¿Cómo convertir el espectro de plantilla teórico de densidad de luminosidad a unidades de densidad de flujo?

Estoy trabajando con plantillas espectrales de galaxias (p. ej., Bruzual & Charlot 2003) que parecen venir siempre con unidades de eje y de$L_{\odot}$/A y unidades del eje x de Angstroms. Así, el eje y es una densidad de luminosidad en lugar de una densidad de flujo. Por el contrario, observacionalmente, tendemos a trabajar siempre con espectros que tienen unidades de densidad de flujo en el eje y ($F_{\lambda}$en ergio/s/cm$^2$/A o$F_{\nu}$en ergio/s/cm$^2$/Hz). De manera similar, las distribuciones de energía espectral (SED) de la fotometría tienden a tener$\lambda F_{\lambda}$o$\nu F_{\nu}$tal que el eje y es el flujo, no la densidad de flujo.

¿Cómo convierto un espectro de plantilla teórico de unidades de densidad de luminosidad ($L_{\odot}$/A) a densidad de flujo (erg/s/cm$^2$/A)?

Por contexto, quiero ajustar plantillas espectrales a un SED observado. El SED observado es para un objeto en un corrimiento al rojo$z$, así que creo que puedo convertir las plantillas en unidades de densidad de flujo, o puedo convertir mi SED observado en unidades de densidad de luminosidad. Siento que trabajar en unidades de densidad de flujo es más natural; además, no estoy seguro de si multiplicar los valores observados del eje y SED por$4\pi D^2$(D es la distancia del objeto) y el eje x (longitudes de onda) por$1/(1+z)$sería suficiente (por ejemplo, problemas de normalización).