視星等是從何觀察星體亮度的?
地球
由於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恆星本身亮度是不客觀的。只有從已知的距離觀察一個恆星得到的亮度，才能確定它自身的發光強度，並用來與其他星體進行比較。我們把從距離星體10個秒差距的地方看到的目視亮度，叫做該星體的絕對星等。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。因為行星、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，且相位角為0°時，呈現的視星等」。
星等，為天文學術語，是指星體在天空中的相對亮度。一般而言，這也指「視星等」，即為從地球上所見星體的亮度。在地球上看起來越明亮的星體，其視星等數值就越低。常見情況下人們使用可見光來衡量視星等，但在科學探測中，紅外線等其它波段也有用到。不同波段探測到的星等數據會有所不同。一顆星星的星等，取決於它離地球的距離、它本身的光度、星際塵埃遮蔽等多重因素。一般人的肉眼能夠分辨的極限大約是6.5等。視星等最早是由古希臘天文學家喜帕恰斯制定的，他把自己編制的星表中的1022顆恆星按照亮度劃分為6個等級，即1等星到6等星。1850年英國天文學家普森發現1等星要比6等星亮100倍。根據這個關係，星等被量化。重新定義後的星等，每級之間亮度則相差2.512倍，1勒克司的視星等為-13.98。
恆星的顏色，以可見光頻率的峰值來測量，與恆星最外層，包括光球層的溫度有關。除了可見光，恆星還輻射出其他肉眼看不見的電磁波輻射。事實上，恆星的電磁波輻射涵蓋了整個的電磁波頻譜，從波長最長的無線電波和紅外線到最短的紫外線、愛克斯射線和伽馬射線。恆星電磁波輻射的組成，包括可見和不可見的，都很值得注意。使用恆星光譜，天文學家可以測量恆星的表面溫度、表面重力、金屬量和自轉的速度。如果知道恆星的距離，例如通過視差的測量，就可以推導出恆星的光度。質量、半徑、表面重力、和自轉周期都是建立在恆星模型的估計上。有了這些參數，天文學家可以估計恆星的年齡。
視星等最早是由古希臘天文學家喜帕恰斯制定的，他把自己編制的星表中的1022顆恆星按照亮度劃分為6個等級，即1等星到6等星。1850年英國天文學家普森發現1等星要比6等星亮100倍。根據這個關係，星等被量化。重新定義後的星等，每級之間亮度則相差2.512倍，1勒克司的視星等為-13.98。但1到6的星等並不能描述當時發現的所有天體的亮度，天文學家延展本來的等級──引入「負星等」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恆星天狼星為−1.45，太陽為−26.7，滿月為−12.8，金星最亮時為−4.89。現在地面上最大的望遠鏡可看到24等星，而哈勃望遠鏡則可以看到30等星。因為視星等是人們從地球上觀察星體亮度的度量，它實際上只相當於光學中的照度；因為不同恆星與地球的距離不同，所以視星等並不能指示出恆星本身的發光強度。另外，宇宙中大量的星際塵埃也會影響到星星的視星等。由於塵埃的遮蔽，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恆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中。例如，當超新星爆發時，星體的視星等有機會驟增好幾個等級。在未來的幾萬年內，一些逐漸接近地球的恆星將會顯著變亮，例如葛利斯710在約一百萬年後將從9.65等增亮到肉眼可見的1等。