视星等（观测者肉眼看到的星体亮度）

概念

晴朗的夜晚，点点繁星，有明有暗。天文学家用“视星等”来区分它们的明亮程度。整个天空肉眼能见到的大约有6000多颗恒星。将肉眼可见的星分为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等以至负的星等。

视星等（英语：apparent magnitude，符号：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本来的等级──引入“负星等”概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太阳之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。

由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。如果人们在理想环境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半个天空平均约3000颗星星（至6.5等计算），整个天球能被肉眼看到的星星则约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。

星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。

意义

在地球量度之星的亮度等级。物体越近显得越亮；物体越远显得越暗。例如：近的烛光比远的街灯显得还要光亮些。视星等不能作为量度真实光亮度的指标。视星等只能量度物体表面上的光亮度（在地面上接收到的光能量）。

星图上所示的星等数反映了我们看到的恒星的亮暗不同，星等数越小，星星越亮。这个星等数并不反映恒星本身真正发出的光度大小，因为这里没有考虑恒星的距离（同样发光度的恒星，距离越远，我们看到的视亮度越小），所以我们把这个星等数叫作视星等。根据长时间的观测，肉眼刚能看到的星为六等星。视星等从一等到六等，等级相差5等，视亮度相差100倍。可见两颗星等数相差一等，它们的视亮度相差2．512倍。

恒星的光度

恒星的真正亮度还用光度表示。光度就是恒星每秒钟辐射的总能量。恒星的光度由它的温度和表面积决定，温度愈高光度愈大；恒星的表面积愈大光度也愈大。恒星的大小和温度是决定恒星光度的两个重要物理量。恒星的光度与 绝对星等之间存在着密切的关系。绝对星等相差1等，光度相差2.512倍。例如绝对星等1等星的光度是绝对星等2等星的光度的2.512倍，是绝对星等6等星的100倍。这和星等与视亮度之间的关系是类似的。

天文学家把光度大的恒星叫做 巨星，光度小的称为 矮星。光度比巨星更强的叫超巨星。从表面积愈大光度也愈大的规律可以知道，光度大的巨星，体积也大，光度小的矮星，体积也小。太阳是一颗黄色的矮星，相比之下光度比较弱。但还有比它更弱的矮星。如著名的天狼星伴星是一颗白矮星，它的光度还不到太阳的万分之一。近些年来天文学家用大望远镜发现了一些绝对星等在20等左右的暗弱恒星，它们的光度大约仅为太阳的40万分之一到50万分之一，它们的光度连满月都不如。

光度用每秒辐射 尔格（尔格/秒）来表示。不仅适用于光学波段，也适用于其它波段，如红外、紫外、射电、X射线及γ射线波段。

全天星图上通常标记出五等以上的星，通过这些较亮的星，认识星座的形状，从而熟悉星空。大的星图上标有10等甚至15等的星，供望远镜观测者使用。

发展历史

早在 公元前2世纪，古希腊有一位 天文学家叫 喜帕恰斯(又名：伊巴古，英文：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。

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。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，如，太阳的视星等为-26.71等, 满月为-12.6等，金星最亮时为-4.6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0.00等星，牛郎星为0.77等星。而绝对星等是在距天体10 秒差距(32.616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。

在晴朗而又没有 月亮的夜晚，出现在我们面前的恒星天空中，眼睛能直接看到的恒星约3000颗，整个天球能被眼睛直接看到的恒星约6000颗。当然，通过 天文望远镜就会看到更多的恒星。中国目前最大的 光学望远镜，物镜直径2.4米，装上特殊接收器，它可以观测到23-25等星。美国1990年4月24日发射的绕地球运行的 哈勃太空望远镜，可以观测到28等星。

绝对星等

只有从已知距离观察一个恒星得到的亮度，才能确定它自身的发光强度，并用来与其他星体进行比较。我们把从距离星体10个 秒差距的地方看到的目视亮度（也就是视星等），叫做该星体的

绝对星等

因为 行星、小行星、彗星等 天体只能依靠反射星光才能看到，即使从固定的距离观察，它们的亮度也会不同，所以行星、小行星、彗星的绝对星等需要另外定义。

区别及示例

是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亮的星暗。

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32.6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。目视星等和绝对星等可用公式转换，公式如下：

M=m+5－5 log d

M为绝对星等； m为目视星等； d为距离。

下表是一些我们熟悉的明亮星体的视星等和绝对星等：

请注意：水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星、月球等太阳系（太阳除外）内的天体，并不会自己发光的，他们是靠反射太阳的光线发光的。

下表是最亮星表（前十）：

上表的星体全部是恒星，因此只显示绝对星等。