Нуль-пункт (фотометрія)

Нуль-пункт — зоря, яка має нульову зоряну величину в даній фотометричній системі^[1]. Нуль-пункт використовують для калібрування системи до стандартної системи зоряних величин, оскільки абсолютне значення потоку енергії від зір змінюється залежно від використаного детектора^[2]. Традиційно у якості калібрувальної зорі^[en] для нульової зоряної величини в певних смугах пропускання (U, B та V) використовували Вегу, хоча часто для більшої точності використовували середнє значення кількох зір^[3]. Зазвичай знаходити Вегу на небі для калібрування детектора непрактично, тому для загальних цілей можна використовувати будь-яку зорю, зоряна величина якої відома^[4].

Загальна формула

Вега, зоря, яку зазвичай використовують як нуль-пункт у фотометричних системах

Рівняння для зоряної величини об'єкта в заданій спектральній смузі має вигляд $${\displaystyle M=-2.5\log _{10}\left(\int _{0}^{\infty }F(\lambda )\,S\,d\lambda \right)+C,}$$де M — зоряна величина об'єкта, F — потік на певній довжині хвилі, а S — функція чутливості даного приладу. За ідеальних умов чутливість дорівнює 1 всередині смуги пропускання та 0 поза нею^[3]. Константу C визначають з нуль-пункту зоряної величини за допомогою наведеного вище рівняння, встановлюючи зоряну величину рівною 0^[4].

Калібрування за Вегою

У більшості випадків у якості нуль-пункта використовують Вегу або складну систему «бутстрепу» на основі багатьох зір^[3][5]. Калібрування зазвичай відбувається за допомогою багатьох фотометричних вимірювань і використання теоретичних атмосферних моделей^[5].

Нуль-пункт болометричної величини

Хоча нуль-пункт для різних світлофільтрів визначають відносно Веги, для болометричної величини нуль-пункта немає, і традиційно калібрувальною зорею було Сонце^[6]. Потім МАС визначив нуль-пункти абсолютної болометричної величини та видимої болометричної величини як 3,0128×10²⁸ Вт та 2,51802×10⁻⁸ Вт/м² відповідно^[7].