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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[1],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)。

原理

如果人们在理想环境下(清澈、晴朗且没有月亮的夜晚),肉眼能观察到的半个天空平均约3000颗星星(至6.5等计算),整个天球能被肉眼看到的星星则约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系[2],其星等约为6.3,距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴,距离地球达到75亿光年,视星等达到5.8,相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。

另外,宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽,一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见,例如银河系中心附近的手枪星

星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如,当超新星爆发时,星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内,一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮,例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。

绝对星等

因为通量随距离平方成反比衰减的关系,当距离增为2倍时,要维持特定的视星等,则其亮度必须增加4倍;依此类推。从天文学的角度看,对在地球看见的视星等并不感兴趣,天体内在的亮度,也就是绝对星等才是有意义的。恒星或天体的绝对星等定义为在10秒差距(约32.6光年)距离的视星等。太阳的绝对星等是4.83V(黄光的波段)和5.48B(蓝光的波段)。一颗行星小行星太阳系内的天体),其绝对星等是在距离太阳和地球都是1天文单位的距离时,从地球上观测得到的视星等。

参考文献