星等

星等（英語：），為天文学术语，是指星体在天空中的相对亮度。一般而言，这也指“视星等”，即为从地球上所见星体的亮度。在地球上看起来越亮的星体，其视星等数值就越'''低'''。常见情况下人们使用可见光来衡量视星等，但在科学探测中，红外线等其它波段也有用到。不同波段探测到的星等数据会有所不同。一颗星星的星等，取决于它离地球的距离、它本身的光度（即为绝对星等）、星际尘埃遮蔽等多重因素。一般人的肉眼能够分辨的极限大约是6.5等。

天狼星的星等约为-1.47等，是全天空最明亮的恒星之一

视星等
条目：视星等
人眼
是否
可见		 视星等 亮度
相对于
织女一		 亮于
这个星等
的恒星数量[1]
是−1.0250%1
0.0100%4
1.040%15
2.016%48
3.06.3%171
4.02.5%513
5.01.0%1 602
6.00.40%4 800
否7.00.16%14 000
8.00.063%42 000
9.00.025%121 000
10.00.010%340 000
从火星表面上看到的太阳視星等约为−25.60。
从地球上看月亮最亮时視星等可达到−12.92。
从地球上看猎户座参宿四視星等约為0.42。
从地球上看仙女座星系視星等约為4.36，需要在光污染较少的地区才能被肉眼所见。
从地球上看三角座星系視星等约為5.72—6.3，接近人类肉眼可辨认的极限。
从地球上观测后发座NGC 4414視星等约為11.0。
小行星原神星（图片右下角）視星等约為11.6，必须使用望远镜才能看到。
手枪星的視星等虽名义上有4，但由于星际尘埃的消光，实际在我们眼中比一般星系还要暗。
哈伯极深空中，最暗的星系視星等為30，只有肉眼可分辨光度下限的一百亿分之一。

视星等（英語：，符號：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（照度单位）的视星等为-13.98。[2]

但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──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，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.44，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）。

如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有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。[3]

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。[4]

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。

视星等对照表
视星等级 对应天体
–67.57在距离一天文单位上看伽马射线暴GRB080319B。
–41.39在距离一天文单位上看天鵝座OB2#12。
–40.67在距离一天文单位上看M33-013406.63。
–40.17在距离一天文单位上看海山二。
–40.07在距离一天文单位上看尾宿三。
–39.66在距离一天文单位上看R136a1。
–39.47在距离一天文单位上看天津增九。
–38.00在距离一天文单位上看参宿七。此时将看到一团巨大的火球，占据着35°的天空。
–30.30在距离一天文单位上看天狼星。
–29.30在水星近日点上看太阳。
–27.40在金星近日点上看太阳。
–26.74在地球上看太阳的平均亮度，比满月亮40万倍。
–25.60在火星远日点上看太阳。
–25.00引起眼睛轻微疼痛的最小亮度。
–23.00在木星远日点上看太阳。
–21.70在土星远日点上看太阳。
–20.20在天王星远日点上看太阳。
–19.30在海王星远日点上看太阳。
–18.20在冥王星远日点上看太阳。
–16.70在阋神星远日点上看太阳。
–14.201个勒克斯的亮度。[5][6]
–12.92满月最亮时的亮度（一般是–12.76[7]）。
–12.40当参宿四变成超新星时从地球上看到的亮度。[8]
–11.20在塞德娜近日点上看太阳。
–10.001965年池谷－关彗星接近太阳时最亮的水平。[9]
–9.50在地面上可见的最亮的人造卫星。
–7.50超新星SN 1006在1006年爆发最亮时的程度。
–6.50夜空的总综合星等。
–6.00距离地球6500光年远的SN 1054在1054年爆发时的最大亮度。
–4.89 从地球上看金星的最大亮度。
-4.14 从地球上看金星的平均亮度。
–4.00当太阳高高挂在天上时，肉眼能分辨的最暗天体。当天体的视星等等于或低于-4时，天体会投下人眼可见的阴影[10]。
–3.99 470万年前从地球上看弧矢七的亮度。它是距今前后五百万年的時間範圍內，从地球上所能看到最亮的恒星（除了太阳、超新星）。
–3.82 从地球上看金星的最低亮度（当金星处于轨道远离地球的一侧时）。
–2.94 从地球上看木星的最大亮度。
–2.91 从地球上看火星的最大亮度。
–2.50当太阳低于地平线10度时，肉眼所能见到的最暗天体。
–2.50 从地球上看新月的最大亮度。
–2.45 从地球上看水星的最大亮度（当水星处于合的位置时）。
-2.20 从地球上看木星的平均亮度。
–1.66 从地球上看木星的最低亮度。
–1.47从地球上看天狼星的亮度。它是目前全天空除太阳外最明亮的恒星。
–0.831843年4月海山二假超新星爆发时的最大亮度。
–0.72从地球上看老人星的亮度。
–0.49从地球上看土星的最大亮度（当它的光环完全朝地球敞开时）。
–0.27从地球上看南门二的亮度。
–0.04从地球上看大角星的亮度。
−0.01从地球上看半人马座α星A。
0.03从地球上看织女星。它也是最初被定义为0等的恒星。
0.23 从地球上看水星的平均亮度。
0.46从南门二看太阳。
0.46 从地球上看土星的平均亮度。
0.71 从地球上看火星的平均亮度。
1.47 从地球上看土星的最低亮度。
1.84 从地球上看火星的最低亮度。
3.03 SN 1987A在大麦哲伦星云内爆发时的最大亮度。距离地球16万光年远。
3至4当人身处城市（即较大光污染）时肉眼所能看见的最暗天体。
4.36 从地球上看仙女座星系 （M31）的亮度。
4.38 从地球上看木卫三的最大亮度。它是太阳系已知最大的卫星。
4.50 从地球上看M41。[11]
5.20 从地球上看灶神星的最大亮度。
5.32 从地球上看天王星的最大亮度。
5.68 从地球上看天王星的平均亮度。
5.72 从地球上看三角座星系的最大亮度。[12][13]
5.73 从地球上看水星的最低亮度。
5.80 2008年3月19日发生的GRB 080319B伽玛射线暴的最大亮度，持续约半分钟，它刷新了人类以肉眼看见的最远天体记录（75亿光年）。
5.95 从地球上看天王星的最低亮度。
6.49 从地球上看智神星的最大亮度。
6.50在非常好的观测条件下普通人用肉眼所能看到近似极限。6.5等以下的恒星大约有9500颗。
6.64 从地球上看谷神星的最大亮度。
6.75 从地球上看虹神星的最大亮度。
6.90 从地球上看波德星系的亮度。虽然暗于6.5等但仍处于人眼观测极限范围内。[14]
7.67 从地球上看海王星的最大亮度。
7.78 从地球上看海王星的平均亮度。
8.00 从地球上看海王星的最低亮度。
8.00极端的裸眼极限，地球上最黑暗的天空，波特尔暗空分类法1级。[15]
8.10 从地球上观测土卫六（泰坦星）的最大亮度。
8.29从地球上观测盾牌座UY的亮度。
8.94 从地球上观测健神星的最大亮度。
9.50一般情况下，使用7x50双筒望远镜能看到的最暗范围。
10.20 从地球上观测土卫八的最大亮度。
12.91最亮的类星体3C 273，距离地球24.4亿光年。
13.42 从地球上观测海卫一的最大亮度。
13.65 从地球上观测冥王星的最大亮度，比6.5等星暗725倍。
15.40 从地球上观测小行星2060的最大亮度。
15.55 从地球上观测冥卫一的最大亮度。
16.80 从地球上观测鸟神星。
17.27 从地球上观测妊神星。
18.70 从地球上观测阋神星。
20.70 从地球上观测木卫十七。
22.00 使用里奇-克莱琴望远镜拍摄30分钟重叠影像所能看到的极限。[16]
22.91 从地球上观测冥卫三。
23.38 从地球上观测冥卫二。
24.00 泛星计划1.8米望远镜使用60秒曝光可观测到的最暗物体，这是目前自动全天体测量的极限。[17]
24.80 类星体CFHQS J1641+3755的亮度[18][19]
25.00 从地球上观测土卫四十一。
27.00 使用8米地面望远镜能观测到的最暗物体。
28.00 如果把木星放到距离太阳5000个天文单位的位置（0.08光年）。
28.20 2003年，当哈雷彗星运行到距离太阳28个天文单位的时候。[20]
31.50 哈勃太空望远镜通过哈勃超深空在可见光下可观测到的最暗的物体，曝光时间约为23天，收集时间为10年。[21]
34.00 詹姆斯韦伯太空望远镜在可见光下能看到的最暗物体。[22]
35.00 从地球上看已知最暗小行星(未命名)的预期亮度，这是一个950米的柯伊伯带天体，由HST在2009年从一颗恒星前发现。[22][23]
35.00 在地球上观测变星LBV 1806-20。距离地球30000-49000光年。它本身光度很高，但星际尘埃的消光使得它的光传到地球时相当地暗。
36.00 使用欧洲极大望远镜能够探测到的最暗星体极限。
请参见恒星亮度列表。

绝对星等
条目：絕對星等

由于视星等需要考虑星体光度、距离、星际尘埃遮蔽等多重因素，因此仅凭视星等衡量恒星本身亮度是不客观的。只有从已知的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（32.6光年）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（英語：，符號：M）。按照这个度量方法，牛郎星为2.19等，织女星为0.5等，天狼星为1.43等，太阳为4.8等。

絕對星等與視星等的換算：

M = m + 5 - 5 log d，

其中M為絕對星等，m為視星等，d為以秒差距為單位的恆星距離。

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義。行星的绝对星等定义为“天体在距离太阳和地球的距离都为一个天文单位（au），且相位角为0°时，呈现的视星等”。

各种类型的星等

以下列举使用不同的观测手段或关注的领域的星等。它们都有视星等和绝对星等之分。除此之外，还有AB星等（AB magnitude）和基于织女一的Vega星等。各种数据库，比如SDSS，会说明自身的星等标准。

光电星等
LBV 1806-20由于躲藏在尘埃云后，在可见光下仅有35等，然而在穿透力较强的红外线下可测出8等。灵活使用不同波长将对观测这类天体大有帮助

最常用的光电星等系统是UBV系统。

UBV系统包括对天体在三个波长段的辐射测量，传统上通过在检测系统前放置标准滤光片实现：

  • U：波长360纳米（nm）左右，测量近紫外线成份，所得为紫外星等。
  • B：波长440nm左右，测量蓝色成分，所得为蓝色星等（蓝等，英文）。
  • V：波长550nm左右，测量黄、绿色成分，和人眼所见亮度接近，所得为可见星等。天文文献中，不特别说明的星等一般是可见星等。

它们之间的换算可以表示为

M=-2.5 log10 E -5log10 r + 常数

其中M为绝对星等，E为照度，在国际单位制中的单位是坎德拉／米2；r为天体距离，常数的定义目前为太阳的可见绝对星等MU=5.61, MB=5.84, MV=4.83[24]。

其它波段也可以测量星等。例如SDSS可以测量五种波段的星等：紫外（u），绿色（g），红色（r），近红外（i）和红外（z）。各个测出的数值都不相同。在某些有特殊需求的场合（例如穿透尘埃云），这些波段将大有作用。

其它標準

在波格森的系統下，恆星織女星被用作基本參考星，無論量測科技或波長濾波器如何，視星等都定義為零。這就是為什麼比織女星更亮的天體，比如天狼星（以織女星為標準的星等為 − 1.46或 − 1.5）具有負星等。然而，在二十世紀末，人們發現織女星的亮度有所不同，因此不適合作為絕對參考，所以參考系統被現代化，不再依賴於任何特定恆星的穩定性。這就是為什麼織女星的星等在現在很接近，但不再完全為零，而是在可見光（V，視覺）波段為0.03[25]。 當前的絕對參考系統包括AB星等系統，其中參考的是各個頻率具有恆定通量密度的源，以及STMAG系統，其中參考源被定義為各個波長具有恆定通量密度。

分貝

强度的另一個對數標度是分貝。雖然它通常用於聲音强度，但也用於光强度。它是光電倍增管的一個參數，也是望遠鏡和顯微鏡等類似相機的光學元件的一個參數。強度為10的每個因數對應於10分貝。特別是，強度為100的乘數對應於20分貝的增加，也對應於幅度減少5分貝。通常，分貝的變化與星等的變化有關

例如，比參考值大1個星等（更暗）的對象將產生比參考值小4 dB的訊號，這可能需要通過將相機的能力新增盡可能多的分貝來補償。

参考文献
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