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Alpy 600 - Guide d'utilisation
Ce spectre est plus large que le nôtre, il va de 1.000
to 10.000 Å. Rechargez votre spectre (cliquez simple-
ment sur « Afficher ») et cliquez sur le bouton "Répon-
se" :
Sélectionnez votre spectre de référence, puis cli-
quez sur OK, pour avoir la courbe de réponse brute.
Enlevez les raies et lissez la courbe pour réduire le
bruit :
Sauvez ce profil, puis recommencez le traitement
d'image en incluant cette fois la réponse instrumen-
tale (dans le panneau "2. General").
Le résultat est maintenant le profil réel du spectre
de l'étoile :
Vous avez terminé la réduction du spectre de votre
étoile de référence, et vous avez maintenant la loi de
calibration et la courbe de réponse – ces informations
seront réutilisées pour toutes les étoiles que vous allez
observer pendant la nuit.
Cependant, vous devez garder à l'esprit que vous
travaillez en mode sans fente et il n'y a aucun moyen
de mettre l'étoile suivante exactement à la même po-
sition dans l'image que l'étoile de référence. Il y aura
forcément un décalage entre l'étoile de référence et
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la cible. La loi de dispersion sera la même mais elle
devra être décalée pour correspondre à la position de
la nouvelle étoile. Pour ce faire, vous devez identifier
une des raie du nouveau spectre, et indiquer sa lon-
gueur d'onde dans ISIS.
Par exemple, voici le spectre de 38 Lyn, une autre
étoile chaude. Dans l'image, vous pouvez identifier fa-
cilement la raie de Balmer à 4861 Å. Mesurez sa po-
sition et entrez-la dans le champ correspondant dans
le panneau "3. Calibration" :
Lancer le traitement et vous obtiendrez directement
le spectre final :
Utilisez le même mode opératoire pour toute les
étoiles que vous observerez pendant la nuit. Voici un
autre exemple avec mu Léo qui est de type K2III :
et Betelgeuse (de type M2I) :
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