星等

星等概念星等是天文學上對星星明暗程度的一種表示方法，記為 m。通俗的說法是星星的等級。天文學上規定，星的明暗一律用星等來表示，星等數越小，說明星越亮，星等數每相差 1星的亮度大約相差 2.512 倍。1 等星的亮度恰好是 6 等星的 100 倍。每相差0.1星等的亮度大約相差1.0965倍天空中有一等星21 顆，二等星有 46 顆，三等星 134 顆，四等星共 458 顆，五等星有 1476 顆，六等星共 4840 顆，共計 6974 顆。更亮的為 0 等以至負的星等。例如，太陽是 －26.7 等，滿月的亮度是 －12.6 等，金星最亮時可達 －4.4 等。我們把肉眼能夠看到的最暗的星設定是 6 等星（6m 星）。天空中亮度在 6 等以上（即星等數小於 6）也就是可以看到的星有 6000 多顆。當然，同一時刻我們只能看到半個天球上的星星，即 3000 多顆。而當今世界上最大的天文望遠鏡能看到暗至 24m 的天體，而哈勃望遠鏡能拍攝得到的最暗星等達 30m。恆星的真正亮度還可用光度表示。光度就是恆星每秒鐘輻射的總能量。恆星的光度星等星等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。恆星之間的光度差別非常大。以太陽為標準來比較，織女星的絕對星等是 0.5 等，它的光度是太陽的 50 倍。超巨星“天津四”的絕對星等大約是－7.2 等，其光度比太陽強五萬多倍。還有一顆在星空中極不起眼的天蠍座“尾宿三” ，視星等只有 4.7 等，但它的絕對星等是 －10.2 等，它的光度幾乎是太陽光度的 150～180 萬倍。光度超過太陽的 100 萬倍的恆星比比皆是。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。光度用每秒輻射多少爾格（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。它是恆星本身所固有的，表徵其輻射本領的量。太陽的光度是，知道了恆星的絕對星等后，就可以對比太陽的光度，得到恆星的光度L。

公元前二世紀，古希臘天文學家喜帕恰斯在愛琴海的羅德島建立觀星台，並在天蠍座看到一顆陌生的星。為了描述這顆前人沒有記錄的星星，他決定繪製一份詳細的星圖。經過頑強的努力，這份標有上千顆恆星位置和亮度的星圖誕生了。喜帕恰斯將恆星按照亮度分成等級，最亮的二十顆作為一等星，最暗的作為六等星，中間又有二等星、三等星、四等星、五等星。喜帕恰斯在 2100多年前創立的“星等”的概念一直沿用到今天。

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號下100即約 2.512 倍。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，比如，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 0.04 等星，牛郎星為 0.77 等星。而絕對星等是在距天體 10 秒差距（32.6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。

普森公式：

聯繫兩個天體的星等 和它們的亮度 。這個星等尺度的定義一直沿用至今。星等尺度的零點由規定某顆星的星等值來確定。

天體光度測量直接得到的星等同天體的距離有關，稱為視星等，它反映天體的視亮度。一顆很亮的星可以由於距離遠而顯得很暗（星等數值大）；而一顆實際上很暗的星可能由於距離近而顯得很亮（星等數值小）。對於點光源，則代表天體在地球上的照度。星等常用 m 表示。對單一波長測定的單色星等差與輻射探測器的特性無關。但在一定波段內測定的星等差，隨探測器的選擇性而不同。因此，對應不同探測器有各種星等系統。例如：

目視星等 mv 是人眼測定的星等。美國哈佛大學天文台規定小熊座λ 星的 mv=+6.55 等，以此來確定目視星等的零點。例如，太陽的目視星等為－26.74 等；天狼星的目視星等為－1.6 等。目視星等為 1 等的星，在地面的照度約等於勒克司。

照相星等 mp 是用藍敏照相底片測定的星等。國際照相星等 Ipg 的零點是這樣規定的：令目視星等介於 5.5～6.5 等間的 A0 型星的平均 Ipg 為 mv。

仿視星等 mpv、國際仿視星等 Ipv 是用正色底片加黃色濾光片測定的。它的分光特性與人眼相近，實際上取代了目視星等。

光電星等是用光電倍增管測定的星等。目前最常用的光電星等系統是 UBV 測光系統。U 為紫外星等，B 為藍星等，V 為黃星等（和目視星等相似）。

熱星等 mbol 是表徵天體在整個電磁波段內輻射總量的星等。不能直接由觀測來確定，只能由多色測光的星等結合理論計算來求得。隨著各波段測光技術特別是大氣外觀測的發展，確定熱星等的精度越來越高。

為了比較天體的發光強度，採用絕對星等。絕對星等 M 的定義是，把天體假想置於距離 10 秒差距處所得到的視星等。若已知天體的視差π（以弧秒計）和經星際消光改正的視星等m，可按下列公式計算絕對星等：

若已知天體的距離d和視星等m，可按下列公式計算絕對星等：

其中d是 10秒差，即 32.616光年。

對應不同系統的視星等有不同的絕對星等。

若已知天體的絕對星等和視差π，或者距離d，可按照下列公式計算可視星等：

或

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光亮的星細小。

UBV 系統包括對天體在三個波長段的輻射測量，傳統上通過在檢測系統前放置標準濾光

片實現：

U：波長 360nm 左右，測量近紫外線成份，所得為紫外星等。

B：波長 440nm 左右，測量藍色成分，所得為藍色星等（藍等，英文 Blue magnitude）。

V：波長 550nm 左右，測量黃、綠色成分，和人眼所見亮度接近，所得為可見星等。天文文獻中，不特別說明的星等一般是可見星等。

這三個星等每個又有視星等和絕對星等之區分。絕對星等的定義為：

為照度，在國際單位制中的單位是流明/米； 為天體距離，為常數，定義為太陽的可見絕對星等 。

註：水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星、月球及彗星等太陽系內的天體，並不會自己發光的，他們是靠反射太陽的光線。

為了比較不同恆星的真實發光能力，應該把它們放在距離相同的地方進行比較，就像賽跑必須站在同一起跑線上一樣。恆星的這條“起跑線”定為 10 秒差距（10 pc），即 32.616 光年。規定恆星在這個標準距離處的亮度為它的絕對亮度，用絕對星等來表示。一個恆星的絕對星等是通過計算得出來的。太陽的視亮度是無與倫比的，但如果把它放到比當前遠 206 萬倍遠的 10 秒差距處，它的絕對星等只有 4.75 等，是一顆很暗的星星了。