地球上の夜空を見ると、いくつかの星が他の星よりもはるかに明るいことがわかります。 しかし、星の明るさは、その組成とそれが惑星からどれくらい離れているかによって決まります。
天文学者は、見かけの大きさ—星が地球からどれだけ明るく見えるか—と絶対等級—星が標準距離32.6光年、つまり10パーセクでどれだけ明るく見えるかという観点から星の明るさを定義しています。 （光年は、光が一年で移動する距離であり、約6兆マイル、または10兆キロメートルです。,）天文学者はまた、光度—星がその表面から放出するエネルギー（光）の量を測定します。
星の明るさを測定することは古代のアイデアですが、今日の天文学者は計算を得るためにより正確なツールを使用しています。
ギリシャから現代まで
2000年以上前、ギリシャの天文学者ヒッパルコスは、2003年にコーネル大学の”天文学者に尋ねる”ウェブサイトに参加したデイブ-ロスタインによると、明るさに応じて星のカタログを作った。,
“基本的に、彼は空の星を見て、彼らがどのように明るく見えるかによってそれらを分類しました—最も明るい星は”マグニチュード1″、次の最も明るい星は”マグニチュード2″などでした。 彼が見ることができた最も暗い星であった”マグニチュード6″まで、”Rothsteinは書いた。
しかし、人間の目はあまり目の肥えたものではありません。 大きな明るさの差を実際に表示されくらい小さいのはこの規模Rothsteinている。, デジタルカメラ内の光感受性電荷結合素子（Ccd）は、星からの光の量を測定し、明るさのより正確な定義を提供することができます。
このスケールを使用して、天文学者は現在、100の明るさ比を有するものとして五つの大きさの違いを定義します。 ベガは、スケールの基準星として使用されました。 当初は0の大きさでしたが、より正確な計測では0.3に変更されました。
見かけの等級と絶対等級
しかし、地球を基準点とすると、等級のスケールは星間の明るさの真の違いを説明することはできません。 見かけの明るさ、または見かけの大きさは、観察者の位置に依存する。, 異なる観測者は、それらの場所と星からの距離に応じて、異なる測定値を思い付くでしょう。 地球に近いが、より暗い星は、遠くにあるはるかに明るいものよりも明るく見える可能性があります。
“距離依存性を考慮した”真の”明るさであり、天文学者として最も興味深いものです”とテネシー大学の天文学に関するオンラインコースは述べています。,
“したがって、問題を複雑にする距離の違いによる明るさの変化なしに、同じ立場で二つの星を比較できる規則を確立することは有用です。”
解決策は、星間の参照を提供するために絶対等級スケールを実装することでした。 これを行うために、天文学者は、それが32.6光年、または地球から10パーセクであった場合、彼らが表示されるように星の明るさを計算します。
明るさのもう一つの尺度は光度であり、これは星のパワーであり、星がその表面から放出するエネルギー（光）の量です。, これは通常、ワットで表され、太陽の光度に関して測定されます。 たとえば、太陽の光度は400兆ワットです。 地球に最も近い恒星の一つであるケンタウルス座Α星は、太陽の約1.3倍の明るさを持っています。
絶対等級から光度を求めるには、絶対等級スケールの差は光度スケールの100倍に相当すると計算しなければならない—例えば、絶対等級が1の星は100倍の絶対等級の星の6倍の明るさである。,
絶対等級の制限
絶対等級スケールは星の明るさを比較するための天文学者の最善の努力ですが、それを測定するために使用される機器
まず、天文学者は測定に使用する光の波長を定義する必要があります。 星は、高エネルギーのX線から低エネルギーの赤外線までの形で放射を放出することができます。 星の種類に応じて、それらはこれらの波長のいくつかで明るく、他の波長では調光器である可能性があります。,
これに対処するために、科学者は絶対等級の測定を行うために使用している波長を指定する必要があります。
もう一つの重要な制限は、測定を行うために使用される機器の感度です。 一般的に、コンピュータが進歩し、望遠鏡ミラー技術が長年にわたって改善されるにつれて、近年行われた測定は、ずっと前に行われたものよりも科学者の間でより多くの重みを持っています。
逆説的に、最も明るい星は天文学者によって最も研究されていない星の一つですが、その光度をカタログ化するための少なくとも最近の努力, BRITE（BRight Target Explorer）と呼ばれる衛星の星座は、星間の明るさの変動を測定します。 六つの衛星プロジェクトの参加者には、オーストリア、カナダ、ポー 最初の二つの衛星は、2013年に正常に打ち上げました。
変光星
多くの星は一定の明るさを持っていますが、100,000以上の既知およびカタログ化された変光星があります。 （私たち自身の太陽でさえ、エネルギー出力を0.1年の太陽周期の間に約11パーセント、またはその大きさの千分の一によって変化させる可変です。,）変光星は、内因性（膨張、収縮、噴火または脈動などの特徴による光度の変化を意味する）または外因性（星または惑星が星の前を通過して光を遮ることを意味する）または恒星の回転による変化である。)
星はまた、時間の経過とともに光度が変化する可能性があります。 例えば、北極星や北極星は、古代では今日よりも4.6倍も明るくなっていた可能性があります。 2014年の研究では、星が過去数十年間薄暗くなったが、その後、再び劇的に明るくなったことに注目しました。, ポラリスは、短い脈動周期を持つ非常に明るい星であるケフェイド変数のクラスの一部です。 光度の変化により、天文学者はこれらのケフェイドがどれくらい離れているかを計算することができ、星が銀河や星雲に埋め込まれている場合には”測定スティック”として役立ちます。
その他のタイプの固有変光星には、激変変光星（超新星爆発などの爆発によって明るくなる）または噴火変光星（表面の噴火や星間物質との組み合わせ,）外因性変数には、食連星と回転する星（例えば、パルサー、ビームが地球に向けられたときにのみ電磁放射が見える超新星のコアなど）が含まれます。)