夜空中的恆星，有些很明亮，有些就比較昏暗。部分很暗很暗的恆星，還需要用望遠鏡才看得見。在星象模擬軟體的畫面上，會將恆星用大小不等的圓點來呈現恆星看起來的亮度（圖1-36）。看起來比較亮的恆星，就會用比較大的圓點來呈現，這和我們實際上在夜空中看到比較亮的恆星時是一樣的感覺。
早在西元前2世紀，古希臘天文學家喜帕恰斯就將自己觀察到的1000多顆恆星，依照看起來的亮度分成最亮的1等星和最暗的6等星，總共6個等級。到19世紀時，英國天文學家普森將恆星亮度進行精確的量測，他發現喜帕恰斯所定義的1等星和6等星之間，亮度大約相差100倍。於是他沿用舊有的星等，將每一個星等之間的亮度差定義為1001/5（約為2.512）倍，星等相差5等的1等星和6等星之間，亮度差異就是100倍（2.5125=100）。
普森將北極星當成標準的2等星作為比較基準，並量測每一顆恆星的亮度以進行比較，重新將其他恆星的亮度換算成星等，我們稱為視星等。因此，現今對於恆星亮度的描述不再只侷限於1等星到6等星這6個等級，還有比1等星更亮的0等星或-1等星，星等的數值還可以更精確到小數。舉例來說，天狼星的視星等是-1.47，織女星的視星等是0.04。依照星等之間亮度差距的定義，天狼星的亮度是織女星的2.512（0.04-（-1.47））倍（約為4倍）。
由於後來我們發現北極星的亮度會隨著時間有些微變化，所以今天已經不再將北極星當作標準的2等星。
視星等是我們從地球直接觀測恆星看起來的亮度，是我們接收到恆星所輻射出的電磁波能量大小。根據能量會同時往各個方向傳遞的規律，恆星所發射出的能量會隨著傳遞的距離越遠，分散在一個更大的圓球面上（球面的面積和距離平方成正比）。換句話說，如果恆星距離我們越遠，同樣口徑望遠鏡或人類眼睛就只能收到較少的能量（相同面積所接收到的能量越少），恆星看起來的亮度就會越暗，亮度的大小會與距離的平方成反比。於是天文學家定義了一個共同的距離（32.6光年），換算所有距離不盡相同的恆星，在距離地球32.6光年時的亮度，稱之為絕對星等。
例如織女星的視星等為0.09，距離地球為25.0光年。依照亮度和距離平方成反比的關係，可以計算出來當織女星距離地球32.6光年時，亮度會較暗，絕對星等為0.58。而北極星的視星等為2.09，實際距離地球約432.6光年遠，換算北極星在距離地球32.6光年時的亮度則會亮得多，絕對星等為-3.60（圖1-37）。
我們常會透過觀測近距離恆星的視星等和距離，來推算其絕對星等。再根據這些恆星的其他特徵，像是亮度會週期性變化的變星、或亮度會突然增加到一定程度的Ia型超新星，讓我們可以利用變星的亮度變化週期或Ia型超新星的最大亮度來推論這些恆星的絕對星等。如此一來，對於那些遙遠到無法測量距離的天體，我們就能夠透過這些特徵得知它們的絕對星等，再比較視星等和絕對星等的大小以獲得天體的距離。
由於絕對星等代表每個恆星在相同距離時看起來的亮度，所以也可以說絕對星等就代表恆星的發光能力。一般來說，越高溫的恆星發光能力會較強，看起來會比較亮。除此之外，越高溫的恆星產生的電磁波，還會有不同的能量分布。