Oczywiście, cały czas zmierzamy do ustalenia co i jak. Ja cały czas pamiętam, że sygnał od gwiazdy jest splatany po kolei z seeingiem, optyką/dyfrakcją, crosstalkiem itp.
Moim zdaniem mamy do czynienia ze splotem przynajmniej 5 funkcji:
(spot image)*(Airy pattern)*(seeing Gauss)*(crosstalk Gauss)*(tracking1)
Teraz uprośćmy matematykę maksymalnie i powiedzmy, że wszędzie mamy gaussiany i każda funkcja ma swój FWHM.
(znając RMS spot image, który zazwyczaj jest podawany można zamodelować go gaussianem, bo tam RMS oznacza - zdaje się - po prostu standardowe odchylenie).
Przy splataniu gaussianów powstaje kolejny gaussian, a FWHM dodają się w kwadratach pod pierwiastkiem, jak to zauważył @diver, więc nasz ostateczny obraz gwiazdy na matrycy będzie po prostu kolejną funkcją gaussa o FWHM w którym każdy parametr jest brany pod uwagę.
Szacując przynajmniej te 3 najoczywistsze czynniki: spot size, seeing i średnicę Airego, a potem wstawiając do wzoru - moim zdaniem - dostajemy pierwszy rząd przybliżenia wielkości realnego obrazu gwiazdy na matrycy.
Następny krok to oczywiście zmierzyć te obrazy dla konkretnej gwiazdy zmieniając niezależnie każdy z 3 parametrów.
Może być problem z seeingiem
Ale po takim doświadczeniu można by zweryfikować, na ile to przybliżenie jest ok, wyciągnąć jakieś wnioski na przyszłość itp. W ten sposób akt eksperymentu wiąże ze sobą teorię i rzeczywistość
1 tracking to najczęściej kreska. Ja bym w ogóle się akurat montażem nie przejmował, gdy mówimy o optyce.