星等是怎么定的：从目视分级到滤光片测光

星等的源头是古希腊天文学家的目视分级：把肉眼能看到的星按亮度分成六等，最亮的一批叫一等，刚好看不见的叫六等。这套粗略的分级流传下来，直到19世纪才被赋予数学定义。人们约定，相差5等的两颗星，亮度正好相差100倍，于是每差1等对应约2.512倍。数字越小越亮，这个反直觉的方向一直保留至今。这套约定在19世纪被赋予数学形式，此后成为国际通用的标尺。

今天常说的视星等，衡量的是地球上接收到的亮度，与恒星本身的发光能力无关。太阳的视星等约负26.7，满月约负12.7，金星最亮时约负4.4，天狼星约负1.4。肉眼在无光害的暗夜能看到约6等，城市里往往只能到3到4等。双筒望远镜能推到9到10等，口径200毫米的望远镜在好天况下能到13等上下。这些数字只是参考，实际能看到多暗还要看当晚的天况。

专业测光不再用眼睛，而是用探测器加滤光片。同一颗星在不同滤光片下测出的星等不同，因为恒星的颜色决定了它在各波段分配多少能量。常用的一组滤光片覆盖紫外到近红外，测出几个波段的星等相减，就得到颜色指数，进而估计表面温度。为了让不同台站的数据可比，还要用标准星做比较，把仪器读数换算到统一系统。滤光片带宽越窄，测得越精确，需要的曝光时间也越长。

地面测光必须处理大气消光。星光穿过大气时会被散射和吸收，天顶附近损失约0.1到0.2等，越靠近地平线损失越大，粗略按大气质量成正比修正。月光、薄云、视场内的杂散光都会抬高背景，降低信噪比。同一颗星在不同夜晚测出的结果差0.05等很常见，做变星研究时要把这些系统误差单独评估。做精密测光时宜把目标星放在视场中央，避开边缘的畸变。

两个常见误解值得澄清。一是把星等当成线性刻度，实际上它是对数的，差1等意味着亮度差2.5倍多。二是以为负号意味着更暗，恰恰相反，负得越多越亮。还有人以为望远镜的极限星等只由口径决定，实际上天空背景亮度、光学系统的透过率和观测者的经验都会明显改变最终能看到多暗。写星等时注明星表波段，只写一个数字往往没有意义。