星等

星等，（magnitude），是衡量天体光度的量。在不明确说明的情况下，星等一般指目视星等。为了衡量星星的明暗程度，天文学家创造出了星等这个概念。星等值越小，星星就越亮；星等的数值越大，它的光就越暗。在不明确说明的情况下，星等一般指目视星等。

星等是天文学上对星星明暗程度的一种表示方法，记为 m。通俗的说法是星星的等级。天文学上规定，星的明暗一律用星等来表示，星等数越小，说明星越亮，星等数每相差 1星的亮度大约相差 2.512 倍。1 等星的亮度恰好是 6 等星的 100 倍。每相差0.1星等的亮度大约相差1.0965倍天空中有一等星21 颗，二等星有 46 颗，三等星 134 颗，四等星共 458 颗，五等星有 1476 颗，六等星共 4840 颗，共计 6974 颗。更亮的为 0 等以至负的星等。例如，太阳是 －26.7 等，满月的亮度是 －12.6 等，金星最亮时可达 －4.4 等。我们把肉眼能够看到的最暗的星设定是 6 等星（6m 星）。天空中亮度在 6 等以上（即星等数小于 6）也就是可以看到的星有 6000 多颗。当然，同一时刻我们只能看到半个天球上的星星，即 3000 多颗。而当今世界上最大的天文望远镜能看到暗至 24m 的天体，而哈勃望远镜能拍摄得到的最暗星等达 30m。恒星的真正亮度还可用光度表示。光度就是恒星每秒钟辐射的总能量。恒星的光度星等星等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。恒星之间的光度差别非常大。以太阳为标准来比较，织女星的绝对星等是 0.5 等，它的光度是太阳的 50 倍。超巨星“天津四”的绝对星等大约是－7.2 等，其光度比太阳强五万多倍。还有一颗在星空中极不起眼的天蝎座“尾宿三” ，视星等只有 4.7 等，但它的绝对星等是 －10.2 等，它的光度几乎是太阳光度的 150～180 万倍。光度超过太阳的 100 万倍的恒星比比皆是。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。光度用每秒辐射多少尔格（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。它是恒星本身所固有的，表征其辐射本领的量。太阳的光度是，知道了恒星的绝对星等后，就可以对比太阳的光度，得到恒星的光度L。

公元前二世纪，古希腊天文学家喜帕恰斯在爱琴海的罗德岛建立观星台，并在天蝎座看到一颗陌生的星。为了描述这颗前人没有记录的星星，他决定绘制一份详细的星图。经过顽强的努力，这份标有上千颗恒星位置和亮度的星图诞生了。喜帕恰斯将恒星按照亮度分成等级，最亮的二十颗作为一等星，最暗的作为六等星，中间又有二等星、三等星、四等星、五等星。喜帕恰斯在 2100多年前创立的“星等”的概念一直沿用到今天。

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号下100即约 2.512 倍。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，比如，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 0.04 等星，牛郎星为 0.77 等星。而绝对星等是在距天体 10 秒差距（32.6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。

普森公式：

联系两个天体的星等 

 和它们的亮度 

。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。

天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等，它反映天体的视亮度。一颗很亮的星可以由于距离远而显得很暗（星等数值大）；而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮（星等数值小）。对于点光源，则代表天体在地球上的照度。星等常用 m 表示。对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。但在一定波段内测定的星等差，随探测器的选择性而不同。因此，对应不同探测器有各种星等系统。例如：

目视星等 mv 是人眼测定的星等。美国哈佛大学天文台规定小熊座λ 星的

等，以此来确定目视星等的零点。例如，太阳的目视星等为－26.74 等；天狼星的目视星等为－1.6 等。目视星等为 1 等的星，在地面的照度约等于

勒克司。

照相星等 mp 是用蓝敏照相底片测定的星等。国际照相星等 Ipg 的零点是这样规定的：令目视星等介于 5.5～6.5 等间的 A0 型星的平均 Ipg 为 mv。

仿视星等 mpv、国际仿视星等 Ipv 是用正色底片加黄色滤光片测定的。它的分光特性与人眼相近，实际上取代了目视星等。

光电星等是用光电倍增管测定的星等。目前最常用的光电星等系统是 UBV 测光系统。U 为紫外星等，B 为蓝星等，V 为黄星等（和目视星等相似）。

热星等 mbol 是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。不能直接由观测来确定，只能由多色测光的星等结合理论计算来求得。随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展，确定热星等的精度越来越高。

为了比较天体的发光强度，采用绝对星等。绝对星等 M 的定义是，把天体假想置于距离 10 秒差距处所得到的视星等。若已知天体的视差π（以弧秒计）和经星际消光改正的视星等m，可按下列公式计算绝对星等：

若已知天体的距离d和视星等m，可按下列公式计算绝对星等：

其中d是 10秒差，即 32.616光年。

对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。

若已知天体的绝对星等和视差π，或者距离d，可按照下列公式计算可视星等：

或

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光亮的星细小。

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 360nm 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绝对星等之区分。绝对星等的定义为：

为照度，在国际单位制中的单位是流明/米；

为天体距离，

为常数，定义为太阳的可见绝对星等

。

注：水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星、月球及彗星等太阳系内的天体，并不会自己发光的，他们是靠反射太阳的光线。

为了比较不同恒星的真实发光能力，应该把它们放在距离相同的地方进行比较，就像赛跑必须站在同一起跑线上一样。恒星的这条“起跑线”定为 10 秒差距（10 pc），即 32.616 光年。规定恒星在这个标准距离处的亮度为它的绝对亮度，用绝对星等来表示。一个恒星的绝对星等是通过计算得出来的。太阳的视亮度是无与伦比的，但如果把它放到比当前远 206 万倍远的 10 秒差距处，它的绝对星等只有 4.75 等，是一颗很暗的星星了。