Déconvolution de spectres

Introduction

En se basant sur les mêmes principes que pour la déconvolution d'images, une technique de déconvolution spatiale de spectres a été élaborée. Le spectre d'une source ponctuelle de référence telle qu'une étoile peut ainsi être utilisé pour déconvoluer spatialement des spectres. Tout comme dans l'algorithme de déconvolution d'images, les données sont décomposées en une somme de sources ponctuelles et fond diffus numérique. Il est donc possible de résoudre des spectres d'objets très serrés.

 

La méthode a été appliquée à des données artificielles incluant une variation du seeing avec la longueur d'onde et une forte réfraction atmosphérique (introduisant courbure des spectres). Les images ci-dessous montrent quelques-unes de ces simulations, ainsi que des applications à des spectres réels.

Exemples

Cliquez sur l'image pour agrandir

 

Déconvolution de deux sources ponctuelles très serrées.

decspectre001De gauche à droite:
1. Spectre simulé à deux dimensions de deux sources ponctuelles. Le seeing est de 4 pixels à mi-hauteur (FWHM) et la séparation entre les sources n'est que de 2 pixels. Les deux spectres simulés consistent en un spectre de quasar (raies + continu) et d'étoiles (continu uniquement). La forte courbure des spectres simule une forte réfraction atmosphérique.
2. Spectre déconvolué, où les 2 objets sont maintenant visibles.
3. Carte de résidu obtenue après déconvolution, c'est-à-dire, image de la différence entre les données et la déconvolution (reconvoluée par la PSF), en unités du bruit de photon. La carte de résidus est égale à 1 partout, et indique que la déconvolution a été correctement effectuée.

 

Profil spatial du spectre avant et après déconvolution.

decspectre003

Spectre déconvolué à une dimension et comparaison avec les spectres ayant servi à créer les données simulées.

decspectre005 Spectre déconvolué à une dimension du quasar (en haut) et de l'étoile (en bas). Pour chacun des deux objets, la division du spectre obtenu par le spectre simulé, est montrée en médaillon et démontre avec quelle efficacité sont restitués les spectres.

 

Déconvolution d'un spectre de mirage gravitationnel et de sa galaxie lentille.

decspectre007De gauche à droite:
1. Spectre simulé d'un mirage double. La galaxies lentille est 4.5 magnitudes plus faible que les images mirage du quasar source. Elle n'est située qu'à deux pixels du plus faible d'entre eux. Le seeing est de 4 pixels (FWHM).
2. Deconvolution du spectre précédent.
3. Spectre déconvolué de la galaxie lentille.
4. Spectre original de la galaxie lentille.
5. Carte de résidu, comme dans le premier exemple

 

decspectre009Spectres déconvolués à une dimension. La figure du haut montre les spectres obtenus pour les 2 quasars. Les 2 figures du bas montrent leur division par le spectre original.

.

 

decspectre011Spectre à une dimension de la galaxie lentille. La raie d'émission OII ainsi que la cassure du continu à 3000 Å sont parfaitement restituées. La figure du bas montre la division du spectre calculé par le spectre original. Seule la partie la plus à droite du spectre est légèrement sur-estimée par rapport aux données originales. Cependant, (i) la carte de résidu (le haut de l'image) montre des structures de l'ordre de 2 et indique à l'utilisateur le léger désaccord entre les données et leur déconvolution, (ii) la position de la raie d'émission est restituée avec une précision de 0.1 pixel et permet de mesurer un éventuel redshift pour la galaxie lentille. (iii) de tels résultats ne peuvent être obtenus avec aucune méthode existante actuellement.

 

decspectre013Spectre VLT/FORS1 du quasar HE 1503+0228 à z=0.13. La figure montre le spectre intégré du quasar et de sa galaxie hôte. A noter, le très haut rapport signal-sur-bruit malgré la relativement grande dispersion, R=700. Le spectre n'est pas encore calibré en flux.

 

decspectre015Après déconvolution et soustraction du spectre du quasar, il est possible d'extraire le spectre de la galaxie hôte seule. Dans les données finales, le domaine de longueur d'onde couvert s'étendra de 4000 à 9500 Å (3 grisms), optimisant ainsi le nombre de diagnostics indépendants pour caractériser les populations stellaires. C'est cependant dans le bleu (ce spectre) qu'il sera possible d'extraire un maximum d'informations. Notez que le spectre ne montre aucune trace de contamination par le quasar central. Par exemple, ni les raies étroites du quasar, ni la structure large de Fer à 5200 Å ne sont présents dans le spectre de la galaxie hôte. Les absorptions visibles dans les raies de Balmer sont réelles et reflètent la présence d'une population d'étoiles d'âge intermédiaire.

 

decspectre017Zooms sur deux raies d'émission dans le spectre de la galaxie hôte de HE 1503+0228. Dans chaque figure, les spectres 2-D bruts sont montrés à gauche. Le spectre de la galaxie hôte, décontaminé (via déconvolution) de la lumière du quasar central est montré à droite. La résolution spatiale après déconvolution est de 0.2", permettant de mener à bien une caractérisation des propriétés spectrales des galaxies hôtes dans différentes parties de l'objet. Les raies d'émission visibles dans ces spectres sont H et OIII (figure de gauche) et OII (figure de droite). Sont aussi visibles dans la figure de droite les raies stellaires H et K du calcium en absorption, ainsi que le "break" à 4000 Å. A noter, l'inclinaison des raies, signe de rotation. Le champ (de gauche à droite) est de 10".