Primer paso: comparar la estrella cuyo continuo se desea observar con el de una standard cuya distribución de energía haya sido medida.

La razón de las señales después de las correcciones por cielo y extinción atmosférica será la razón entre los flujos.

Una de las estrellas debe observarse a distintas Z para producir el siguiente gráfico:

si la atmósfera terrestre se aproxima por capas planas y paralelas, el flujo observado será proporcional a la distancia zenital.

que puede escribirse en forma logaritmica:

donde es el flujo fuera de la atmósfera terrestre y t_n es la profundidad óptica en el zenit.

Si comparamos una estrella de programa con una estándar obtendremos :

Lo que buscamos es el primer término de la derecha.. Conviene medir estrella y standard a la misma z de ser posible .

Suposiciones:

1. cielo uniforme y estable durante la obervación
2. ninguna estrella standard debe ser variable
3. la longitud de onda efectiva de la banda espectral no es función de z.

La tercera suposición es el mayor problema. La extinción es dependiente de la longitud de onda. Por lo tanto las longitudes efectivas para un determinado filtro pueden variar un poco para distintos valores de z.. Puede variar decenas de Angstrom.