我不太明白題主的問題

是說的亮度星等嗎？

有兩種星等亮度的計算方法，一種是地球上人們肉眼看到的，或者用裝置捕捉計算到的，這個叫做視星等，視星等對星星不太公平，明明有的星星很遠本身是很亮的看起來暗，所以人們就定義，把星星本身的亮度放到距離地球10個秒差距（32.6光年）的地方來公平比較出亮度，這個星等叫做絕對星等。

星等亮度從0開始，正數越大代表越暗，負數越大代表越亮，常見的太陽，月亮，金星（啟明星），天狼星等都是負值星等，也是肉眼看上去最亮的天體。正數值天體一般達到6人的肉眼就很難辨別了，這也是古希臘的天文學家發明視星等的基礎，現在天文望遠鏡可以看到20星等的天體。每個星等之間看上去亮度差約2.512倍，也就是說1等星比6等星看上去亮大約100倍！

0等星的標準是織女星！這就是星星分級的基本標準

最耀眼的那顆是織女星，不過已經曝光過度了。無法用來定星等。

在天文學中，星等，是個非常複雜的系統。

古希臘天文學家喜帕恰斯,第一個制定星等

它最初的定義很簡單，就是把肉眼能看到的最弱的星，定義為6等星，這是非常人為的一個判定。或者說是一個歷史沿襲下來的標準。這個標準，最早是古希臘天文學家喜帕恰斯（ππαρχος）給制定的。在公元前134年，他繪製了含有1022顆恆星的星圖，把它們分等級。後來的天文學家，就依據這個標準，來劃分恆星的等級。那真的是不折不扣的人肉鑑定器時代。全部靠眼睛來分辨，鑑定。不過好在那個時代沒有光汙染，也沒有工業，所以還是容易看星星，做比較的。

天文學的星等概念真正走向定量，是要到照相術發明後，天體物理發展才有的。

首先是1850年天文學家諾曼·羅伯特·普森，給出了現代天文星等系統，或者說是測光系統的一個重要的奠基概念：1等星比6等星亮100倍。我們可以想象，1等星不可能全部都是1等，一定是有1.1，1.2，0.9 等這樣的區別，而6等星，也不可能全部是6.000等這麼劃一。但普森給的定義使天文學家能定量測量、計算星等了。

用公式表達就是

M2-M1=-2.5lg(E2/E1)

M1,M2 代表兩顆星的星等

E1,E2 代表兩顆星的亮度，也就是光照度。lg 以10為底的對數。

在這個基礎上，我們就有了星等系統的概念。

什麼叫星等系統呢？其實就是不同的系統，有不完全一樣的星等定義。比如我們的眼睛看到的星等與照相底片拍照是不一樣的。照相的時候，前面加濾鏡與不加濾鏡也是不一樣的。

所以一直到1980年代，天文學家，在定星等這件事上，就是根據不同的裝置（照相機），不同的濾鏡（U，B，V等），來定星等，做研究。

比如一顆星，用紅色濾光鏡觀測，是1等星，而用綠色濾光鏡看是5等星，那說明這顆星很紅，它應該是比較老年的一顆星了。

照相測光（定星等）是非常非常艱難、複雜的事，一塊照相干版，小的，大概手掌那麼大，差不多100美元。為什麼不能用膠捲？因為交卷會變形啊！變形會引起測量誤差。當然還有很多其他因素。幹版曝光後，要在特定溫度，特定藥水裡定影、顯影。所以以前我們讀天文系的時候，大一開始的課程就是學暗房技術。

天文照相干版下的星系、星象

然後上機器，一個一個恆星像（微米級的），來測密度，定星等。

1980年代後，CCD測光很快就全面代替了照相。CCD拍攝的星象，能直接讀出亮度的數值，所以很快就能自動批次測光，給出星等。

我們用軟體，能直接讀取一個亮點的數值，比如 6000，而另一個數值是600，則兩個亮點的差就是2.5個星等。

CCD測光

這方面的軟體也非常多 ASTROMETRICA IRIS DS9 等等，都非常方便初學者使用。

星等是用來表示天體相對亮度的數值，最早使用星等來區分人眼可見的星星的亮度等級的人是古希臘天文學家喜帕恰斯，漢字翻譯也有稱其為依巴谷，他在公元前134年發現了一顆新星，由此推動他編出了一套包含850顆恆星亮度的星表。但是他的標準是憑感覺的，將最亮的20顆定為1等，亮度隨星等數目的增加而降低。

後來約翰·赫歇爾發現1等星比6等星亮約100倍。再後來普森用光度計測量後也發現，星等數每相差1，亮度大約相差2.512倍，於是有了普森公式：

用光度計測量得到的星等同天體的距離有關，稱為視星等，它反映天體的視亮度。一顆很亮的星因距離很遠而顯得很暗，一顆實際很暗的恆星可能因為距離很近而顯得很亮。為了比較天體的發光強度，把天體假想置於距離10秒差距的位置得到的視星等定義為絕對星等。對應不同光感測器系統定義的視星等有不同的絕對星等。