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视星等
為考察星体的目视亮度，把最亮的星做为1等星，肉眼慬能看见的做为6等星，这就是视星等。
视星等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级星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──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等，织女星为0.03等，最亮的恒星天狼星为-1.45等，太阳为-26.7等，满月为-12.8等，金星最亮时为-4.6等。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。
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。
如果我们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。
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。按照这个度量方法，牛郎星为2.19等，织女星为0.5等，天狼星为1.43等，太阳为4.8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義。
照相星等
UBV系统包括对天体在三个波长段的辐射测量，传统上通过在检测系统前放置标准滤光片实现：
- U: 波长360纳米（nm）左右，测量近紫外线成份，所得为紫外星等。
- B: 波长440nm左右，测量蓝色成分，所得为蓝色星等（蓝等，英文Blue magnitude）。
- V: 波长550nm左右，测量黄、绿色成分，和人眼所见亮度接近，所得为可见星等。天文文献中，不特别说明的星等一般是可见星等。
这三个星等每个又有视星等和絕對星等之区分。绝对星等的定义为：
- M=-2.5 log10 E -5log10 r + 常数
E=照度，在国际单位制中的单位是坎德拉/米2；r为天体距离，常数的定义目前为太阳的可见绝对星等MU=5.61, MB=5.84, MV=4.83[1]。