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星等，天文學術語，是指星體在天空中的相對亮度。 

視星等

為考察星體的目視亮度，把最亮的星做為1等星，肉眼慬能看見的做為6等星，這就是視星等。

視星等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。重新定義後的星等，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級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等，織女星為0.03等，最亮的恆星天狼星為-1.45等，太陽為-26.7等，滿月為-12.8等，金星最亮時為-4.6等。現在地面上最大的望遠鏡可看到24等星，而哈伯望遠鏡則可以看到30等。

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。

如果我們在理想環境下（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。

絕對星等

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0.5等，天狼星為1.43等，太陽為4.8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。

照相星等

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360奈米（nm）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：

M=-2.5 log₁₀ E -5log₁₀ r + 常數

E=照度，在國際單位制中的單位是坎德拉/米²；r為天體距離，常數的定義目前為太陽的可見絕對星等MU=5.61, MB=5.84, MV=4.83^[1]。