Disposant des spectres estimés d'après les à prioris, il est possible de soustraire le modèle bidimensionnel correspondant du spectrogramme combiné. On obtient ainsi le spectrogramme résiduel, différence entre les données combinées et le modèle estimé.
L'inspection de ces résidus renseigne sur les éventuelles imprécisions des à priori , et ouvre la voie à leur correction (de manière similaire à ce qui a été présenté pour la caractérisation des raies photosphériques des étoiles standard, une gaussienne remplaçant la lorentzienne).
La procédure s'applique aux spectrogrammes de science comme aux spectrogrammes d'étoiles standard. Dans ce dernier cas, la quantité de signal et l'absence d'objets de champs la rend plus robuste. Les exemples illustratifs seront donc empruntés aux étoiles standard.
En fait, comme le signal résiduel peut être négatif ou positif, le niveau de signal est défini comme la somme des valeurs absolues des pixels déviant de plus d'une fois le bruit propagé local, et le niveau de bruit comme la somme quadratique du bruit propagé des pixels composant le niveau du signal. Ce critère est atteint pour un pur bruit gaussien en 1.355 , soit pour 540 pixels avec une coupure à 20, ou une dizaine de colonnes pour une fenêtre d'extraction large de 50 pixels (FWHM = 5 pixels = 1'').
Pour les spectrogrammes d'étoile standard, un rapport de 200 est utilisé, mais l'on pourrait aussi bien s'abstenir d'intégrer.
Si l'on définit le calibre adapté à la quantification des :
et sa norme comme l'intégrale de son carré , l'intégrale du produit du calibre avec le résidu s'écrit :
Donc, à supposer une PSF gaussienne, dont on connait les paramètres et à priori, et par extraction de PSF, on peut calculer le calibre , sa tare , et l'intégrale de son produit avec le profil résiduel. En multipliant cette dernière par , on obtient la correction - Y a appliquer à l'à priori .
Lorsque Y n'est pas négligeable devant , le résidu n'est plus proportionnel à la dérivée (au calibre), et l'estimateur devient non-linéaire.
Pour tester cet estimateur, voyons l'effet d'une mésestimation volontaire de 1 pixel, pour le spectrogramme de l'étoile standard HD49798, acquise 7h30 après 04D4it (c.f. Fig. 4.10). Les à prioris de départ , , et sont calculés d'après les moments des profils intégrés dans 10 régions selon X. Un décalage Y de 1 pixel ( /2) est introduit avant l'extraction de PSF d'une seule composante gaussienne (cas des étoiles standard). On fait l'hypothèse que l'échantillonnage est suffisant, pour utiliser la valeur du calibre au centre du pixel plutôt que son intégrale sur la hauteur du pixel.
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On constate que l'algorithme fonctionne bien, même pour un décalage de /2, 20 % du seeing . La correction estimée comme la valeur de l'ajustement selon X en est de -0.96 pixel, à 4 % de l'imprécision introduite (c.f. Fig. 4.10-b). L'effet du décalage sur le spectre extrait est une sous-estimation de 6 % en moyenne, faible comparée à l'amplitude de l'erreur.
Il apparaît également que la coupe du résidu n'est pas homothétique par rapport au calibre. Cela dénote que l'approximation gaussienne n'est pas exacte.
L'ajustement réalisé sur la correction estimée en chaque X fournit la correction à appliquer à , mais aussi à l'inclinaison .
En fait, il est plus sain de corriger d'abord l'estimée de , puis de recommencer l'exercice pour corriger séparément. On évite ainsi les possibles dérives dûes à la mésestimation de et à la non-linéarité de l'estimateur.
Le calibre adapté devient , dont la norme vaut . Celle du résidu avec le calibre vaut alors
Une fois encore, le calcul de cette intégrale, normalisé par fournit la correction à apporter à , en chaque région. L'ajustement de ces corrections en fonction de permet d'estimer la correction en . Un développement linéaire de fournit la correction à effectuer sur en fontion de la pente de l'ajustement :
Les résultats obtenus pour une surestimation volontaire du seeing de =0.5 pixel ( 10 % de ) sont présentés en figure 4.11 (Pour un profil gaussien, on a la relation suivante entre le seeing (FWHM) et l'écart-type : = 2.355 ).
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On constate que la correction n'atteint que 60 % de l'imprécision. Ceci est dû à l'hypothèse de PSF gausienne, alors que la vraie PSF a des ailes plus larges (qui apparaissent sur le résidu au-delà de FWHM 5 pixels du centre : il redevient positif).
Le spectre extrait en surestimant ainsi est aussi surestimé, de 5 %. L'extraction de PSF est donc plus sensible à une mauvaise estimation de que de , et le calibre moins efficace que .
Pour l'étoile standard présentée, la convergence est obtenue en une itération pour la position et la largeur, et en trois pour l'inclinaison. Les correction apportées sont minimes car les à prioris, obtenus d'après les profils intégrés dans 10 régions, sont déjà bons. La correction a pour effet de se focaliser sur le cur du profil. La table 4.12 résume les corrections obtenues :
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L'effet des corrections sur le spectre extrait est négligeable (-0.4 %, imputable à la réduction de ), de même que sur l'écart-type des résidus (-0.7 %). On les effectue tout de même lors de l'extraction des spectres d'étoiles standard, pour minimiser les résidus dans le cadre de l'hypothèse d'une PSF gaussienne. En effet, comme l'à priori est initalement construit d'après les profils intégré dans 200 pixels, l'étalement risque être surestimé à cause de l'inclinaison de la trace.
L'amplitude maximale des résidus dans une colonne est d'environ 1.4 % du flux total ( 930/67000), le flux résiduel moyen est de +0.3 % (220/67000), et l'écart-type est de 0.7 % (470/67000), provenant principalement de la non-gaussiannité de la PSF (c.f. Fig. 4.13). La courbure de la trace est ici secondaire, sauf aux extrêmes, où le flux est faible (c.f. Fig. 4.10-b). Pour réduire d'avantage les résidus, il faut raffiner le modèle de la trace (coefficients polynomiaux d'ordre superieur) et celui de la PSF (base de fonction ayant plus de paramètres, i.e. les fonctions Moffat qui peuvent être piquées et étendues, avec 3 paramètres).
Dans le cas des spectrogrammes de supernova, le niveau du signal est bien moindre, et la source n'est généralement pas seule. On peut donc craindre un comportement chaotique de la correction itérative, induit par le bruit, ou déviant, à cause d'un hôte chromatique proche, mal soustrait, qui polluerait l'estimation de la correction.
Cependant, les à prioris obtenus par le seeing synthétique dérivé des observations de l'étoile guide et par l'adéquation spectro-photométrique sont vraisemblablement moins précis que ceux obtenus directement du spectrogramme pour les étoiles standard. L'indice est imposé à -0.2, alors qu'il vaut plutôt -0.3 d'après les observation d'étoiles standard. En fait, celles-ci étant prises avec des temps d'exposition courts (de 0.7 sec. à 3 min.), les propriétés de leur PSF risquent d'être différentes de celles d'une observation de 15 min., à cause de la turbulence et/ou du guidage. Il arrive de voir des PSF asymétriques, voir dédoublées.
La correction iterative n'est pas appliquée systématiquement aux spectrogrammes de supernovæ. Elle est néanmoins applicable au cas par cas si le spectrogramme résiduel montre une imprécision flagrante. En général, la réduction des résidus est imperceptible, noyée dans le bruit.
Dans le cas de 04D4it, la faiblesse du signal et la présence d'une galaxie proche sont de mauvaise augure. Toutefois, la correction iterative converge relativement sainement.
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Le spectre extrait après correction est légérement plus faible (-7 %), et présente une variance plus grande. L'écart-type des résidus sur toute la fenêtre d'extraction passe vaillement de 3.995 ADU à 3.990, une baisse de 0.1 %. L'obtention d'un indice positif est révélatrice de la fiabilité douteuse de la correction à bas signaux.