【作者：黄姤】
「光度」：天体的一个固有物理量，它指的是天体在单位时间内所辐射的总能量，是天体的固有量。比如在日常生活里面灯泡是有确定的瓦特数，这个瓦特数实际上就反映了它的光度大小，它是灯泡发光本领的一种表示，但是我们知道灯泡的明暗程度不仅仅取决于它本身的光度大小，还取决于这个灯泡离我们的距离，所以这就涉及到「亮度」。
什么是「亮度」？
「亮度」：是指在地球上单位时间、在单位面积接收到的天体辐射量。
因为辐射遵循「平方反比定律」，所以只要测定了天体的距离和天体的亮度，就可以得到它的光度，在天文领域上用一个更加准确的一个名词叫做「天体的流量」来表示。宇宙空间是完全真空的/光子的运行是不受阻碍的，实际上星际物质对于天体的辐射有重要的影响，主要表现在它对于辐射会有吸收和散射的作用。
亮度的大小取决于三个因素：
1.天体的距离
2.天体的光度
3.星际物质对辐射的吸收和散射
对天体光度的测定，实际上就归结于对于天体的亮度和距离的测定
为了表征「亮度」天文学家使用一种特殊的单位称为「星等」，这是一种很自然地描述天体明暗程度的一种方式，它最早是由古希腊的天文学家「依巴谷」在公元前150年发明的，他把天空中凭肉眼看到最亮的恒星定义为「1等星」，最暗淡的恒星定义为「6等星」，所以能够凭肉眼看到的恒星也就是从1等到6等之间，在这样一个系统里面星等值越大恒星反而是越暗淡的/视亮度是越低的。
随着望远镜的发明，可以看到越来越黯淡的天体，对于像太阳、月亮这样的天体，它们的亮度远远地超过了「1等星」，所以需要对原来的从1等到6等这样的系统进行拓展，所以现在的天文学家沿用「依巴谷」当时的定义方式建立了新的系统，定义星等相差5等的天体亮度相差100倍，但是它的范围不再局限于从1等到6等之间了，既可以小于1等也可以大于6等，但是每1等星之间的亮度差别所遵循的规律是不变的，因此星等每相差1等，亮度相差大约是2.512倍，换句话说任意一个星等比它大一个星等的恒星，亮度差别大约是2.512倍。
「UBVRI宽带测光系统」
凭肉眼去观察到的恒星实际上是在可见光的黄光波段范围里面的，目前主要依赖于望远镜来测量恒星和天体的星等亮度，任何一个望远镜在接受天体辐射的时候也是在某一个波段范围里面的，但是望远镜有一个好处就是可以在不同的波段来测量天体的辐射，这就是所谓的「多色测光系统」，譬如在望远镜的终端分别插入不同波段的滤光片，最常用的就是
「UBVRI宽带测光系统」不同波段的滤光片透光率，只要插上这些滤光片之后只有在波段范围里面的光子才能够被接收，在波段范围之外的就被滤去了，因此就可以得到特定波段天体的辐射。
图解：U·紫外 B·蓝光 V·可见光 R·红光 I·红外
为什么要进行多色测光？
因为可以很快地去表征天体辐射谱的形状和天体辐射的强度，只要确定了主要波段，强度大小就可以画出天体辐射谱的轮廓，这个轮廓实际上还反映了天体的温度、颜色之间的差异，在不同波段测定了天体的亮度星等，相减得出的值称为「色指数」，在多色测光系统里面U-B，B-V是两个常用的色指数。
绝对星等
「色指数」是和天体的温度直接相关的，人们往往也用色指数来反映天体或者恒星温度的高低，同样也可以用星等值来反映天体的光度，光度是天体的固有量，但是星等或者亮度总是依赖于距离的远近，为了得到光度的大小，我们就人为地把天体放在一个假设的距离上，这个距离就用10PC，10个秒差距来表示。
举例说明：
把太阳放在10个秒差距上面然后去测量它的亮度，把遥远的恒星也拉近到10个秒差距上面也去测量它的亮度，这时候由它的亮度或者星等再加上10个秒差距的距离，就可以得到光度值的大小也就是绝对星等值的大小，对于不同的天体绝对星等值的大小之差和它的光度之比有关系。
「黄姤」·总结
- 用视星等和绝对星等分别表示天体的亮度和光度。
- 已知距离、亮度和光度中的任意两个量，就可以求出第三个量。
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