檢視视星等的原始碼

[[File:视星等.jpg|350px|缩略图|右|<big>视星等</big>[http://dingyue.ws.126.net/AbeEve1MDW50fZDLKPgpbC0mCa9iNVu0PfpAxRqGQp1YX1569507242056.jpg 原图链接][http://dy.163.com/v2/article/detail/EQ1J6O0Q05322ICO.html 来自 网易订阅 的图片]]]

'''视星等'''（[[英语]]：apparent magnitude，符号：m）最早是由[[古希腊]][[天文学家]]喜帕恰斯制定的<ref>[http://blog.sina.com.cn/s/blog_6a07fdbd0102dwvf.html 星体的亮度分级--星等【目视星等】]，新浪博客，2011-12-08</ref>，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的星等并不能描述当时发现的所有[[天体]]的[[亮]]度，天文学家延展本来的等级──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，[[织女星]]为0.03，除了太阳之外最亮的恒星[[天狼星]]为−1.45，太阳为−26.7，[[满月]]为−12.8，[[金星]]最亮时为−4.89。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等星。

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]]。

由于视星等需要同时考虑[[星体]]本身[[光度]]与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如[[巴纳德星]]距离地球仅6[[光年]]，却无法被肉眼所见（9.54等）。