A primeira versão simplesmente lia o espectro escolhido e distribuia-o na imagem, onde x corresponde ao comprimento de onda e y a dimensão espacial. O espectro é corrido ao longo de y com a sua intensidade moderada pelas gaussianas que correspondem à saída de luz de cada fibra. O resultado pode ser visto abaixo. Na primeira as fibras estão bastante próximas; nas segunda mais espaçadas.
(clique nas imagens para vê-las maior; um link para o fits esta logo acima)
Até este ponto, todas as fibras estão iluminadas uniformemente, como se o objeto ocupasse todo o plano focal, ou se o seeing fosse muito maior que o tamanho da matriz de fibras.
Na imagem a seguir, cada uma das fibras recebe uma fracao da luz original que depende de uma gaussiana proporcional à sua distância até a posição do objeto no campo.
Nesta imagem esta parte do espectro (3500 < l < 6000) para melhor visualização.
Abaixo esta a imagem original e em seguida dois perfis, em primeiro lugar o perfil na direcao espacial e depois na direçao do comprimento de onda, seguidos pelo espectro original da estrela.
Na primeira se veêm duas grandes gaussianas (que correspondem às diferenças de intensidade por causa da diferença de posicao da lente com relação a posição do objeto no plano focal) que estão ponderando gaussianas menores que correspondem a dispersão da luz que sai em cada fibra.
Na segunda está o espectro da estrela como medido na imagem de saida, que pode ser comparado com o espectro original logo abaixo.
As primeiras imagens demoram cerca de 10 minutos em uma CPU com ciclos de 900 Mhz, dependendo da precisão em questão, que pode ser escolhida.
As últimas imagens, que então incluem gaussianas adicionais relacionadas ao seeing, demoram mais de 1 hora em uma CPU de frequência 1.4 Ghz.
Estes tempos podem ser melhorados pois há cálculos redundantes, uma vez que os argumentos das gaussianas se repetem. Em versões futuras, as funções podem ser calculadas inicialmente em todo o domínio a que estarão restritas e as subsequentes chamadas calculadas como interpolação nos pontos já calculados. Este código é de implementação relativamente direta e muito mais eficiente, pois os polinômios usados na interpolação são menos caros computacionalmente que as séries usadas na avaliação das exponenciais.
A parte superior de algumas imagens está escura por um problema de precisão
numérica com as exponenciais (transbordo superior ou inferior da representação
numérica do computador), que tabém deverá ser resolvido.
