星等的表示中數值與什麼呈現負相關？
亮度
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。
這是一個長久以來就存在的假設，大多數的恆星都是長期處在特定重力場的多星或聯星系統。特別是許多大質量的歐和逼型恆星，有80%被認為是多星系統的一部分。然而，質量越低的恆星，單獨存在的比例顯然越高，只有25%的紅矮星被發現有伴星。因為85%的恆星是紅矮星，所以在銀河系內多數的恆星都是單獨誕生的。恆星在宇宙中的分布是不均勻的，並且通常都是成群的與星際間的氣體、塵埃一起存在於星系中。一個典型的星系擁有數千億顆的恆星，而在可觀測宇宙中的星系數量超過一千億個。2010年對恆星數量的估計是在可觀測宇宙中有3000垓顆。儘管人們往往認為恆星僅存在於星系中，但星系際的恆星已經被發現了。
除了太陽之外，最靠近地球的恆星是半人馬座的毗鄰星，距離是39.9兆公里，或4.2光年。光線從半人馬座的比鄰星要4.2年才能抵達地球。在軌道上繞行地球的太空梭，需要150,000年才能抵達那兒。包括鄰近太陽系的地區，像這樣的距離，在星系盤中是很典型的。在星系的中心和球狀星團內，恆星的距離會比較接近，而在星暈中的距離則會更遙遠。由於相對於星系的中心，恆星的距離是非常開闊的，因此恆星的相互碰撞是非常罕見的。但是在密集的區域，像是球狀星團或星系的核心，恆星碰撞則很常見。這樣的碰撞會形成所知的藍掉隊星，這些異常的恆星比在同一星團中光度相同的主序星有著更高的表面溫度。
恆星的視亮度是測量所得的視星等，這種亮度是與恆星的發光度、到地球的距離，和穿過地球的大氣層所受到的改變有關。絕對星等是恆星在距離地球10秒差距所呈現的視星等，只與恆星的發光度有關。視星等和絕對星等的標尺都是對數單位：每一個相鄰的整數數值的光度變化都是相差2.5倍。這意思就是一等星的亮度是二等星的2.5倍，並且是六等星的100倍。在視相度良好的條件下肉眼可以看見的最暗星就是六等星。在視星等和絕對星等的亮度標尺上，都是數值越小的恆星越亮，數值越大的亮度越暗。無論在那一種標尺下最亮的都是負數值的星等。兩顆恆星之間的亮度差是亮星的星等減去暗星的星等，然後使用2.512做對數的基底取方次。