我們看到的星星暗亮，取決於自身亮度和距離遠近，因而很難直接比較所看到的兩個星星其真實亮度。要解決該問題，就必須去掉“距離”這一干擾因素，把遠近不同的星星“放在同一個位置”，這就是所謂“絕對星等”概念，用大寫字母M表示。

當然，說把星星“放在同一個位置”是一個假設行為，目的是求出M的值，再透過M值的大小，直觀的比較這兩顆星星暗亮程度。

在講述“絕對星等”之前，我們先簡單回顧下“視星等”。

什麼是視星等？

視星等，又稱星等或目視星等，用小寫字母m表示。

古希臘天文學家喜帕恰斯(Hipparchus)，他把自己編制的星表中1,022顆恆星按照亮度劃分為6個等級。等級最低的1等星，亮度最亮，如牛郎星、天狼星；等級最高的6等星，亮度最暗，肉眼幾乎不可見，如天王星。

1850年，英國天文學家普森(Pogson)定義，1等星比6等星要亮100倍。基於這個關係，星等被量化了，每級星等之間亮度則相差約2.512倍。

但人們發現，1~6的數值還不能完全滿足對亮度的標識需求，如太陽，滿月時的月亮等等。於是，人們引入“負星等”概念，並對星等劃分重新歸類。太陽的視星等為−26.8，滿月時月亮的視星等為−12.8，金星最亮時為−4.89，此時天狼星為−1.45。

隨著觀測裝置的改進，人們發現了很多以前肉眼看不見的星星，按照2.512倍的遞增關係，又引入了數值大於6的視星等。至此視星等的概念和比例關係沿用至今。

什麼是絕對星等？

如開篇說的，視星等雖然可以將所有行星的等級進行歸類，但要真實比較兩顆行星的亮度問題，星星離我們的遠近又成了一大障礙。

此時，人為定義將所有星星放在距地球10秒差距(約32.6光年)的地方測得的亮度叫作絕對星等。絕對星等與視星等之間存在關係式：

其中，d0為定值10秒差距，即32.616光年；d為星星的實際距離(可測量)，該等式亦可變形為：

其中，π為天體的視差，單位是弧秒。

經此換算後，太陽的絕對星等才4.83，天狼星絕對星等1.42。按之前視星等數值，太陽要比天狼星亮度大很多，但在排出距離因素後，發現天狼星其實比太陽要亮很多。

需要強調一下的是，絕對星等是針對恆星而言，對於行星、衛星等自身不發光的天體，絕對星等與視星等的換算公式不適用。

對此，定義該類天體(非恆星)絕對星等，是將計算物件放在距太陽一個天文單位(A.U.)的位置(一個天文單位即地球到太陽的平均距離)，此時該天體呈現的視星等。

再次強調一下，這與上述恆星的絕對星等不是一個概念，沒有實際意義，只是為了研究物件天體的光線反照率，而採用類似方法以方便計算。