观测数据与信噪比

天文图像需做偏置、暗场、平场、坏像素和宇宙线校正，再估点扩散函数与天光背景。若源计数 900 且只考虑其自身 Poisson 波动，标准差为 $\sqrt{900}=30$；实际孔径噪声还含背景、读出噪声和增益，不能直接宣称 S/N=30。

孔径测光的净源计数由源孔径减按面积缩放的背景，方差中两者相加。叠加多帧时需先对准并处理离群，相关重采样会让像素噪声不再独立；弱源上限应由注入假源的恢复率验证。

观测计划根据目标 S/N 反推曝光时间，同时避免亮星饱和和拖尾。每晚以标准星和空场监控零点、PSF 与背景空间结构，并将差异传播到测光。大气透明度、视宁度、仪器零点漂移和背景模型可主导系统误差。扫描许多位置或时刻寻找源还需试探因子；只在最亮像素上报局部显著性会夸大发现。