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Le flux de la source observée est donné en Jy par:
F (i) = k
|
(3.3) |
où:
F
(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
fPSF 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
, 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
, une loi du type:
F = Cste
|
(3.4) |
où
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
m (par exemple la figure 4 de [Désert et al.(1990)]), qui vérifie à peu près la relation 3.4.
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Dr Hervé Dole, University of Arizona, http://mips.as.arizona.edu/~hdole
Mon 05-Feb-2001 16:58 PST