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視星等

從火星表面上看到的太陽視星等約為?25.60。從地球上看月亮最亮?xí)r視星等可達(dá)到?12.92。從地球上看獵戶座參宿四視星等約為0.42。從地球上看仙女座星系視星等約為4.36，需要在光污染較少的地區(qū)才能被肉眼所見。從地球上看三角座星系視星等約為5.72—6.3，接近人類肉眼可辨認(rèn)的極限。從地球上觀測后發(fā)座NGC 4414視星等約為11.0。小行星原神星（圖片右下角）視星等約為11.6，必須使用望遠(yuǎn)鏡才能看到。手槍星的視星等雖名義上有4，但由于星際塵埃的消光，實(shí)際在我們眼中比一般星系還要暗。哈伯極深空中，最暗的星系視星等為30，只有肉眼可分辨光度下限的一百億分之一。

視星等（英語：apparent magnitude，符號：m）最早是由古希臘天文學(xué)家喜帕恰斯制定的，他把自己編制的星表中的1022顆恒星按照亮度劃分為6個等級，即1等星到6等星。1850年英國天文學(xué)家普森發(fā)現(xiàn)1等星要比6等星亮100倍。根據(jù)這個關(guān)系，星等被量化。重新定義后的星等，每級之間亮度則相差2.512倍，1勒克司（照度單位）的視星等為-13.98。

但1到6的星等并不能描述當(dāng)時發(fā)現(xiàn)的所有天體的亮度，天文學(xué)家延展本來的等級──引入“負(fù)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，織女星為0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星為?1.45，太陽為?26.7，滿月為?12.8，金星最亮?xí)r為?4.89?，F(xiàn)在地面上最大的望遠(yuǎn)鏡可看到24等星，而哈勃望遠(yuǎn)鏡則可以看到30等星。

因?yàn)橐曅堑仁侨藗儚牡厍蛏嫌^察星體亮度的度量，它實(shí)際上只相當(dāng)于光學(xué)中的照度；因?yàn)椴煌阈桥c地球的距離不同，所以視星等并不能指示出恒星本身的發(fā)光強(qiáng)度。

由于視星等需要同時考慮星體本身光度與到地球的距離等多重因素，會出現(xiàn)距離地球近的星體視星等不如距離遠(yuǎn)的星體的情況。例如巴納德星距離地球僅6光年，卻無法被肉眼所見（9.54等）。

如果人們在理想環(huán)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(jì)算），整個天球能被肉眼看到的星星則約有6000顆。大多數(shù)能為肉眼所見的星星都在數(shù)百光年內(nèi)。現(xiàn)在人類用肉眼可以看見的最遠(yuǎn)天體是三角座星系，其星等約為6.3，距離地球約290萬光年。歷史上肉眼能看見的最遠(yuǎn)天體是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽瑪射線暴，距離地球達(dá)到75億光年，視星等達(dá)到5.8，相當(dāng)于用肉眼看見那里75億年前發(fā)出的光。

另外，宇宙中大量的星際塵埃也會影響到星星的視星等。由于塵埃的遮蔽，一些明亮的星星在可見光上將變得十分暗淡。有一些原本能為肉眼所見的恒星變得再也無法用肉眼看見，例如銀河系中心附近的手槍星。

星星的視星等也隨著星星本身的演化、和它們與地球的距離變化而變化當(dāng)中。例如，當(dāng)超新星爆發(fā)時，星體的視星等有機(jī)會驟增好幾個等級。在未來的幾萬年內(nèi)，一些逐漸接近地球的恒星將會顯著變亮，例如葛利斯710在約一百萬年后將從9.65等增亮到肉眼可見的1等。

絕對星等

由于視星等需要考慮星體光度、距離、星際塵埃遮蔽等多重因素，因此僅憑視星等衡量恒星本身亮度是不客觀的。只有從已知的距離觀察一個恒星得到的亮度，才能確定它自身的發(fā)光強(qiáng)度，并用來與其他星體進(jìn)行比較。我們把從距離星體10個秒差距（32.6光年）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（英語：absolute magnitude，符號：M）。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。

絕對星等與視星等的換算：

其中M為絕對星等，m為視星等，d為以秒差距為單位的恒星距離。

因?yàn)樾行?、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。行星的絕對星等定義為“天體在距離太陽和地球的距離都為一個天文單位（au），且相位角為0°時，呈現(xiàn)的視星等”。

各種類型的星等

以下列舉使用不同的觀測手段或關(guān)注的領(lǐng)域的星等。它們都有視星等和絕對星等之分。

光電星等

 LBV 1806-20由于躲藏在塵埃云后，在可見光下僅有35等，然而在穿透力較強(qiáng)的紅外線下可測出8等。靈活使用不同波長將對觀測這類天體大有幫助。

最常用的光電星等系統(tǒng)是UBV系統(tǒng)。

UBV系統(tǒng)包括對天體在三個波長段的輻射測量，傳統(tǒng)上通過在檢測系統(tǒng)前放置標(biāo)準(zhǔn)濾光片實(shí)現(xiàn)：

U：波長360納米（nm）左右，測量近紫外線成分，所得為紫外星等。

B：波長440nm左右，測量藍(lán)色成分，所得為藍(lán)色星等（藍(lán)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(xiàn)中，不特別說明的星等一般是可見星等。

它們之間的換算可以表示為

其中M為絕對星等，E為照度，在國際單位制中的單位是坎德拉／米；r為天體距離，常數(shù)的定義目前為太陽的可見絕對星等MU=5.61, MB=5.84, MV=4.83。

其它波段也可以測量星等。例如SDSS可以測量五種波段的星等：紫外（u），綠色（g），紅色（r），近紅外（i）和紅外（z）。各個測出的數(shù)值都不相同。在某些有特殊需求的場合（例如穿透塵埃云），這些波段將大有作用。

參考文獻(xiàn)

參看

絕對星等

恒星亮度列表

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