视星等

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，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）。
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，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。

历史
将肉眼可见的恒星亮度分成六个等级，用于指示星等的方法起源于古希腊。在夜空中最亮的星是1等星（m = 1），最黯淡的星是6等星（m = 6），是人视知觉（不借助望远镜）的极限。每一等级的星等是下一等级的两倍（对数尺度），然而当时没有光感测器，所以这个比率是非常主观的。这个相当粗糙的恒星亮度等级一般认为起源于喜帕恰斯，但经由托勒密的天文学大成 传播才广为人知。
在1856年，诺曼·罗伯特·普森正式定义这个系统，1等星的亮度是6等星的100倍，从而建立起现今仍在使用的对数尺度。这意味著一颗星等为m的恒星，其亮度是星等为m+1恒星的2.512倍。这个数值是100的五次方根，后来被称为普森比率。普森尺度原本是以2等星的北极星作为 0点，后来天文学家发现北极星的光度有轻微的变化，所以转而以织女星作为标准的参考星，定义它的光度在任何给定的波段上都是0等。
除了少许的修正，织女星的亮度在可见光和近红外的波长仍然被做为0等星的定义和标准，在那里它的光谱能量分布（SED，spectral energy distribution）接近温度11000 K的黑体。然而，随著红外天文学的发展，透露出织女星的辐射包括红外过量，推测是因为由尘埃组成的星周盘有较温暖的温度（但仍比恒星的表面冷很多）。在较短的波长（例如可见光），可以忽略尘埃在这种温度下排放的辐射。不过，为了延伸星等尺度在红外线的适用，这种特殊性不影响织女星做为标准0等星的定义。因此，星等尺度可以将表面温度在11000 K的理想恒星，以黑体辐射曲线为基础推广到所有的波长上，而无须考量星周盘的辐射。在这个基础上辐照度（通常以央为单位）为0等星的点可以用波长函数计算出来。自主开发的不同系统之间的偏差都可以使用测量仪器予以修正，因此天文学家的资料都可以互相比较；更大的实际意义不是在单一波长下的比较，而是在不同波段下测量的光度都可以反应到标准光谱筛选器定义下的尺度。
在现代的星等系统，在很宽广范围内的亮度都参考这个0点，根据被指定的对数定义详细的介绍如下。在实务中，视星等的尺度不超过30等（用在测量上）。在可见光的波长上，有4颗星星的亮度超过织女星（在红外上有更多），超过的明亮行星还有木星、金星和火星等等，这些天体的亮度都要以负星等来表示。例如，天狼星，天球上最明亮的恒星，在可见光的视星等是-1.4等；其它非常明亮的负星等天体可以在下面的表中找到。
天文学家已经开发出其它光度的0点系统做为替代织女星的替代办法。被最广泛用的是AB星等系统。这个系统的光度0点是基于具有常数的假设参考光谱之谱流量密度，而不是使用一颗恒星的光谱或黑体曲线做为参照。AB星等的0点被定义为一个天体AB和以织女星为基础的星等在V频段上是大致相等。

计算
其实，望远镜接收到的光线在通过地球大气层时都会减少，因此任何测量到的视星等都要修正到它们在大气层之上看到的量。较暗的天体，他的数值会比较亮的大，每相差5等级的光度会相差100倍。因此，在光谱波段 x给出的视星等 m，将会是： 

  
    
      
        
          m
          
            x
          
        
        =
        −
        5
        
          log
          
            100
          
        
        ⁡
        
          (
          
            
              
                F
                
                  x
                
              
              
                F
                
                  x
                  ,
                  0
                
              
            
          
          )
        
      
    
    {\displaystyle m_{x}=-5\log _{100}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right)}
  

更常见的表示法是用以10为底的对数呈现： 

  
    
      
        
          m
          
            x
          
        
        =
        −
        2.5
        
          log
          
            10
          
        
        ⁡
        
          (
          
            
              
                F
                
                  x
                
              
              
                F
                
                  x
                  ,
                  0
                
              
            
          
          )
        
        
        ,
      
    
    {\displaystyle m_{x}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right)\,,}
  

此处Fx是被观测系统使用在x频谱的通量；Fx,0是滤镜做为参考基准点（零点）的流量。因为星等增加5等，对应的光度实际是下降100倍，因此每增加1星等，光度的改变是5√100，相当于2.512（普格逊比率）。转换上面公式的形式，星等的差别 m1 − m2 = Δm对应的亮度因素是：

  
    
      
        
          
            
              F
              
                2
              
            
            
              F
              
                1
              
            
          
        
        =
        
          100
          
            
              
                Δ
                m
              
              5
            
          
        
        =
        
          10
          
            0.4
            Δ
            m
          
        
        ≈
        
          2.512
          
            Δ
            m
          
        
        
        .
      
    
    {\displaystyle {\frac {F_{2}}{F_{1}}}=100^{\frac {\Delta m}{5}}=10^{0.4\Delta m}\approx 2.512^{\Delta m}\,.}

例子：月球和太阳
太阳和满月的光度比例是多少？
太阳的视星等是-26.74（较亮），满月的平均视星等是-12.74（较暗）。
星等的差异是：

  
    
      
        x
        =
        
          m
          
            1
          
        
        −
        
          m
          
            2
          
        
        =
        (
        −
        12.74
        )
        −
        (
        −
        26.74
        )
        =
        14.00
      
    
    {\displaystyle x=m_{1}-m_{2}=(-12.74)-(-26.74)=14.00}
  

光度因素： 

  
    
      
        
          v
          
            b
          
        
        =
        
          10
          
            0.4
            x
          
        
        =
        
          10
          
            0.4
            ×
            14.00
          
        
        ≈
        398
        
        107.17
      
    
    {\displaystyle v_{b}=10^{0.4x}=10^{0.4\times 14.00}\approx 398\,107.17}
  

太阳比满月大约亮400000。

星等相加
有时你可能需要将光度相加。例如，非常靠近但仍可分辨的双星，但在光度学上测量只能够测出它们联合在一起的光度。然而，当我们知道双星个别的星等时，又如何得知组合的星等呢？这可以通过将对应于个别星等的光度相加（线性单位）。

  
    
      
        
          10
          
            −
            
              m
              
                f
              
            
            ×
            0.4
          
        
        =
        
          10
          
            −
            
              m
              
                1
              
            
            ×
            0.4
          
        
        +
        
          10
          
            −
            
              m
              
                2
              
            
            ×
            0.4
          
        
        
        .
      
    
    {\displaystyle 10^{-m_{f}\times 0.4}=10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}\,.}
  

解出
  
    
      
        
          m
          
            f
          
        
      
    
    {\displaystyle m_{f}}
  
 的值

  
    
      
        
          m
          
            f
          
        
        =
        −
        2.5
        
          log
          
            10
          
        
        ⁡
        
          (
          
            
              10
              
                −
                
                  m
                  
                    1
                  
                
                ×
                0.4
              
            
            +
            
              10
              
                −
                
                  m
                  
                    2
                  
                
                ×
                0.4
              
            
          
          )
        
        
        .
      
    
    {\displaystyle m_{f}=-2.5\log _{10}\left(10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}\right)\,.}
  

此处的mf是将m1和 m2的光度相加之后，计算得到的星等。.

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）。一颗行星或小行星（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。

标准参考值
需要特别注意的是尺度是对数的：两个天体之间的相对亮度是以不同的星等差异来显示。例如，星等相差3.2等意味著其中一个的亮度比另一个亮19倍，因为普格逊比率是指数函数提高3.2，大约是19.05倍。
因为人眼本身的反应是对数的性质，因此一个常误解对数是自然的尺度。在普格逊的时代，这被认为是真的（参见韦伯-费希纳定理），但现在认为反应是幂定律（参见司蒂芬定律）。

视星等对照表
相关条目


== 参考文献 ==