ここではマッチングの情報を基に，データの中から「天体」であるものを選別しその座標や測光パラメータ，などを決めてリストとして出力します．
観測日，観測条件の異なるフレームから共通の基準で天体を検出し，共通の条件で測定しなければそこから得られる統計量を議論するのは難しいでしょう．
観測条件のうち，相対的flux，seeingは前段階であわせたので，検出するときに気をつけなければならないもう一つの条件，skyのノイズレベルに関するあわせこみをここではおこないます．
実際magnitude-limited sampleを作るには以下のような操作が必要となります．
基本的にはskyのノイズレベルの何倍以上を天体として扱うかで天体検出のS/Nが決まります．
したがって，S/Nのlower limitを設けるためにskyノイズの一番大きなものが重要となります．
つまりskyのノイズレベルに対して，その
以上を天体として測定するという条件にしたければ，全フレーム中最悪のskyノイズレベル（これは現在Detection時のlogを目で探すしかないのだが将来的には自動化される）に対して（
だとする）これを適用し，全フレームに対しスカイレベルから
count以上を絶体的に（measre.datの1行目=1）切り出します．
検出した天体1つ1つについてさらに細かく等表面輝度面でスライスしていったときに，複数のピークが現れ，かつそれぞれがあるしきい値をこえた面積をもっていたときに，その天体はブレンドしている，とみなされます．