Après extraction du spectre, les données se présentent en nombre de comptes d'électrons pour chaque colonne du CCD. C'est un spectre non-calibré en longueur d'onde ni calibré en flux.
L'étape de la calibration en longueur d'onde vise à associer chaque colonne du CCD à une longueur d'onde donnée de lumière. Règle générale, cette calibration tire profit de spectres de calibration obtenus au télescope. Ceux-ci sont des spectres d'une lampe de vapeur de néon ou d'hélium dont les raies d'émission ont des longueurs d'ondes bien connues.
Dans le cas des étoiles carbonées, une autre technique de calibration s'offre à nous. Les spectres d'étoiles C possèdent tant de raies d'absorption dont la longueur d'onde est connue qu'il est possible de les utiliser directement pour calibrer chaque spectre à la longueur d'onde du laboratoire. Utsumi (1963) a identifié la position de centaines de raies dans la plage de longueurs d'onde 7000 Å à 9000 Å . J'ai utilisé ses données.
Après m'être servi du spectre de la lampe de comparaison pour calibrer grossièrement certains spectres d'étoiles C, j'ai pu identifier précisément les raies les plus importantes pour calibrer l'ensemble complet des spectres selon les longueurs d'onde du laboratoire au repos. J'ai utilisé un peu plus de 50 raies d'absorption comme calibrateur.
Il est très important de souligner que cette calibration fait perdre toute l'information de vitesse radiale. Heureusement, pour un travail de classification, cette information nous est inutile. En fait, c'est plutôt un avantage que d'avoir les spectres calibrés dans le référentiel au repos plutôt que dans le référentiel de l'étoile en mouvement. Cela permet la comparaison entre étoiles plus facilement. Soit dit en passant, j'ai évité d'utiliser des raies dans certaines régions spectrales polluées par l'eau atmosphérique. Ces régions sont 7500 Å \ à 7725 Å et de 8125 Å à 8400 Å .