Rachel Mandelbaum, Mike Jarvis, Robert H. Lupton, James Bosch, Arun Kannawadi, Michael D. Murphy, Tianqing Zhang, the LSST Dark Energy Science Collaboration
备注：
13 pages, 4 figures; pedagogical article; v2 accepted for publication in the Open Journal of Astrophysics
We provide a detailed exploration of the connection between choice of coaddition schemes and the point-spread function (PSF) of the resulting coadded images. In particular, we investigate what properties of the coaddition algorithm lead to the final coadded image having a well-defined PSF. The key elements of this discussion are as follows:
1. We provide an illustration of how linear coaddition schemes can produce a coadd that lacks a well-defined PSF even for relatively simple scenarios and choices of weight functions.
2. We provide a more formal demonstration of the fact that a linear coadd only has a well-defined PSF in the case that either (a) each input image has the same PSF or (b) the coadd is produced with weights that are independent of the signal.
3. We discuss some reasons that two plausible nonlinear coaddition algorithms (median and clipped-mean) fail to produce a consistent PSF profile for stars.
4. We demonstrate that all nonlinear coaddition procedures fail to produce a well-defined PSF for extended objects.
In the end, we conclude that, for any purpose where a well-defined PSF is desired, one should use a linear coaddition scheme with weights that do not correlate with the signal and are approximately uniform across typical objects of interest.
Constraint matrix factorization for space variant PSFs field restoration
Laboratoire AIM, CEA/DSM-CNRS-Universite Paris Diderot（AIM实验室，法国原子能和替代能源委员会/材料科学部-法国国家科学研究中心-巴黎狄德罗大学）；CEA Saclay（法国原子能和替代能源委员会萨克雷）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）；CNRS（法国国家科学研究中心）；UPMC（皮埃尔和玛丽·居里大学）
Simultaneous PSF Matching via Dual Kernel Optimization
Dragonfly Focused Research Organization（龙焦点研究组织）；Centre de recherche en astrophysique du Québec (CRAQ)（魁北克天体物理研究中心）；Yale University（耶鲁大学）；University of Toronto（多伦多大学）；NRC Herzberg Astronomy & Astrophysics Research Centre（NRC赫茨伯格天文与天体物理研究中心）；Leiden University（莱顿大学）
Bayesian Image Reconstruction with Spatially Variant PSFs in X-ray Astronomy
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität（慕尼黑大学物理学院天文台）
Validation of PSF Models for HST and Other Space-Based Observations
即将进行的天基观测将需要高质量的点扩散函数模型，用于弱引力透镜测量。生成这些模型的一种方法是使用基于已知望远镜光学器件的波前模型。我们提出了一个经验框架，验证这些模型，以确认它们匹配的实际PSF内的要求，通过比较模型孤立的恒星观察到的光分布。我们将此框架应用于Tiny Tim，用于为哈勃太空望远镜（HST）生成模型PSF的标准工具，针对HST的高级相机在宽视场通道中拍摄的图像测试其模型。我们表明，小蒂姆的模型，在默认配置下，显着不同所观察到的PSF，最显着的是在他们的大小。我们发现，Tiny Tim PSF的质量可以通过拟合完整的Zernike多项式系数来提高，这些系数使光学系统变得模糊，对于大多数用例来说，模型和观察到的PSF之间的差异的实际意义可以忽略不计，从而产生大约4 e-4阶的加性和乘性偏差。我们还表明，大部分的这种改进可以通过使用更新的一组泽尼克系数，我们提供保留。
California Institute of Technology（加州理工学院）；Princeton University（普林斯顿大学）；Harvard University（哈佛大学）；University of Washington（华盛顿大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器中心）
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）
Simulating image coaddition with the Nancy Grace Roman Space Telescope: II. Analysis of the simulated images and implications for weak lensing
Duke University（杜克大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）；University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
我们目前的暗能量调查，DES DR 2，基于光学/近红外成像的暗能量相机安装在4米布兰科望远镜在塞罗托洛洛美洲天文台在智利的基础上的第二次公开数据发布。DES DR 2由减少的单历元和coadded图像组成，来源于coadded图像的源目录，以及从6年DES科学操作中组装的相关数据产品。该版本包括DES广域调查的数据，覆盖了银河系南部帽盖约5000 deg 2的五个广泛的光度带，grizY。DES DR 2的中值传递点扩散函数半峰全宽为g= 1.11，r= 0.95，i= 0.88，z= 0.83，Y= 0.90 arcsec，相对于Gaia DR 2 G波段，光度测量精度约为10 mmag，中值内部天体测量精度约为27 mas。在信噪比为10的情况下，1.95弧秒直径孔径的共同添加星表深度中值为g= 24.7，r= 24.4，i= 23.8，z= 23.1和Y= 21.7 mag. DES DR 2包括约6.91亿个不同的天体，这些天体在从76，217张单历元图像产生的10，169张大小为0.534 deg 2的共同添加图像中被检测到。经过基本的质量选择，基准星系和恒星样本分别包含5.43亿和1.45亿个物体。这些数据可以通过几个界面访问，包括交互式图像可视化工具，基于Web的查询客户端，图像剪切服务器和Quixyter笔记本电脑。DES DR 2构成了迄今为止最大的光度数据集，…
Point Spread Function Estimation for Wide Field Small Aperture Telescopes with Deep Neural Networks and Calibration Data
Taiyuan University of Technology（太原理工大学）；Durham University（杜伦大学）；Nanjing Institute of Astronomical Optics and Technology CAS（中国科学院南京天文光学技术研究所）；Silesian University of Technology（西里西亚工业大学）
Linear Image Regridding and Coaddition with Oversampled Point Spread Functions: Lessons from 1D
Center for Cosmology and AstroParticle Physics (CCAPP), The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与粒子物理中心）；Department of Physics, The Ohio State University（俄亥俄州立大学物理系）
