La connaissance des SED est primordiale pour calculer les corrections K dans les modèles BE. Les auteurs ont utilisé différentes méthodes.
Le modèle de poussière interstellaire commun aux deux méthodes suivantes a été développé par [Désert et al.(1990)]. En substance, ce modèle fait intervenir trois composantes: les gros grains (ou BG pour Big Grains), les très petits grains (ou VSG pour Versy Small Grains) et les molécules planes aromatiques (ou PAH pour Polycyclic Aromatic Hydrocarbon).
Le modèle de [Maffei(1994)] repose sur le modèle de poussière de [Désert et al.(1990)], et est utilisé par [Guiderdoni et al.(1998)] et [Gispert et al.(2000)]. Ce modèle a été construit pour ajuster les rapports de couleurs en fonction de la luminosité des galaxies observées par IRAS [Soifer & Neugebauer(1991)]:
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m/60 m,
25 m/60 m,
60 m/100 m. Ces rapports sont liés à la luminosité de la galaxie, et le seul paramètre du modèle est la luminosité.
L'approche empirique de [Dale et al.(2000)] reprend les travaux de [Désert et al.(1990)], en remplaçant la composante PAH par des spectres ISO dans l'infrarouge moyen, et en mettant à jour la partie sur les VSG. Le paramètre utilisé est le rapport des flux à 60 et
100 m, qui est correlé à la luminosité mais avec une certaine dispersion. Ils valident leurs spectres pour des longueurs d'ondes inférieures à
100 m.
L'approche de [Pearson & Rowan-Robinson(1996)] consiste à créer une famille de SED de galaxies de différentes luminosités, à partir de quatre composantes: une composante froide de cirrus piquant vers
100 m, une composante starburst piquant vers
60 m, une composante chaude Seyfert piquant vers
25 m, et une composante de galaxies hyperlumineuses pour tenir compte des sources comme F10214+4724 [Rowan-Robinson et al.(1991)].
Enfin [Silva et al.(1998)] proposent une modélisation physique du spectre des galaxies IR, avec leur code GRASIL. Ils parviennent à reproduire les spectres de galaxies starburst, normales, et elliptiques.