En astronomía , el punto cero en un sistema fotométrico se define como la magnitud de un objeto que produce 1 conteo por segundo en el detector. [1] El punto cero se utiliza para calibrar un sistema al sistema de magnitud estándar, ya que el flujo detectado de las estrellas variará de un detector a otro. [2] Tradicionalmente, Vega se utiliza como la estrella de calibración para la magnitud del punto cero en bandas de paso específicas (U, B y V), aunque a menudo, se utiliza un promedio de múltiples estrellas para una mayor precisión. [3] No suele ser práctico encontrar Vega en el cielo para calibrar el detector, por lo que, para fines generales, se puede utilizar cualquier estrella en el cielo que tenga una magnitud aparente conocida. [4]
La ecuación para la magnitud de un objeto en una banda dada es donde M es la magnitud de un objeto, F es el flujo en una longitud de onda específica y S es la función de sensibilidad de un instrumento dado. En condiciones ideales, la sensibilidad es 1 dentro de una banda de paso y 0 fuera de una banda de paso. [3] La constante C se determina a partir de la magnitud del punto cero utilizando la ecuación anterior, estableciendo la magnitud igual a 0. [4]
En la mayoría de las circunstancias, se utiliza Vega como punto cero, pero en realidad se utiliza un elaborado sistema de "arranque" para calibrar un detector. [3] [5] La calibración normalmente se lleva a cabo mediante una amplia fotometría observacional, así como mediante el uso de modelos atmosféricos teóricos. [5]
Si bien el punto cero se define como el de Vega para los filtros de banda de paso, no hay un punto cero definido para la magnitud bolométrica y, tradicionalmente, la estrella de calibración ha sido el sol. [6] Sin embargo, la IAU ha definido recientemente los puntos cero de la magnitud bolométrica absoluta y la magnitud bolométrica aparente como 3,0128×10 28 W y 2,51802×10 −8 W/m 2 , respectivamente. [7]
