前言
古希臘人把天上的星星，依照明亮的程度，分成一等星到六等星，一等星最亮、六等星最暗。後來我們利用觀測儀器把恆星的亮度數值化，定義了每個星等之間的亮度是相差2.512倍。以上，是我們從國中就學過關於「星等」的概念。雖然後來也陸陸續續學了不少相關的知識，但是最近我又想到一個新問題，那就是：
當我們用儀器來觀測天體之後，雖然可以用「亮度的差異」定義出「星等的差距」，可是每一顆天體的星等究竟是跟「誰」比較的結果？這個亮度差異的「比較基準」是哪一顆天體呢？
話說從頭
早在西元前兩世紀的古希臘時期，就有天文學家希帕求斯（Hipparchus）將天空中總共1025顆恆星分類，把其中最亮的20顆恆星定為一等星，然後把亮度大約只有一半的恆星歸類為二等星，到最暗的六等星，則幾乎是肉眼可以看見最暗恆星的極限。這個分類在西元二世紀的時候，由另一位天文學家托勒密（Ptolemy）所出版，收錄在相當重要的著作—天文學大成（Almagest）這本書中。
到了十六世紀，丹麥天文學家第谷（Tycho Brahe）更進一步把「恆星看起來的大小」拿來當作恆星亮度的分類依據，越亮的恆星看起來就越大。等到望遠鏡被發明，天文學家更是仔細地以測量恆星的大小來代表其亮度差異。所以一直到十九世紀，恆星的亮度都還是以他們「看起來的大小」來區分星等。
十九世紀中期，天文學家利用視差法，估計恆星與地球的距離之後發現，恆星其實距離地球非常非常遙遠，所以每個恆星其實都可以視作一個點光源。也就是說，我們看見的恆星大小並不是真正的恆星大小，只是比較亮的恆星「看起來」比較大而已。
建立新標準
在1856年時，英國天文學家普森（Norman R. Pogson）在利用望遠鏡觀察恆星的時候發現，望遠鏡越大，就能夠看見越暗的恆星。如果他將望遠鏡的開口遮住一部份，較暗的恆星就會從視野中消失。於是他就一點一點地遮住望遠鏡的開口，比較出恆星和恆星之間的亮度。他發現，星等相差五等的恆星，亮度大約相差100倍，於是建議把每一個星等之間的亮度差，定義為100的1/5次方，也就是2.512倍。
至於恆星亮度之間比較的基準，最初是以北極星為二等星當作基準來做比較。後來由於觀測技術的進步，發現北極星有亮度上的變化，因此又改以織女星為零等星當作基準。但是織女星的亮度終究也不是固定不變的，所以近代對於恆星亮度的比較基準，還有更多討論正在進行當中。
現行的觀測
由於電荷耦合（感光）元件（Charge-coupled Device, CCD）的發明，恆星亮度的量測變得非常直覺。於是科學家進一步發現，由於恆星在不同波長所輻射出來的能量大小不盡相同，亦即感光元件的感應波段範圍會影響到亮度觀測的結果。因此目前定義恆星亮度的觀測大多是以UBV波段為主，U代表紫外線波段（約350nm）、B代表藍光波段（約435nm）、V代表可見光中央附近波段（約555nm）。其中V波段最接近人類肉眼的觀測，一般在報導視星等的觀測結果時如果沒有特別強調，通常就是V波段的觀測結果。
而某些較低溫的恆星，其輻射能量主要集中在紅外線波段，若是採用上述的波段進行觀測，就容易低估這些恆星的發光能力。
結語
其實這個問題已經困擾我好幾年，可能就是因為覺得答案一定很容易找到，反而一直沒有動手去查。今天終於去把答案找出來，某種程度上有種鬆了一口氣的感覺！但是一如往常，找到一個答案，往往意味著又有更多的問題出現啊～
參考資料
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