科學家選擇哪顆恆星作為0等星來和其他恆星對照亮度?
織女星
恆星的視亮度是測量所得的視星等，這種亮度是與恆星的發光度、到地球的距離，和穿過地球的大氣層所受到的改變有關。絕對星等是恆星在距離地球10秒差距所呈現的視星等，只與恆星的發光度有關。視星等和絕對星等的標尺都是對數單位：每一個相鄰的整數數值的光度變化都是相差2.5倍。這意思就是一等星的亮度是二等星的2.5倍，並且是六等星的100倍。在視相度良好的條件下肉眼可以看見的最暗星就是六等星。在視星等和絕對星等的亮度標尺上，都是數值越小的恆星越亮，數值越大的亮度越暗。無論在那一種標尺下最亮的都是負數值的星等。兩顆恆星之間的亮度差是亮星的星等減去暗星的星等，然後使用2.512做對數的基底取方次。
針對天體攝影的天體攝影術誕生於1840年，當時約翰·威廉·德雷伯使用銀版照相法對月球進行攝影。哈佛大學天文台科學家喬治·菲利普斯·邦德和約翰·亞當斯·惠普爾在1840年7月17日對織女星進行攝影，它成為人類第一顆除了太陽以外攝影的恆星，也是使用銀版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月對織女星攝影的時候，得到了第一張恆星光譜的照片。這也使得他成為第一個展現恆星吸收譜線的人。天文學家已經在太陽的光譜裡辨識出類似的光譜線。威廉·哈金斯在1879年利用織女星和類似恆星的光譜照片來辨認一系列在該類恆星裡普遍存在的12條非常強烈的譜線。後來天文學家辨認出這是氫原子的巴耳麥系譜線。從1943年開始，天文學家將織女星的光譜當成分類其他恆星的標準之一。天文學家可以藉由地球環繞太陽公轉時，織女星相對於背景恆星的視差測量出它與地球之間的距離。歷史上首先發表恆星視差的人是瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125弧秒，但是弗里德里希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星系統天鵝座61的視差為0.314″時，斯特魯維把織女星的視差修正為先前的兩倍左右。這次修正使斯特魯維公布的數據更有疑問，因此當時大部分天文學家都認可貝塞爾的數據才是歷史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。地球上看到的恆星亮度是使用標準化的對數刻度－視星等來表示，它隨著恆星亮度的增加而減小。肉眼能見的最暗恆星為6等星，而最亮的恆星天狼星星等為-1.47等。為了標準化這個對數刻度，天文學家選擇織女星來作為所有波長的0星等。因此許多年以來，織女星被當作是絕對光度測定的亮度刻度。 然而這種規定沒有延續至今，現在視星等的零點普遍使用特定數值的光流量來表示。這種方法對於天文學家來說更加簡便，因為織女星並不能永遠作為度量的標準。
由於視星等需要考慮星體光度、距離、星際塵埃遮蔽等多重因素，因此僅憑視星等衡量恆星本身亮度是不客觀的。只有從已知的距離觀察一個恆星得到的亮度，才能確定它自身的發光強度，並用來與其他星體進行比較。我們把從距離星體10個秒差距的地方看到的目視亮度，叫做該星體的絕對星等。按照這個度量方法，牛郎星為2.19等，織女星為0.5等，天狼星為1.43等，太陽為4.8等。因為行星、小行星、彗星等天體只能依靠反射星光才能看到，即使從固定的距離觀察，它們的亮度也會不同，所以行星、小行星、彗星的絕對星等需要另外定義。行星的絕對星等定義為「天體在距離太陽和地球的距離都為一個天文單位，且相位角為0°時，呈現的視星等」。
現代粒子物理學的研究集中在亞原子粒子上。這些粒子的結構比原子要小，其中包括原子的組成部分如電子、質子和中子和放射和散射所造成的粒子如光子、微中子和緲子，以及許多其它奇特的粒子。嚴格地說粒子這個稱呼不精確，粒子物理學中研究的所有的物體都遵守量子力學的規則，它們都顯示波粒二象性，根據不同的實驗條件它們顯示粒子的特性或波的特性。在物理理論中，它們既非粒子也非波，理論學家用希爾伯特空間中的狀態向量來描寫它們，詳細的理論基礎為量子場論。但按照粒子物理學的常規在這篇文章中這些物體依然被稱為粒子，雖然這些粒子也具有波的特性。