Les raies d'absorption de CaII et de CN choisies sont à peu près
symétriques, d'où leur choix. Plutôt que d'ajuster une gaussienne à
travers les points de ces raies, j'ai opté pour une fonction
parabolique. C'est une fonction plus simple car elle ne possède pas
d'ailes comme la gaussienne. Les ailes d'une gaussienne, dans le
contexte où le niveau du continu est bien incertain, ont tendance à
s'étaler et définissent une surface faussement large. On évite ce
problème avec la parabole. De toute façon, c'est la position du continu
qui est la plus grande source d'erreur. La figure 
montre la mesure de flux des raies selon une paramétrisation
parabolique.
Originellement, la mesure du rapport CaII/CN suivait les étapes suivantes:
mais par la suite, les étapes 3 et 4 ont changé:
De cette façon, en divisant chaque raie d'abord par un trapèze de largeur fixe, on amoindrit l'effet des différentes résolutions spectrales qui peuvent exister. En effet, de légères corrélations existent entre la force relative de raies adjacentes, par exemple entre la force relative de CaII 8498 Å et CN 8503 Å . Cette corrélation est éliminée en divisant par le trapèze.
Pour faire ces mesures de raies, j'ai développé un programme C, meso.c, me permettant de choisir, point par point, les données dont je tiens compte pour paramétriser les raies ou le continu. Son utilité tient à ce qu'il permet facilement d'enlever les points déviants. Comme chaque raie n'est échantillonnée que par six ou dix points, chaque point est important pour paramétriser une raie.
Une importante difficulté pour la mesure d'une raie dans les spectres
d'étoiles C, et pour tout spectre d'absorption moléculaire, est celle de la
contamination par d'autres raies adjacentes. Par exemple, sur la figure
a, du côté rouge de la raie de CN 8503 Å , il y a
une inflexion. C'est qu'en fait une petite raie se fond à la raie de
CN 8503 Å . Pour cette raison, j'exclus les points à la droite de
cette inflexion. Pour la raie de CaII 8498 Å (figure
a ), lorsqu'on regarde plusieurs spectres, il semble
aussi y avoir une faible contamination du côté bleu au bord de la
raie. Quant aux deux raies de la figure b,
CaII 8662 Å et CN 8648 Å , la contamination se manifeste
principalement sur le bord des raies là où on fixe le continu. Pour
cette raison, quand j'ajuste une parabole, je ne considère que les
points bien au creux de ces raies.
Cela fait poindre le problème de la résolution spectrale. Quel est son rôle? La plupart des spectres que j'ai moi-même acquis ont la même résolution, j'y veillais de près lors de mes observations au télescope. Cependant, la majorité des spectres de KDI et de mes deux premières missions à l'OMM ont été obtenus avec différentes résolutions spectrales, généralement moins bonnes. Bien entendu, la petite inflexion dans la raie de CN 8503 Å n'est plus visible dans ces spectres, et d'autres raies bien distinctes auparavant se fondent à plus basse résolution.
La figure illustre ce problème. Il s'agit de spectres
de la même étoile pris à différentes résolutions spectrales. Bien que la
différence en résolution ne soit pas bien grande, elle affecte beaucoup
l'aspect des raies. Par exemple, comparons la force des raies CaII 8662
et CN 8648. À faible résolution, la raie CaII 8662 semble bien plus
forte par rapport à sa voisine, CN 8503, qu'à haute résolution. C'est
parce que de petites raies se fondent à basse résolution et donne
l'impression d'une raie CaII 8662 plus forte.
Figure: Influence de la résolution spectrale sur la morphologie
des raies pour l'étoile TX Psc. Voici trois spectres obtenus à l'OMM avec une
résolution de 4 Å , 2 Å et 1.2 Å\
. a) est la région autour de la raie CaII 8498 Å et b) la région
autour de la raie CaII 8662 Å . On voit qu'à 4 Å , en
a), les raies CaII 8498 Å et CN 8503 Å se fondent et il est très
difficile d'en faire la mesure.
En somme, la question de la résolution spectrale demeure omniprésente dans l'interprétation des mesures de raies. Quand on mesure un rapport de raies CaII 8662 sur CN 8648, peut-on dire avec confiance que les variations observées sont réelles ou qu'elles résultent simplement de résolutions spectrales variables? La seule réponse est la suivante: il faut s'assurer du mieux possible que toutes les observations soient faites à la même résolution. C'est pourquoi, dans mon analyse, je n'utilise que les spectres observés au Chili et lors de ma troisième mission à l'OMM. Ce sont les observations avec la meilleure résolution spectrale, entre 1.2 et 1.4 Å.