La période de rodage de la recherche glissante au CFHT et de spectroscopie au VLT a débuté en Juin 2003. En Septembre, le programme SNLS est entrée en phase active, et je suis arrivé en Octobre à l'ESO-Santiago. Après avoir laborieusement installé MIDAS et XSpecSNLS, j'ai commencé à prendre part aux activités de réduction et d'analyse des spectres. Le décalage horaire France-Chili (-4/-6h) fait que lorsque les images de calibrations arrivent à Garching, au cours de l'après-midi Chilien, les Français commencent à rentrer dîner. Je pouvais donc préparer les images réduites en fin de journée et les envoyer au centre de calcul de l'IN2P3 de Lyon pour que tous puissent les analyser le lendemain matin, pendant que je terminais ma nuit. Après plus d'un an de ce régime, nous avions analysé une centaine de spectres, dont 70% étaient des SN-Ia. Quelques erreurs ont été corrigées dans la chaîne de réduction MIDAS (inconsistence de la fonction de dispersion en mode MOS, affectant la fonction de réponse).
Cependant, lorsque la supernova est proche du c
ur lumineux de la galaxie,
ou que la supernova est vraiment faible, l'identification est parfois très marginale.
Disposant alors d'une quantité respectable d'images de calibration, l'envie de développer une chaîne de réduction dédiée à cet échantillon de spectres VLT-FORS1 de supernova et autres transiens lointains, dans le but d'améliorer l'extraction du signal, se fit pressante. À partir de Mars 2006, j'ai quitté le pont de la spectroscopie du SNLS pour m'installer dans les archives et redescendre patiemment, précautionneusement, la cascade de calibration et étudier la manière de distiller les spectres pour en extraire l'essence de supernova et celle de galaxie dans deux flasques, préalablement à l'identification.