表示天體相對亮度的數值。喜帕恰斯最早把全天人眼可見的星按感覺的亮度分為6等。最亮的20顆星定為1等。亮度隨星等數目的增加而降低。後來J.F.赫歇耳發現，1等星比6等星亮約100倍。於是普森用公式：
聯繫兩個天體的星等
m
1、
m
2和它們的亮度
I
1、
I
2。這個星等尺度的定義一直沿用至今。星等尺度的零點由規定某顆星的星等值來確定。
天體光度測量直接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。一顆很亮的星可以由於距離遠而顯得很暗（星等數值大）；而一顆實際上很暗的星可能由於距離近而顯得很亮（星等數值小）。對於點光源，則代表天體在地球上的照度。星等常用m表示。對單一波長測定的單色星等差與輻射探測器的特性無關。但在一定波段內測定的星等差，隨探測器的選擇性而不同。因此，對應不同探測器有各種星等系統。例如：①目視星等mv是人眼測定的星等。美國哈佛大學天文臺規定小熊座λ星的mv=+6.55等，以此來確定目視星等的零點。例如，太陽的目視星等為-26.74等；天狼星的目視星等為-1.6等。目視星等為1等的星，在地面的照度約等於8.3×10-9勒克司。②照相星等mp是用藍敏照相底片測定的星等。國際照相星等Ipg的零點是這樣規定的：令目視星等介於5.5～6.5等間的A0型星的平均Ipg為mv。③仿視星等mpv、國際仿視星等Ipv是用正色底片加黃色濾光片測定的。它的分光特性與人眼相近，實際上取代瞭目視星等。④光電星等是用光電倍增管測定的星等。目前最常用的光電星等系統是UBV測光系統。U為紫外星等，B為藍星等，V為黃星等（和目視星等相似）。⑤熱星等mbol是表征天體在整個電磁波段內輻射總量的星等。不能直接由觀測來確定，隻能由多色測光的星等結合理論計算來求得。隨著各波段測光技術特別是大氣外觀測的發展，確定熱星等的精度越來越高。
為瞭比較天體的發光強度，采用絕對星等。絕對星等M的定義是，把天體假想置於距離10秒差距處所得到的視星等。若已知天體的視差π（以角秒計）和經星際消光改正的視星等m，可按下列公式計算絕對星等：
M=m+5+5lgπ。
對應不同系統的視星等有不同的絕對星等。