Inom fotometri definieras det fotometriska systemets nollpunkt som avläsningen av strålningsmottagaren , motsvarande noll skenbar magnitud . Nollpunkten används för att kalibrera det fotometriska systemet med avseende på standardstorlekssystemet, eftersom det mottagna strålningsflödet är olika för olika mottagare. [1] Vega används vanligtvis som ett kalibreringsobjekt för att bestämma magnitudnollor i individuella band (U, B och V), även om medelvärden av flera stjärnor ofta används för större noggrannhet. [2]Det är inte alltid bekvämt att leta efter Vega på himlen för att kalibrera mottagaren, så en godtycklig stjärna med en känd skenbar magnitud används ofta för kalibrering. [3]
Ekvationen för storleken på ett föremål i ett givet band är:
Här är M storleken på föremålet, F är flödet vid den givna våglängden, S är den spektrala känsligheten för det givna instrumentet. Under idealiska förhållanden är känsligheten 1 inom passbandet och 0 utanför passbandet. [2] Konstanten C definieras för nollpunkten genom att ställa in storleken på noll. [3]
För olika band väljs Vega som nollpunkt, men för den bolometriska stjärnstorleken är nollpunkten inte definierad, solen anses vanligtvis vara kalibreringsobjektet. [4] Nyligen fastställde International Astronomical Union den absoluta bolometriska magnituden och den skenbara bolometriska magnituden så att nollpunkter motsvarar en ljusstyrka på 3,0128×10 28 W respektive en belysningsstyrka på 2,51802×10 -8 W/m 2 . [5]