Нуль-пункт (фотометрия)

В фотометрии нуль-пункт фотометрической системы определяется как отсчёт приёмника излучения, соответствующий нулевой видимой звёздной величине. Нуль-пункт используется для калибровки фотометрической системы по отношению к стандартной системе звёздных величин, поскольку принимаемый поток излучения различен для разных приёмников.^[1] Обычно Вегу используют в качестве объекта калибровки для определения нуль-пункта звёздных величин в отдельных полосах (U, B и V), хотя зачастую для большей точности используются средние значения для нескольких звёзд.^[2] Не всегда оказывается удобным искать Вегу на небе для калибровки приёмника, поэтому часто для калибровки используют произвольную звезду с известной видимой звёздной величиной.^[3]

Уравнение для звёздной величины объекта в данной полосе:

${\displaystyle M=-2.5\log(\textstyle \int \limits _{0}^{\infty }\displaystyle F(\lambda )Sd\lambda )+C.}$

Здесь M является звёздной величиной объекта, F — поток в данной длине волны, S — спектральная чувствительность данного инструмента. В идеальных условиях чувствительность равна 1 внутри полосы пропускания и 0 вне полосы.^[2] Постоянная C определяется для нуль-пункта приравниванием звёздной величины к нулю.^[3]

Для различных полос нуль-пунктом выбрана Вега, но для болометрической звёздной величины нуль-пункт не определён, обычно калибровочным объектом считают Солнце.^[4] Недавно Международный астрономический союз определил абсолютную болометрическую звёздную величину и видимую болометрическую звёздную величину так, что нуль-пункты соответствуют светимости 3,0128×10²⁸ Вт и освещённости 2,51802×10^-8 Вт/м² соответственно.^[5]