视星等，是指观测者用肉眼所看到的星体亮度。视星等的大小可以取 负数 ，数值越小亮度越高，反之越暗。无论是肉眼能看到的星星或者是用天文望远镜观测到的 天体 ，发现其亮度都不尽相同，视星等只是是表示 宇宙 中肉眼可见星星的亮度，因此，看来不突出的、不明亮的 恒星 ，并不一定代表他们的发光本领差。
概念
晴朗的夜晚，点点繁星，有明有暗。天文学家用“视星等”来区分它们的明亮程度。整个天空肉眼能见到的大约有6000多颗恒星。将肉眼可见的星分为6等。肉眼刚能看到的定为6等星，比6等亮一些的为5等，依次类推，亮星为1等，更亮的为0等以至负的 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 勒克斯 （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， 织女一 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 哈勃空间望远镜 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 Gliese 710 在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。
意义
在地球量度之星的亮度等级。物体越近显得越亮；物体越远显得越暗。例如：近的烛光比远的街灯显得还要光亮些。视星等不能作为量度真实光亮度的指标。视星等只能量度物体表面上的光亮度（在地面上接收到的光能量）。
星图 上所示的 星等 数反映了我们看到的 恒星 的亮暗不同，星等数越小，星星越亮。这个星等数并不反映恒星本身真正发出的光度大小，因为这里没有考虑恒星的距离（同样发光度的恒星，距离越远，我们看到的 视亮度 越小），所以我们把这个星等数叫作视星等。根据长时间的观测，肉眼刚能看到的星为六等星。视星等从一等到六等，等级相差5等，视亮度相差100倍。可见两颗星等数相差一等，它们的视亮度相差2．512倍。
恒星的光度
恒星的真正亮度还用光度表示。光度就是恒星每秒钟辐射的总能量。 恒星 的光度由它的温度和表面积决定，温度愈高光度愈大；恒星的表面积愈大光度也愈大。恒星的大小和温度是决定恒星光度的两个重要 物理量 。恒星的光度与 绝对星等 之间存在着密切的关系。绝对星等相差1等，光度相差2.512倍。例如绝对星等1等星的光度是绝对星等2等星的光度的2.512倍，是绝对星等6等星的100倍。这和 星等 与 视亮度 之间的关系是类似的。
天文学家把光度大的恒星叫做 巨星，光度小的称为 矮星 。光度比巨星更强的叫 超巨星 。从表面积愈大光度也愈大的规律可以知道，光度大的巨星，体积也大，光度小的矮星，体积也小。 太阳 是一颗黄色的矮星，相比之下光度比较弱。但还有比它更弱的矮星。如著名的 天狼星 伴星 是一颗 白矮星 ，它的光度还不到太阳的万分之一。近些年来天文学家用大望远镜发现了一些 绝对星等 在20等左右的暗弱 恒星 ，它们的光度大约仅为太阳的40万分之一到50万分之一，它们的光度连满月都不如。
光度用每秒辐射 尔格（尔格/秒）来表示。不仅适用于光学 波段 ，也适用于其它波段，如红外、紫外、射电、X射线及 γ射线 波段。
全天星图上通常标记出五等以上的星，通过这些较亮的星，认识 星座 的形状，从而熟悉星空。大的 星图 上标有10等甚至15等的星，供望远镜观测者使用。
发展历史
早在 公元前2世纪， 古希腊 有一位 天文学家叫 喜帕恰斯 (又名： 伊巴古 ，英文： Hipparchus )，他在 爱琴海 的 罗得岛上建起了 观星台，他对 恒星 天空十分熟悉。一次，他在 天蝎座 中发现一颗陌生的星。凭他丰富的经验判断，这颗星不是 行星 ，但是前人的记录中没有这颗星。这是什么 天体 呢？这就引出了这位细心的天文学家一个重要的思路。他决定绘制一份详细的恒星天空 星图 。经过顽强的努力，一份标有1000多颗恒星精确位置和亮度的恒星 星图终于在他手中诞生了。为了清楚地反应出 恒星的 亮度， 喜帕恰斯 将恒星亮暗分成等级。他把看起来最亮的20颗恒星作为 一等星 ，把眼睛看到最暗弱的恒星做为六等星。在这中间又分为二等星、三等星、四等星和五等星。
喜帕恰斯在2100多年前 奠定的“ 星等 ”概念基础，一直沿用到今天。到了1850年，由于 光度计在 天体 光度测量中的应用， 英国 天文学家 普森(M.R.Pogson)把我们的肉眼看见的一等星到六等星做了比较，发现星等相差5等的亮度之比约为100倍。于是提出的衡量天体亮度的单位。一个星等间的亮度比规定为五次根下100即约2.512倍， 一等星 比二等星亮2.512倍，二等星比三等星亮2.512倍，依此类推。它是天体 光度学 的重要内容。当然，现在对天体光度的测量非常精确， 星等 自然也分得很精细，由于星等范围太小，又引入了负星等，来衡量极亮的天体，把比 一等星 还亮的定为零等星，比零等星还亮的定为-1等星，依此类推，同时，星等也用 小数 表示。星等又分视星等和 绝对星等 ，视星等是地球上的观测者所见的 天体 的亮度，如， 太阳 的视星等为-26.71等, 满月为-12.6等， 金星 最亮时为-4.6等星，全天最亮的恒星 天狼星 为-1.45等星， 老人星 为-0.73等星， 织女一 为0.00等星， 牛郎星 为0.77等星。而绝对 星等 是在距天体10 秒差距(32.616光年)处所看到的亮度，太阳的绝对星等为4.75等，热星等是测量 恒星 整个辐射，而不是只测量一部分 可见光 所得到的星等；单色 星等 是只测量 电磁波谱 中某些范围很窄的 辐射而得的星等；窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等，宽频带星等的测量范围更宽；人眼对黄色最敏感，因此目视星等也可称为黄星等。
在晴朗而又没有 月亮的夜晚，出现在我们面前的恒星天空中，眼睛能直接看到的恒星约3000颗，整个 天球 能被眼睛直接看到的恒星约6000颗。当然，通过 天文望远镜就会看到更多的恒星。 中国 目前最大的 光学望远镜， 物镜 直径2.4米，装上特殊接收器，它可以观测到23-25等星。 美国 1990年4月24日发射的绕 地球 运行的 哈勃空间望远镜 ，可以观测到28等星。
绝对星等
只有从已知距离观察一个 恒星 得到的亮度，才能确定它自身的发光强度，并用来与其他星体进行比较。我们把从距离星体10个 秒差距的地方看到的目视亮度（也就是视星等），叫做该星体的 绝对星等 。按照这个度量方法， 牛郎星 为2.19等， 织女一 为0.55等， 天狼星 为1.44等， 太阳 为4.83等。
因为 行星 、 小行星 、 彗星 等 天体 只能依靠反射星光才能看到，即使从固定的距离观察，它们的亮度也会不同，所以行星、小行星、彗星的 绝对星等 需要另外定义。
区别及示例
目视星等
是指我们用肉眼所看到的星等。看来不突出的、不明亮的 恒星 ，并不一定代表他们的发光本领差。道理十分简单：我们所看到恒星 视亮度 ，除了与恒星本生所辐射光度有关外，距离的远近也十分重要。同样亮度的星球距离我们比较近的，看起来自然比较光亮。所以晦暗的星并不代表他比较亮的星暗。
绝对星等
由于目视星等并没有实际的物理学意义，于是天文学家制定了 绝对星等 来描述星体的实际发光本领。假想把星体放在距离10秒差距（即32.6光年，秒差距亦是 天文学 上常用的距离单位，1秒差距=3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是 绝对星等 了。通常绝对星等以大写英文字母M表示。目视 星等 和绝对星等可用公式转换，公式如下：
M=m+5－5 log d
M为绝对星等； m为目视星等； d为距离。
下表是一些我们熟悉的明亮星体的视星等和绝对星等：
请注意： 水星 、 金星 、 火星 、 木星 、 土星 、 天王星 、 海王星 、 冥王星 、月球等 太阳系 （太阳除外）内的 天体 ，并不会自己发光的，他们是靠反射太阳的光线发光的。
下表是最亮星表（前十）：