观测者能够从图像中直接测量天体的仪器星等，其中为天体的流量强度（比如CCD图像中的电子计数）。仪器星等与观测者使用的观测设备、目标天体的大气质量、当时的天气状况以及天体流量统计的方法等相关。因此，需要借助于已知星等的标准星改正这些因素的影响，从而估计待测天体的星等。最简单的方式是在观测目标天体前后观测与该天体大气质量较接近的标准星。测量标准星的仪器星等和已知的定标星等之间的差别，分别通过曝光时间和大气质量的修正，就可以将这个星等差应用于待测天体的仪器星等，从而完成定标过程。一般采用较大的孔径来统计标准星的流量以减弱大气视宁度的影响。这个定标方式需要假设观测标准星和目标天体时大气条件基本一致。对于大气条件不稳定的情况，这种定标方式无法获得高精度定标。

为了满足大面积的图像巡天和高精度的测光要求，需要更高质量和有效的定标算法。通常采取的方式是在测光夜观测标准星和部分巡天区域。测光夜具有稳定的大气条件，利用标准星的观测可以获得准确的大气消光改正。对同一标准星在不同大气质量下进行观测，然后测量标准星的仪器星等和定标星等之差随大气质量的变化，通过线性拟合计算仪器零点和大气消光系数。用公式表示则为；

式中为定标星等；为对应单色波段的大气消光系数；为大气质量；为仪器零点。在观测标准星的间隙，短曝光观测巡天天区。基于标准星获得的大气消光系数和仪器零点，可以准确计算该短曝光天区所观测的亮天体星等。将这些亮天体作为二级标准星对正常巡天观测对应的天区进行定标。对于那些没有测光夜观测的天区，可以利用图像间重叠观测区域的天体进行交叉传递，从而完成整个巡天观测的测光定标过程。