視星等

晴朗的夜晚，點點繁星，有明有暗。天文學家用“視星等”來區分它們的明亮程度。整個天空肉眼能見到的大約有6000多顆恆星。將肉眼可見的星分為6等。肉眼剛能看到的定為6等星，比6等亮一些的為5等，依次類推，亮星為1等，更亮的為0等以至負的星等。

視星等（英語：apparent magnitude，符號：m）最早是由古希臘天文學家喜帕恰斯制定的，他把自己編製的星表中的1022顆恆星按照亮度劃分為6個等級，即1等星到6等星。1850年英國天文學家普森發現1等星要比6等星亮100倍。根據這個關係，星等被量化。重新定義后的星等，每級之間亮度則相差2.512倍，1勒克司（亮度單位）的視星等為-13.98。但1到6的星等並不能描述當時發現的所有天體的亮度，天文學家延展本來的等級──引入“負星等”概念。這樣整個視星等體系一直沿用至今。如牛郎星為0.77，織女星為0.03，除了太陽之外最亮的恆星天狼星為−1.45，太陽為−26.7，滿月為−12.8，金星最亮時為−4.89。現在地面上最大的望遠鏡可看到24等星，而哈勃望遠鏡則可以看到30等星。因為視星等是人們從地球上觀察星體亮度的度量，它實際上只相當於光學中的照度；因為不同恆星與地球的距離不同，所以視星等並不能指示出恆星本身的發光強度。

由於視星等需要同時考慮星體本身光度與到地球的距離等多重因素，會出現距離地球近的星體視星等不如距離遠的星體的情況。例如巴納德星距離地球僅6光年，卻無法被肉眼所見（9.54等）。如果人們在理想環境下（清澈、晴朗且沒有月亮的夜晚），肉眼能觀察到的半個天空平均約3000顆星星（至6.5等計算），整個天球能被肉眼看到的星星則約有6000顆。大多數能為肉眼所見的星星都在數百光年內。現在人類用肉眼可以看見的最遠天體是三角座星系，其星等約為6.3，距離地球約290萬光年。歷史上肉眼能看見的最遠天體是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽瑪射線暴，距離地球達到75億光年，視星等達到5.8，相當於用肉眼看見那裡75億年前發出的光。另外，宇宙中大量的星際塵埃也會影響到星星的視星等。由於塵埃的遮蔽，一些明亮的星星在可見光上將變得十分暗淡。有一些原本能為肉眼所見的恆星變得再也無法用肉眼看見，例如銀河系中心附近的手槍星。

星星的視星等也隨著星星本身的演化、和它們與地球的距離變化而變化當中。例如，當超新星爆發時，星體的視星等有機會驟增好幾個等級。在未來的幾萬年內，一些逐漸接近地球的恆星將會顯著變亮，例如葛利斯710在約一百萬年後將從9.65等增亮到肉眼可見的1等。

在地球量度之星的亮度等級。物體越近顯得越亮；物體越遠顯得越暗。例如：近的燭光比遠的街燈顯得還要光亮些。視星等不能作為量度真實光亮度的指標。視星等只能量度物體表面上的光亮度（在地面上接收到的光能量）。

星圖上所示的星等數反映了我們看到的恆星的亮暗不同，星等數越小，星星越亮。這個星等數並不反映恆星本身真正發出的光度大小，因為這裡沒有考慮恆星的距離（同樣發光度的恆星，距離越遠，我們看到的視亮度越小），所以我們把這個星等數叫作視星等。根據長時間的觀測，肉眼剛能看到的星為六等星。視星等從一等到六等，等級相差5等，視亮度相差100倍。可見兩顆星等數相差一等，它們的視亮度相差2．512倍。

恆星的真正亮度還用光度表示。光度就是恆星每秒鐘輻射的總能量。恆星的光度由它的溫度和表面積決定，溫度愈高光度愈大；恆星的表面積愈大光度也愈大。恆星的大小和溫度是決定恆星光度的兩個重要物理量。恆星的光度與 絕對星等之間存在著密切的關係。絕對星等相差1等，光度相差2.512倍。例如絕對星等1等星的光度是絕對星等2等星的光度的2.512倍，是絕對星等6等星的100倍。這和星等與視亮度之間的關係是類似的。

天文學家把光度大的恆星叫做 巨星，光度小的稱為 矮星。光度比巨星更強的叫超巨星。從表面積愈大光度也愈大的規律可以知道，光度大的巨星，體積也大，光度小的矮星，體積也小。太陽是一顆黃色的矮星，相比之下光度比較弱。但還有比它更弱的矮星。如著名的天狼星伴星是一顆白矮星，它的光度還不到太陽的萬分之一。近些年來天文學家用大望遠鏡發現了一些絕對星等在20等左右的暗弱恆星，它們的光度大約僅為太陽的40萬分之一到50萬分之一，它們的光度連滿月都不如。

光度用每秒輻射 爾格（爾格/秒）來表示。不僅適用於光學波段，也適用於其它波段，如紅外、紫外、射電、X射線及γ射線波段。

全天星圖上通常標記出五等以上的星，通過這些較亮的星，認識星座的形狀，從而熟悉星空。大的星圖上標有10等甚至15等的星，供望遠鏡觀測者使用。

早在 公元前2世紀，古希臘有一位 天文學家叫 喜帕恰斯(又名：伊巴古，英文：Hipparchus)，他在 愛琴海的 羅得島上建起了 觀星台，他對恆星天空十分熟悉。一次，他在 天蠍座中發現一顆陌生的星。憑他豐富的經驗判斷，這顆星不是 行星，但是前人的記錄中沒有這顆星。這是什麼天體呢？這就引出了這位細心的天文學家一個重要的思路。他決定繪製一份詳細的恆星天空星圖。經過頑強的努力，一份標有1000多顆恆星精確位置和亮度的恆星 星圖終於在他手中誕生了。為了清楚地反應出 恆星的 亮度，喜帕恰斯將恆星亮暗分成等級。他把看起來最亮的20顆恆星作為一等星，把眼睛看到最暗弱的恆星做為六等星。在這中間又分為二等星、三等星、四等星和五等星。

喜帕恰斯在2100多年前 奠定的“星等”概念基礎，一直沿用到今天。到了1850年，由於 光度計在天體光度測量中的應用，英國天文學家 普森(M.R.Pogson)把我們的肉眼看見的一等星到六等星做了比較，發現星等相差5等的亮度之比約為100倍。於是提出的衡量天體亮度的單位。一個星等間的亮度比規定為五次根下100即約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，依此類推。它是天體光度學的重要內容。當然，現在對天體光度的測量非常精確，星等 自然也分得很精細，由於星等範圍太小，又引入了負星等，來衡量極亮的天體，把比一等星還亮的定為零等星，比零等星還亮的定為-1等星，依此類推，同時，星等也用小數表示。星等又分視星等和絕對星等，視星等是地球上的觀測者所見的天體的亮度，如，太陽的視星等為-26.71等, 滿月為-12.6等，金星最亮時為-4.6等星，全天最亮的恆星天狼星為-1.45等星，老人星為-0.73等星，織女星為0.00等星，牛郎星為0.77等星。而絕對星等是在距天體10 秒差距(32.616光年)處所看到的亮度，太陽的絕對星等為4.75等，熱星等是測量恆星整個輻射，而不是只測量一部分可見光所得到的星等；單色星等是只測量 電磁波譜中某些範圍很窄的 輻射而得的星等；窄頻帶星等是測量略寬一點的頻段所得的星等，寬頻帶星等的測量範圍更寬；人眼對黃色最敏感，因此目視星等也可稱為黃星等。

在晴朗而又沒有 月亮的夜晚，出現在我們面前的恆星天空中，眼睛能直接看到的恆星約3000顆，整個天球能被眼睛直接看到的恆星約6000顆。當然，通過 天文望遠鏡就會看到更多的恆星。中國目前最大的 光學望遠鏡，物鏡直徑2.4米，裝上特殊接收器，它可以觀測到23-25等星。美國1990年4月24日發射的繞地球運行的 哈勃太空望遠鏡，可以觀測到28等星。

只有從已知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（也就是視星等），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0.00等，天狼星為1.44等，太陽為4.83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。

是指我們用肉眼所看到的星等。看來不突出的、不明亮的恆星，並不一定代表他們的發光本領差。道理十分簡單：我們所看到恆星視亮度，除了與恆星本生所輻射光度有關外，距離的遠近也十分重要。同樣亮度的星球距離我們比較近的，看起來自然比較光亮。所以晦暗的星並不代表他比較亮的星暗。

由於目視星等並沒有實際的物理學意義，於是天文學家制定了絕對星等來描述星體的實際發光本領。假想把星體放在距離10秒差距（即32.6光年，秒差距亦是天文學上常用的距離單位，1秒差距=3.26光年）遠的地方，所觀測到的視星等，就是絕對星等了。通常絕對星等以大寫英文字母M表示。目視星等和絕對星等可用公式轉換，公式如下：

M=m+5－5 log d

M為絕對星等； m為目視星等； d為距離。

下表是一些我們熟悉的明亮星體的視星等和絕對星等：

請注意：水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星、月球等太陽系（太陽除外）內的天體，並不會自己發光的，他們是靠反射太陽的光線發光的。

下表是最亮星表（前十）：

上表的星體全部是恆星，因此只顯示絕對星等。