Flux

Le flux de la source observée est donné en Jy par:

$$\nu {\frac{P_{src}(i)}{C_1 f_{PSF}}}$$ (3.3)

où:
F_$\nu$(i) est le flux en Jy de la source dans le pixel i
k est la correction de couleur
C₁ est une constante en m²Hz décrivant la transmission de tout le système optique pour le filtre considéré
f_PSF est un facteur géométrique sans dimension indiquant la fraction de la PSF d'ISO tombant effectivement sur la matrice pour le filtre considéré

La correction de couleur k permet de transformer le flux intégré dans toute la bande spectrale du filtre en flux monochromatique de longueur d'onde $\lambda_{0}^{}$, longueur d'onde effective du filtre. L'idéal est de disposer du spectre de la source; comme ce n'est jamais le cas, on utilise la convention qui fait l'hypothèse suivante: la distribution spectrale d'énergie suit localement, autour de $\lambda_{0}^{}$, une loi du type:

$$\nu \nu$$ (3.4)

où $\nu$ est la fréquence. Cette convention a été utilisée dans les quatre bandes spectrales du satellite IRAS et a été conservée pour ISOPHOT par souci de cohérence. Une fois celle-ci fixée, on peut faire ensuite une correction de couleur appropriée pour les sources dont on connait le spectre. Elle est particulièrement adaptée à la forme du spectre du milieu interstellaire dans l'infrarouge moyen et lointain, de 10 à 100  $\mu$m (par exemple la figure 4 de [Désert et al.(1990)]), qui vérifie à peu près la relation 3.4.