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Bonjour,

Je souhaiterais tenter la calibration en flux absolu d'un spectre avec l'Alpy600 et la double fente 23um /200um.
J'ai consulté les deux méthodes de la page de Christian sur le sujet
http://www.astrosurf.com/buil/calibrati ... ration.htm
Je me pose quelques questions.

1- Dans les exemples donnés, à chaque fois, l'étoile de référence se trouve dans la base MILES accessible depuis ISIS.
Que faire lorsque l'étoile de référence permettant de déterminer la sensibilité du système (réponse instrumentale + influence de la masse d'air) qui doit être située à une hauteur la plus proche possible de la cible ne se trouve pas dans la base ?
Par exemple, pour Nova Cyg, j'utilise l'étoile de référence HD 199629 (ou nu Cyg) de type A1Vne.

2- Dans le cas du traitement classique, pour déterminer la sensibilité de la chaîne d'acquisition, je compare cette étoile à une étoile de la base MILES de même type spectral.
Est-il encore possible de faire la même chose pour la calibration en flux ?

3- Méthode 1 : il faut donc faire 4 acquisitions : référence + fente étroite, référence + fente large, cible + fente étroite et cible + fente large.
À l'étape 5, il est dit "Traiter le spectre de l'objet science de manière tout à fait standard".
Est-ce que cela signifie bien de déterminer la réponse du système de façon classique (référence + étoile de la base MILES) suivi par le traitement de la cible ?

3- Méthode 2 : On obtient la courbe de sensibilité du système avec un spectre observé de référence + fente large comparé au spectre de la base MILES.
À l'étape 5, le spectre science est-il obtenu avec une fente large ou étroite ?


Merci d'avance de votre aide,

Bonne question la méthode 2 m'intéresse car peut être plus facile, mais à vrai dire je ne comprends pas toutes les étapes.
Est ce que des spectres calibrés en flux sont bien plus intéressants que ceux en relative intensité ? Si ça se fait facilement autant le faire non ?

Bonsoir Jacques,

Avec ma toute petite expérience en calibration en flux.. je pense que oui tu peux utiliser une étoile de référence qui n'est pas dans la base MILES, mais il faut alors avoir la mesure catalogue de sa magnitude V. Le spectre de l'étoile cible est ainsi calibré pour la réponse instrumentale avec celui de cette étoile de référence. Donc avec la méthode 1 :

- enregistrer un spectre avec la fente étroite de l'étoile de référence
- convertir son spectre en flux absolu avec sa magnitude V donné catalogue
- mesurer sur ce spectre converti, à une longueur d'onde référence (laquelle ? ce n'est pas clair pour moi) son flux énergétique hors atmosphère.
- enregistrer un spectre de l'étoile cible avec la fente étroite, en utilisant le spectre calibré de l'étoile de référence pour corriger la réponse instrumentale.
- enregistrer un spectre de l'étoile de référence avec la fente large (avec une valeur de normalisation nulle, et addition simple, pas de flat, pas de correction de réponse instrumentale), et mesurer son signal (en ADU) à la longueur d'onde référence, pour un temps de pose que l'on note (en sec)
- enregistrer un spectre de l'étoile cible avec la fente large (avec une valeur de normalisation nulle, et addition simple, pas de flat, pas de correction de réponse instrumentale), et mesurer son signal (en ADU) à la longueur d'onde référence, pour un temps de pose que l'on note (en sec)
- traiter tout ça, calculer le coef C = ( Fo Fc Tb ) / (Fa Fb Tc) comme donné sur la page http://www.astrosurf.com/buil/calibrati ... ration.htm

Bien sur en pratique en prend les spectres sur la fente fine de l'étoile A, puis la fente large de l'étoile A, puis la fente fine de l'étoile B, puis la fente large de l'étoile B, A et B étant les étoile de référence et/ou cible respectivement, à des hauteurs le plus proche possible.

En espérant que cela aide,
Jean-Philippe