Etienne,
Le logiciel Isis utilise la taille du pixel pour retrouver les différentes raies de calibration du néon. Cette taille n'est pas exactement la même que celle indiquée par les fabricants car la fabrication de l'Alpy n'est pas homogène. Si la valeur du pixel n'est pas celle mesurée, le résultat ne sera pas concluant (soit Isis n'arrivera tout simplement pas à retrouver les raies correspondantes et te retournera une erreur, soit le RMS sera important et tu auras un décalage).
Christian Buil propose la formule suivante : p = 3123/dx où p est la taille du pixel en microns et dx est la distance en pixels entre les raies H-alpha et H-beta sur ton spectre. (voir
http://www.astrosurf.com/buil/isis/guid ... onnage.htm). J'ai procédé de la sorte sur ton spectre de Vega et j'ai trouvé 6.25 microns.
La loi de dispersion calculée est la méthode la plus précis pour calibrer le spectre (utilisation des raies de Balmer d'une étoile de référence pour la partie bleue et des raies du néon de calibration pour la partie rouge).
La calibration a donc besoin de plusieurs informations :
- la position de la raie du néon 5852,49 A (que Isis peut aussi retrouver automatiquement, notamment avec le taille du pixel calculée ci-dessus), à partir d'une image de calibration. C'est la raie la plus brillante, un peu isolée, au milieu du spectre d'étalonnage ; tu peux éventuellement la vérifier et la renseigner toi-même.
- la position de la raie H-alpha que tu dois renseigner en X et en Y dans l'assistant d'étalonnage, à partir d'une image d'une étoile de référence. Comme Vega peut être considéré comme une étoile de référence, on utilise directement le spectre pour retrouver la position de H-alpha.
- une image moyenne de ton étoile de référence (ici une moyenne de toutes les images de ton propre spectre de Vega)
- la valeur de tilt (l'inclinaison du spectre sur ton capteur)
- la valeur de smile (la courbure du spectre sur le capteur)
A partir de toutes ces infos, l'assistant d'étalonnage te calcule une loi de dispersion qui permet de calibrer l'ensemble du spectre en longueur d'onde. En général, le RMS doit être inférieur à 1. avec tes images, je suis tombé sur un RMS de 0,48, ce qui est plutôt correct.
Comme tu dois faire systématiquement une étoile de référence type A ou B en même temps que ta cible (pour déterminer la réponse instrumentale), tu peux l'utiliser pour recalculer la loi de dispersion à chaque fois. Pour ma part, je recalcule systématiquement la loi de dispersion lors du calcul de la réponse instrumentale.
Pour le flat, je suis surpris que tu enregistres la trace du spectre en même temps. Lors de l'allumage de la lampe de flat, un cache se positionne devant l'entrée du spectro et diffuse la lumière de la lampe de façon homogène ; tu ne devrais donc pas voir de spectre en superposition. Est-ce que tu ne fais pas une erreur dans le prétraitement et le calcul de ton flat en incluant une image de ton spectre (onglet Maitres) ? Est-ce que le cache se baisse bien quand tu fais tes images de flat ?
Vincent