星等定义
天空中的星等划分
科迷街仰望浩瀚的太空，我们肉眼能见到的恒星有6000多颗。
根据这些星星的明暗，我们把它们分成6等。
肉眼刚能看到的定为6等星，比6等亮一些的为5等，依次类推，亮星为1等，更亮的为0等甚至负的星等。
天空中有一等星21颗，二等星46颗，三等星134颗，四等星458颗，五等星1476颗，六等星4840颗，共计6974颗。
星等的概念最早由古希腊天文学家喜帕恰斯提出，他把人眼能看到的星分成6个等级，即最亮的为1等星，次亮的为2等星，以此类推，6等星是人眼的极限了。
近代天文学家对星等给出准确的规定，并做了概念延伸。
比如：
1) 规定星等之间的亮度差别为2.512倍，即1等星比2等星亮2.512倍，1等星比6等星亮100倍。
2) 引入0星等和负星等，扩展星等范围，用来衡量从亮到暗的天体。
3) 引入小数星等，进一步细化天体之间的亮度差别。
◎文/国家天文台 郭红锋
天空中的星等划分
我们近期开展的全球观
星测光污染活动（GLOBE
at Night）给出的7个星等
图，每一幅表示肉眼能看到
的亮于该星等的星。
例如你
所在地方能看到猎户座里的
5颗星，与2等星图的样子差
不多，就表示你所在地光污
染条件下的星空能见度是2
等星，你在数据记录表里填
上等星图2，就可以了。
一等星
58
59。
星等的概念
星等的概念嘿，朋友们！今天咱来聊聊星等这个有意思的玩意儿。
你说星星挂在天上，一闪一闪的，多好看呀！可你知道吗，星星们也是有大有小、有亮有暗的呢。
这就好像咱人一样，有高有矮，有胖有瘦。
而星等呢，就是给星星们划分个等级，看看谁更亮，谁稍微暗那么一点儿。
你想想，要是没有星等，那咱看星星不就乱套啦？都不知道哪个亮哪个暗，那不就跟瞎看没啥区别了嘛。
有了星等，咱就清楚多啦。
就好比你在一群人里，一下子就能分辨出谁是大明星，谁是小配角。
那些特别亮的星星，星等就小，就跟咱班里的学霸似的，闪闪发光，一下子就能吸引你的注意。
而那些暗一些的星星呢，星等就大啦，就像那些默默无闻的同学，也有自己的光芒，只是不太显眼罢了。
咱平时抬头看夜空，那些最亮的星星，咱一眼就能瞧见，它们的星等可能就只有一二等呢。
你说神奇不神奇？这就好像在一群人里，最耀眼的那个人，你想不注意都难。
那星等是怎么划分的呢？哎呀，这可就有点复杂啦。
简单来说呢，就是科学家们用一种特别的方法，来衡量星星的亮度。
就好像咱衡量一个东西的好坏，得有个标准一样。
你说要是没有星等，咱怎么知道天上那些星星谁厉害呀？难道就光看谁闪得快？那可不行！星等就像是给星星们贴了个标签，让咱能更好地了解它们。
你再想想，要是星星们没有星等，那咱看星星的时候得多迷茫呀。
就跟你去一个陌生的地方，没有地图一样，都不知道该往哪儿走。
星等还能让咱更好地欣赏星空呢。
有时候你看到一颗很暗的星星，你可能会觉得没啥了不起的。
但你要是知道它的星等很大，那你是不是就会对它多一点敬意呢？就好像一个平时很低调的人，你突然发现他其实很有本事，那你肯定会对他刮目相看呀。
总之呢，星等这个东西可太重要啦！它让咱的星空变得更有秩序，也让咱能更好地欣赏这些美丽的星星。
所以呀，下次你再抬头看星星的时候，别忘了想想星等哦，说不定你会有新的发现呢！原创不易，请尊重原创，谢谢!。
星等
星等magnitude度量天体相对亮度的数值。
公元前2世纪，希腊天文学家依巴谷把人眼可见的恒星的亮度分为6个等级。
最亮的为1等，肉眼刚能看到的星为6等。
亮度越大，星等越小。
后经改进和精确化，英国的N.R.普森于1857年用公式把两个星的星等m1、m2同它们的亮度 E1、E2联系起来。
按照普森公式，1等星比6等星亮100倍；星等增加1等，亮度减小2.512倍。
普森的这个星等关系沿用至今。
其零点由规定某颗星的星等值来确定。
星等值可以为零或负。
例如，满月的星等为－12.7等。
直接由光度测量得到的星等称为视星等，它反映天体的亮度。
视星等用符号m表示。
由于辐射探测器的灵敏度与波长有关，而天体辐射的能量在不同波长也不相同，因此，用不同的探测器测得的星等也不相同。
视星等就有许多种，取决于所用的探测器。
用人眼测定的视星等称为目视星等，用mV表示。
用照相底片测得的星等称为照相星等，记为mP。
用正色底片加黄色滤光片测得的星等称仿视星等，记为mPV。
它同目视星等很接近，实际上已取代了目视星等。
用光电倍增管测定的称为光电星等。
最常用的光电星等系统是UBV系统，U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等(接近目视星等)。
此外，还有表征天体在整个电磁波段辐射总量的星等，称为热星等，记为mbol热星等的测量比较困难。
天体的亮度与天体的发光强度成正比，与天体到观测者（地球）的距离的平方成反比。
因此，单由视星等不能比较天体的发光强度。
如果天体的距离都相同，视星等才可作为天体发光强度的量度。
为了比较天体的发光强度，天文上采用绝对星等。
绝对星等（记为M）定义为天体假想地被置于10秒差距处所得到的视星等。
绝对星等M和视星等m之间有如下关系：M＝m＋5＋5lgπ或M＝m＋5－5lgr式中π为天体的视差，以角秒为单位；r为天体的距离，以秒差距为单位。
同视星等一样，绝对星等也可分为绝对目视星等、绝对照相星等、绝对仿视星等、绝对光电星等、绝对热星等。
视星等是什么意思
视星等是什么意思视星等是什么意思？“视”为看，“星等”指的就是光的强弱。
所以我们经常可以听到这样一句话：天空真美啊！其实天空并不是一片漆黑，而是由许多明暗相间的物质组合在一起形成的图像，而每种物质又会发出特定颜色的光线。
因此即使没有肉眼也能看见天空中闪烁着点点繁星。
那么在夜晚如何才能清楚地观察到星星呢？科学家们提供了两种方法——“目视法”和“照相机法”。
其中，用眼睛直接看可谓最原始、简单的办法。
然而事实上想要正确无误地认识星空却并非易事。
比如从南半球的阿根廷或者北美洲的加拿大看去，你很难找到一颗高度接近30等的恒星；但从欧洲向东或者朝西方向望去，则容易发现高度较低、数量更多的30等恒星。
而且即便同一个位置，随着时间变化，同样一个方向上，你会发现越往西方向上可见星星越少，而越靠近赤道附近，人造灯光则显得越密集……总而言之，越是空旷的区域，天空越容易被观测到，而越是热闹的街市或城镇，越容易找不到星星。
天文学中把恒星分成若干个星等，光度是它的重要参数。
视星等（ Visualstarquale），即肉眼能够看到的星星的最暗的星等。
我国古代把黄道坐标划分为二十八宿，即把南天极周围的二十八个星座称作二十八宿。
古希腊人继承了这种传统，他们将南天极周围的三十六个星座称作三十六宿。
中世纪的天主教徒则沿袭了古罗马的传统，将天球赤道带上的七个星座称作七曜。
七曜即日、月、火、水、木、金、土七个星座。
月亮的光度只有太阳的八十万分之一，所以月亮看上去是银白色的，它本身的亮度还不足以让人们用肉眼看到它，必须借助望远镜。
月亮上没有云，可以用望远镜看到它的全貌，甚至连细节都看得一清二楚。
所以，月亮的光度虽然很弱，但仍然是个令人惊叹的目标。
但是，月亮离地球实在太远了，即使是望远镜也需要足够的长度才能将月面放大到足够的尺寸。
而当你在地球上仰望月亮时，实际上月亮离你有38万公里远，以致月亮上的一些环形山在你的望远镜中看上去几乎消失了。
星等的名词解释
星等的名词解释星等是衡量天体亮度的一种指标，用来描述天体在地球上看到的亮度大小。
它是天文学中最基本的量化观测指标之一，对于研究和了解宇宙中的天体非常重要。
一、什么是星等？星等是由古希腊天文学家休谟提出的天体亮度分级系统。
根据这个系统，天空中最明亮的星星被定义为一等星，而较暗一些的是二等星。
接下来是三等星、四等星，以此类推。
星等越小，天体的亮度越大。
实际上，这种亮度分级系统是对天体亮度的对数表示，每相差一级的星等在亮度上相差约2.512倍。
二、为什么需要星等？星等的存在和使用是为了方便天文学家研究天体亮度的变化。
观测天体的亮度并不容易，因为天空的条件常常复杂且不可控。
而星等的引入使得天文学家能够通过简单地记录星等的变化来推测天体的性质和行为。
比如，当一个天体的星等发生变化时，我们可以推测它可能经历了爆发、耀变、或者被其他的天体遮挡等。
同时，星等还有助于天文学家进行天体分类和观测数据的比较。
通过测量不同天体的星等，研究人员能够更好地了解宇宙中的物质分布、星系结构和恒星演化等基本问题。
三、星等的具体测量方法在现代天文学中，星等的测量可以通过使用照相、光度计等设备来进行。
而在早期，人们只能依赖肉眼对天体的亮度进行估计。
因此，为了保持测量的一致性，国际天文学联合会（IAU）制定了标准星等系统，明确了不同星等的定义和测量方法。
测量星等的过程中，天文学家会利用一些已知亮度的参考天体作为标准，然后通过比较未知天体和标准天体的亮度差异来计算星等。
这些参考天体通常会分布在天空不同的位置，以覆盖整个天空，并以一定的间隔进行分类。
四、星等的应用星等的概念和测量方法在天文学中得到广泛应用。
除了用于观测天体亮度的变化之外，星等也被用于描述行星、彗星、恒星和星系等天体的亮度。
比如，我们常常会听到“明亮的一等星”、“夜空的星星分布在五、六等星的范围内”等表述。
这些描述都是基于星等系统的。
此外，星等还被用于天文导航和定位。
在星空中，我们可以通过观察特定星体的星等来确定自己的位置和朝向。
亮度和星等
亮度和星等早在公元前2世纪，古希腊有一位天文学家叫喜帕恰斯(Hipparchus)，他在爱琴海(Aegean Sea)的罗得岛(Island of Rhodes)上建起了观星台观察星空。
一次，他在天蝎座中发现一颗陌生的星。
凭他丰富的经验判断，这颗星不是行星，但是前人的记录中没有这颗星。
这是什么天体呢？于是他决定绘制一份详细的空星图。
经过艰苦的努力，一份标有1000多颗恒星精确位置和亮度的恒星星图终于诞生了。
为了清楚地反应出恒星的亮度，喜帕恰斯将恒星亮暗分成等级。
他把看起来最亮的20颗恒星作为一等星，把眼睛看到最暗弱的恒星做为六等星，在这中间又分为二等星、三等星、四等星和五等星。
把一根蜡烛放在1000米远处，它的视亮度跟1等星差不多。
到了1850年，由于光度计在天体光度测量中的应用，英国天文学家普森(M.R.Pogson)把我们的肉眼看见的一等星到六等星做了比较，发现星等相差5等的亮度之比约为100倍。
于是提出了衡量天体亮度的单位。
一个星等间的亮度比规定为五次根号下100，即约2.512倍，一等星比二等星亮2.512倍，二等星比三等星亮2.512倍，……依此类推。
它是天体光度学的重要内容。
当然，现在对天体光度的测量非常精确，星等自然也分得很精细，由于星等范围太小，又引入了负星等来衡量极亮的天体。
把比一等星还亮的定为零等星，比零等星还亮的定为-1等星，依此类推。
同时，星等也用小数表示。
星等又分视星等和绝对星等，视星等是地球上的观测者所见的天体的亮度，而绝对星等是相当于把天体移到距离我们为10个秒差距(32.6光年)时我们所看到的天体的亮度。
热星等是测量恒星整个辐射，而不是只测量一部分可见光所得到的星等。
单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很窄的辐射而得的星等。
窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等，宽频带星等的测量范围更宽，人眼对黄色最敏感，因此目视星等也可称为黄星等。
天文学概念知识：光度和星等的定义和测量
天文学概念知识：光度和星等的定义和测量光度和星等是衡量天体亮度的两种常见指标。
本文将从定义、测量方法和应用等方面介绍光度和星等的相关知识。
一、光度的定义和测量光度是指天体辐射通量的总量。
在天体物理学中，常用的光度单位是太阳光度（L☉），即太阳辐射强度的单位。
通常情况下，我们将太阳光度作为天体辐射通量的基准，因为太阳是我们所知道的最亮的天体。
在较小的天体物理学领域中，我们将光度用以指代在特定波长范围内的辐射通量值（例如红外光度、X射线光度、射电光度等）。
在实际测量中，光度的计算通常是通过测量天体的亮度和距离得出的。
利用所得亮度的知识，我可以计算出天体总射出功率。
然后，可以使用距离信息来计算天体总辐射功率，这可用于计算光度。
距离信息的收集是通过使用天文学中的三角测量方法，即在地球不同位置测量天体在空间中的位置，从而使得可以计算出距离。
二、星等的定义和测量星等是指天体到达地球时天体表面看到的亮度。
星等在天文学中用于比较天体的亮度，不同星等之间相差约2.512倍。
具体来说，星等差（Δm）是两个星等之间的差异，与相应光度的差异成反比。
通过测量天体的视星等，我们可以了解天体的亮度和性质。
天文学中使用的星等体系是霍金体系。
在这个星等体系中，0星等对应最亮的天体。
随着星等的增加，天体变得更加暗淡。
根据霍金体系，一个1等星的亮度是5.25倍10^-9 L☉，即约等于太阳亮度的5千万分之一。
测量天体的星等可以通过不同的方法实现，比如使用相机拍摄天象，然后在计算机上进行处理和分析。
这种方法需要对相机的光度响应进行校准，以给出相对和绝对星等值。
在近几十年里，相机控制、计算机图像处理和天文观测方法已经得到了快速的发展，天文学家现在可以在大规模观测天体时使用数字技术，这大大提高了天文学的效率和准确性。
三、光度和星等的应用光度和星等是天文学中基本的量度指标，广泛应用于天体物理学和天文学等领域。
在天体物理学中，通过知道恒星的光度，我们可以确定恒星的质量、大小、年龄和偏移。
星等
星等的提出
• 最早希腊天文学家依巴谷把 Fra bibliotek上最亮的二十颗星定为1等星 再依光度不同分为2等星、3等星 如此类推到6等星。 • 直到1850年英国天文学家扑逊（Pogson） • 订定其标准，他以光学仪器测定出星球的光度， 制定每一星等间的亮度差为 2.512倍 （基本上是定义1等星的亮度为6等星的100倍， 而其五次方根为2.512，即是(2.512)5=100）。 而比一等星还亮的星是0等； 再亮的则用负数表示，如-1，-2，-3等。
星等的分类
• 星等是分为两种的： 目视星等(visual magnitude)及绝对星等 (absolute visual magnitude)。
• 目视星等
• 指我们用肉眼所看到的星等。看来不突出的、不 明亮的恒星，并不一定代表他 星等们的发光本领 差。道理十分简单：我们所看到恒星视亮度，除 了与恒星本生所辐射光度有关外，距离的远近也 十分重要。同样亮度的星球距离我们比较近的， 看起来自然比较光亮。所以晦暗的星并不代表他 比较光亮的星细小。人眼对黄色最敏感，因此目 视星等也可称为黄星等。
• • • • • • • •
其他星等
热星等是测量恒星整个辐射，而不是只测 量一部分可见光所得到的星等； 单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很 窄的辐射而得的星等； 窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等； 宽频带星等的测量范围更宽；
星体
太阳
月亮
（满月时）
目视星等
-26.70 -13.00
绝对星 等 4.80 不适用 不适用 1.43 0.50 2.19
• 绝对星等
• 由于目视星等并没有实际的物理学意义，于是天 文学家制定了绝对星等来描述星体的实际发光本 领。假想把星体放在距离10秒差距（即32.62光年， 秒差距亦是天文学上常用的距离单位，1秒差距 =3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是 绝对星等了。通常绝对星等以大写英文字母M表 示。
关于“星等”的那些事儿
关于“星等”的那些事儿昨天有小伙伴问我关于星等的这样一个问题：我先说说我的回答，然后再给大家介绍一下星等的概念吧～Q：星等会变化吗，什么原因使它变化呢？还是说每个星的星等都有一定的范围？A：星等有很多种，通常说“星等”，默认就是“视星等”。
视星等就是我们在地球上眼睛看到的星星的亮度。
星等会发生变化，有很多原因：1、距离。
这种因素更明显地发生在太阳系的行星上。
比如火星，距离我们远的时候和北极星差不多暗，而像现在的火星比天狼星还要亮一点。
这就是距离引起的星等的变化。
恒星虽然看上去固定不动，但是它们在宇宙中也是运动的，所以现在看起来不变，但是几万年以后就会变化了。
2、内部因素。
恒星内部发生一些变化的时候通常会引起它本身亮度的变化，因此我们在地球上也能看到它亮度发生变化，也就是星等发生变化。
这种变星天文学上称为内因变星（变星，顾名思义就是亮度会发生较为明显的恒星）。
举个最通俗易懂的例子吧，就是超新星，你会看到天上原本没有星星的地方突然出现一颗非常非常亮的星星。
这就是恒星内部变化导致亮度急剧增大，引起星等的变化。
3、外部因素。
这种变星天文学上叫外因变星。
宇宙中像太阳一样的单星其实是非常少的，大部分恒星都是以双星或者多星系统存在的。
当一颗星星跑到另一颗星星前面，在地球上看来A星星把B星星给挡住了，就会引起它们亮度的变化，即星等的变化。
还有一种情况，很多星星和太阳一样带有行星。
当不发光的行星经过恒星前面的时候，在我们看来行星挡住了一部分的星光，也会引起视星等的变化。
开普勒太空望远镜就是这样探测系外行星的。
我们可以分析星星亮度变化情况推测行星的大小、运动轨道等。
我要讲的主要就是这些啦，不知道你明白了吗？接下来我就给大家简单介绍一下“星等”的一些概念吧。
一、什么是星等？星等这个概念最先是由古希腊天文学家Hipparcos最先提出的。
他定义：星等越大，星星的视亮度（就是我们看到的某一颗星星的明暗程度）越小。
最亮的是1等星，肉眼看上去最暗的是6等星。
绝对星等和目视星等的区别的定义
绝对星等和目视星等的区别的定义好嘞，咱们今天聊聊绝对星等和目视星等这两位“星星大咖”的区别。
这俩名字听起来高大上，其实简单得很，就像是小孩子过家家，玩得不亦乐乎。
先说目视星等吧，这个就像你晚上抬头看星星的时候，看到的亮度。
想象一下，你在外面和朋友们一起看星星，突然一个星星闪闪发光，哇，简直是亮得跟新买的LED灯一样！这就是目视星等，它就是告诉你一个星星在夜空中有多亮。
可是这可不是那么简单的事情，因为影响它亮度的因素可多了去了，比如说天气好不好，星星离我们有多远，还有大气层的影响。
想象一下，如果你正好在一个满天繁星的夜晚，真的是千星闪烁，目不暇接，那可真是心情大好。
再来谈谈绝对星等，这可就有点意思了。
这就像是一个星星在宇宙中的真实亮度，是不受任何干扰的。
你可以把绝对星等想象成一个星星的“本色”，不管你是在北京还是在乡下，放在10秒的距离来看，它的亮度都不变。
这就像是一个人无论在哪儿，都永远是一米八的身高，没什么好隐藏的。
绝对星等给我们一个标准，让我们能够真正比较不同星星的亮度。
可以说，绝对星等是那种“素颜”的状态，没化妆，没打光，纯粹就是它自己。
为什么要搞清楚这两者的区别呢？就像是你吃饭的时候，得知道食物的原材料和做法，才能真正品尝到美味。
目视星等和绝对星等就像是那道菜的摆盘和味道，摆盘好看固然重要，但最后还是得看味道。
这样才能让你在星空下，跟朋友们讨论的时候，显得高深莫测，甚至可以吓到那些只会看电视剧的小伙伴。
想象一下，你说：“这个星星的绝对星等比那个星星亮多了”，结果朋友们都瞪大眼睛，目瞪口呆，心里想着：“这家伙真是个天文学家！”而且呀，搞懂这两者也能帮助我们更好地了解宇宙。
就像是读书，不仅要看书名，还得看看内容。
科学家们用绝对星等来研究星星的演变和形成，它让我们知道星星的真实特性，仿佛给了星星一个身份证。
想想，如果没有绝对星等，咱们就只能在黑暗中摸索，根本看不清楚宇宙的真面目。
每当看到星星，心里总会觉得它们在对我们眨眼，这种感觉太美好了，仿佛它们在和我们分享宇宙的秘密。
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星星亮度的等级最早是由希腊天文学家依巴谷（Hipparchus）于公元二世纪时创立的。
[2] 他把天上最亮的二十颗星定为1等星，再依光度不同分为2等星、3等星，如此类推到6等星。
直到1850年英国天文学家扑逊（Pogson）加以订定其标准，他以光学仪器测定出星球的光度，制定每一星等间的亮度差为2.512倍（基本上是定义1等星的亮度为6等星的100倍，而其五次方根为2.512，即是(2.512)^5=100）。
而比一等星还亮的星是0等；再亮的则用负数表示，如-1，-2，-3等。
公元前2世纪，古希腊有一位天文学家叫喜帕恰斯Hipparchus)，他在爱琴海的罗得岛上建起了观星台，他对恒星天空十分熟悉。
一次，他在天蝎座中发现一颗陌生的星。
凭他丰富的经验判断，这颗星不是行星，但是前人的记录中没有这颗星。
这是什么天体呢？这就引出了这位细心的天文学家一个重要的思路。
他决定绘制一份详细的恒星天空星图。
经过顽强的努力，一份标有1000多颗恒星精确位置和亮度的恒星星图终于在他手中诞生了。
为了清楚地反应出恒星的亮度，喜帕恰斯将恒星亮暗分成等级。
他把看起来最亮的20颗恒星作为一等星，把眼睛看到最暗弱的恒星作为六等星。
在这中间又分为二等星、三等星、四等星和五等星。
喜帕恰斯在2100多年前奠定的“星等”概念基础，一直沿用到今天。
星等到了1850年，由于光度计在天体光度测量中的应用，英国天文学家普森(M.R.Pogson)把肉眼看见的一等星到六等星做了比较，发现星等相差5等的亮度之比约为100倍。
于是提出的衡量天体亮度的单位，一个星等间的亮度比规定为五次根下100即约2.512倍，一等星比二等星亮2.512倍，二等星比三等星亮2.512倍，依此类推。
它是天体光度学的重要内容。
当然，现在对天体光度的测量非常精确，星等自
喜帕恰斯
然也分得很精细，由于星等范围太小，又引入了负星等，来衡量极亮的天体，把比一等星还亮的定为零等星，比零等星还亮的定为-1等星，依此类推，同时，星等也用小数表示。
星等又分视星等和绝对星等，视星等是地球上的观测者所见的天体的亮度，比如，太阳的视星等为-26.75等,满月为-12.6等，金星最亮时为-4.4等星，全天最亮的恒星天狼星为-1.45等星，老人星为-0.73等星，织女星为0.04等星，牛郎星为0.77等星。
而绝对星等是在距天体10秒差距(32.6光年)处所看到的亮度，太阳的绝对星等为4.75等；热星等是测量恒星整个辐射，而不是只测量一部分可见光所得到的星等；单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很窄的辐射而得的星等；窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等；宽频带星等的测量范围
更宽；人眼对黄色最敏感，因此目视星等也可称为黄星等。
[2]
计算公式
喜帕恰斯最早把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。
最亮的20颗星定为1等。
亮
星等
度随星等数目的增加而降低。
后来J.F.赫歇耳发现，1等星比6等星亮约100倍。
于是普森用公式：
联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。
这个星等尺度的定义一直沿用至今。
星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。
天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等，它反映天体的视亮度。
一颗很亮的星可以由于距离远而显得很暗（星等数值大）；而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮（星等数值小）。
对于点光源,则代表天体在地球上的照度。
星等常用m 表示。
对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。
但在一定波段内测定的星等差，随探测器的选择性而不同。
因此，对应不同探测器有各种星等系统。
例如：
①目视星等m v是人眼测定的星等。
美国哈佛大学天文台规定小熊座λ星的m v=+6.55等，以此来确定目视星等的零点。
例如，太阳的目视星等为-26.74等；天狼星的目视星等为-1.6等。
目视星等为1等的星，在地面的照度约等于8.3×10-9勒克司。
②照相星等m p是用蓝敏照相底片测定的星等。
国际照相星等I pg的零点是这样规定的：令目视星等介于5.5～6.5等间的A0型星的平均I pg为m v。
③仿视星等m pv、国际仿视星等I pv是用正色底片加黄色滤光片测定的。
它的分光特性与人眼相近，实际上取代了目视星等。
④光电星等是用光电倍增管测定的星等。
目前最常用的光电星等系统是UBV测光系统。
U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等（和目视星等相似）。
⑤热星等m bol是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。
不能直接由观测来确定，只能由多色测光的星等结合理论计算来求得。
随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展，确定热星等
星等
的精度越来越高。
为了比较天体的发光强度，采用绝对星等。
绝对星等M的定义是，把天体假想置于距离10秒差距处所得到的视星等。
若已知天体的视差π（以角秒计）和经星际消光改正的视星等m，可按下列公式计算绝对星等：
M=m+5+5lgπ。
对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。