【作者：黃姤】
「光度」：天體的一個固有物理量，它指的是天體在單位時間內所輻射的總能量，是天體的固有量。比如在日常生活裡面燈泡是有確定的瓦特數，這個瓦特數實際上就反映了它的光度大小，它是燈泡發光本領的一種表示，但是我們知道燈泡的明暗程度不僅僅取決於它本身的光度大小，還取決於這個燈泡離我們的距離，所以這就涉及到「亮度」。
什麼是「亮度」？
「亮度」：是指在地球上單位時間、在單位面積接收到的天體輻射量。
因為輻射遵循「平方反比定律」，所以只要測定了天體的距離和天體的亮度，就可以得到它的光度，在天文領域上用一個更加準確的一個名詞叫做「天體的流量」來表示。宇宙空間是完全真空的/光子的運行是不受阻礙的，實際上星際物質對於天體的輻射有重要的影響，主要表現在它對於輻射會有吸收和散射的作用。
亮度的大小取決於三個因素：
1.天體的距離
2.天體的光度
3.星際物質對輻射的吸收和散射
對天體光度的測定，實際上就歸結於對於天體的亮度和距離的測定
為了表徵「亮度」天文學家使用一種特殊的單位稱為「星等」，這是一種很自然地描述天體明暗程度的一種方式，它最早是由古希臘的天文學家「依巴谷」在公元前150年發明的，他把天空中憑肉眼看到最亮的恆星定義為「1等星」，最暗淡的恆星定義為「6等星」，所以能夠憑肉眼看到的恆星也就是從1等到6等之間，在這樣一個系統裡面星等值越大恆星反而是越暗淡的/視亮度是越低的。
隨著望遠鏡的發明，可以看到越來越黯淡的天體，對於像太陽、月亮這樣的天體，它們的亮度遠遠地超過了「1等星」，所以需要對原來的從1等到6等這樣的系統進行拓展，所以現在的天文學家沿用「依巴谷」當時的定義方式建立了新的系統，定義星等相差5等的天體亮度相差100倍，但是它的範圍不再侷限於從1等到6等之間了，既可以小於1等也可以大於6等，但是每1等星之間的亮度差別所遵循的規律是不變的，因此星等每相差1等，亮度相差大約是2.512倍，換句話說任意一個星等比它大一個星等的恆星，亮度差別大約是2.512倍。
「UBVRI寬帶測光系統」
憑肉眼去觀察到的恆星實際上是在可見光的黃光波段範圍裡面的，目前主要依賴於望遠鏡來測量恆星和天體的星等亮度，任何一個望遠鏡在接受天體輻射的時候也是在某一個波段範圍裡面的，但是望遠鏡有一個好處就是可以在不同的波段來測量天體的輻射，這就是所謂的「多色測光系統」，譬如在望遠鏡的終端分別插入不同波段的濾光片，最常用的就是
「UBVRI寬帶測光系統」不同波段的濾光片透光率，只要插上這些濾光片之後只有在波段範圍裡面的光子才能夠被接收，在波段範圍之外的就被濾去了，因此就可以得到特定波段天體的輻射。
圖解：U·紫外 B·藍光 V·可見光 R·紅光 I·紅外
為什麼要進行多色測光？
因為可以很快地去表徵天體輻射譜的形狀和天體輻射的強度，只要確定了主要波段，強度大小就可以畫出天體輻射譜的輪廓，這個輪廓實際上還反映了天體的溫度、顏色之間的差異，在不同波段測定了天體的亮度星等，相減得出的值稱為「色指數」，在多色測光系統裡面U-B，B-V是兩個常用的色指數。
絕對星等
「色指數」是和天體的溫度直接相關的，人們往往也用色指數來反映天體或者恆星溫度的高低，同樣也可以用星等值來反映天體的光度，光度是天體的固有量，但是星等或者亮度總是依賴於距離的遠近，為了得到光度的大小，我們就人為地把天體放在一個假設的距離上，這個距離就用10PC，10個秒差距來表示。
舉例說明：
把太陽放在10個秒差距上面然後去測量它的亮度，把遙遠的恆星也拉近到10個秒差距上面也去測量它的亮度，這時候由它的亮度或者星等再加上10個秒差距的距離，就可以得到光度值的大小也就是絕對星等值的大小，對於不同的天體絕對星等值的大小之差和它的光度之比有關係。
「黃姤」·總結
- 用視星等和絕對星等分別表示天體的亮度和光度。
- 已知距離、亮度和光度中的任意兩個量，就可以求出第三個量。
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