轻这种偏见，我们的目标是在现实的欧几里得恒星星族检测未解决的双星。我们在数值实验中测试了方法，其中（i）PSF形状对于整个视场的欧几里得要求是已知的，以及（ii）PSF形状是未知的。我们为这篇概念验证论文绘制了PSF形状的模拟目录。按照欧几里得的测量计划，这些物体被观察了四次。我们提出了三种方法来检测未解决的双星。该检测是基于同一物体的曝光之间的系统性和相关性偏差。一种方法是简单的相关性分析，而另外两种方法使用监督机器学习算法（随机森林和人工神经网络）。在这两个实验中，我们证明了我们的方法来检测未解决的双星模拟目录的能力。性能取决于PSF形状的先验知识水平和形状测量误差。在这两个实验中观察到良好的检测性能。完整的复杂性，在图像和调查设计方面，不包括在内，但一个更成熟的管道的关键方面进行了讨论。在用于PSF重建的对象中找到未解析的二进制增加了任意位置处的PSF确定的质量。我们表明，使用不同的方法，我们能够检测至少双星是最有害的PSF重建过程。
2017-08-28 astro-ph.IM
RPCA: a Resolved PSF reconstruction method for undersampled images
Shanghai Astronomical Observatory (SHAO)（上海天文台）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；IRFU, CEA, Université Paris-Saclay（法国原子能和替代能源署 IRFU 实验室，巴黎萨克雷大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
该研究针对欠采样图像的PSF重建难题，提出RPCA方法，结合EMPCA技术与像素积分效应，在CSST模拟数据集上较现有方法大幅降低PSF形状参数偏差，稳定性优异，适用于未来CSST的PSF建模。
2026-10-15 astro-ph.IM
Generation of realistic input parameters for simulating atmospheric point-spread functions at astronomical observatories
本文利用天气预报模型生成高度相关的风场和湍流参数，模拟了Vera C. Rubin天文台的大气点扩散函数，并定量预测了其两点相关函数的各向异性特征。
2024-03-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
Dark Energy Survey Year 3 Results: Point-Spread Function Modeling
我们介绍了一个新的软件包，用于模拟点扩散函数（PSF）的天文图像，称为Piff（PSF在全FOV），我们适用于前三年（称为Y3）的暗能量调查（DES）数据。我们描述了有关Piff用于对PSF进行建模的算法的相关细节，包括PSF模型如何在整个视场（FOV）中变化。诊断结果表明，从PSF建模的系统误差是非常小的尺度范围内，是很重要的DES Y3弱透镜分析。特别是，PSF建模的系统误差明显小于DES第一年（Y1）分析的相应结果。我们还简要介绍了一些计划的改进Piff，我们希望在未来的分析中进一步减少建模误差。
2022-02-17 astro-ph.CO astro-ph.IM
Defining a weak lensing experiment in space
本文介绍了一个典型的下一代空间弱引力透镜实验的定义。我们首先采用了一套顶级的科学要求，从文献中，基于星系样本的规模和深度，并避免系统的影响，在测量中，这将导致偏置的剪切值。然后，我们识别和分类系统效应的影响因素，将它们与正确的权重相结合，以符合顶层要求。我们提出的技术，允许的性能进行评估，并探讨在哪些因素可以管理的限制。除了由于使用加权矩而导致的建模偏差外，主要的影响因素是由图像上的恒星图像导出的仪器点扩散函数（PSF）的重建，以及由辐射损伤引起的CCD探测器中的电荷转移效率（CTI）的校正。
2013-05-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Fast Point Spread Function Modeling with Deep Learning
建立宽视场观测的点扩散函数（PSF）模型对于包括弱引力透镜在内的许多天体物理应用和宇宙学探测都是至关重要的。PSF模糊了任何记录物体的图像，因此在从天文图像推断星系属性时需要考虑在内。在宇宙剪切的情况下，PSF是系统误差的主要来源之一，必须小心处理，以避免宇宙学参数的偏差。最近，已经开发了在蒙特卡罗控制环（$MCCL$）框架内校准剪切测量的正演模拟方法。这些方法通常需要模拟大量的宽视场图像，因此，模拟需要非常快，但在关键特征（如PSF图案）中具有真实的属性。因此，这样的正演建模方法需要非常灵活的PSF模型，该模型能够快速评估并且其参数能够从勘测数据可靠地估计。我们提出了一种基于快速深度学习方法来估计其自由参数的PSF模型，以满足这些要求。我们展示了我们的方法公开可用的SDSS数据。我们通过主成分分析提取SDSS样本的最重要的特征。接下来，我们基于固定基础轮廓的扰动来构建模型，确保它捕获这些特征。然后，我们训练一个卷积神经网络估计的自由参数的模型从噪声图像的点扩展函数。这使我们能够渲染每个恒星的模型图像，我们将其与SDSS恒星进行比较，以评估我们方法的性能。我们发现，我们的方法是能够准确地再现SDSS PSF在像素级，这是由于模型评估和参数估计的速度，提供了良好的前景，将我们的方法纳入$MCCL$框架。
2018-07-25 astro-ph.IM stat.ML
Lensing in the Blue II: Estimating the Sensitivity of Stratospheric Balloons to Weak Gravitational Lensing
本文开发并验证了SuperBIT的弱引力透镜测量流程，通过模拟预测其在蓝色波段三小时积分可达b=26等深度、源密度超过每平方角分40个星系，证实其蓝色波段弱透镜测量能力。
2023-07-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Analysis of biasing from noise from the Nancy Grace Roman Space Telescope: implications for weak lensing
本文分析罗马空间望远镜噪声对弱引力透镜测量的影响，发现需对 fainter 星系进行噪声修正以确保测量可靠性。
2024-12-11 astro-ph.IM
