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最早由古希臘天文學家喜帕恰斯制定的，他將天空中總共1025顆恒星分類，把其中最亮的20顆恒星定為一等星，然后把亮度大約只有一半的恒星歸類為二等星，到最暗的六等星，則幾乎是肉眼可以看見最暗恒星的極限。

▲喜帕恰斯▲

這個分類在公元二世紀的時候，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。

▲托勒密▲

到了十六世紀，丹麥天文學家第谷（TychoBrahe）更進一步把“恒星看起來的大小”拿來當作恒星亮度的分類依據，越亮的恒星看起來就越大。

▲第谷▲

等到望遠鏡被發(fā)明，天文學家更是仔細地以測量恒星的大小來代表其亮度差異。所以一直到十九世紀，恒星的亮度都還是以他們“看起來的大小”來區(qū)分星等。

在1856年時，英國天文學家普森（Norman R. Pogson）在利用望遠鏡觀察恒星的時候發(fā)現(xiàn)，望遠鏡越大，就能夠看見越暗的恒星。如果他將望遠鏡的開口遮住一部份，較暗的恒星就會從視野中消失。于是他就一點一點地遮住望遠鏡的開口，比較出恒星和恒星之間的亮度。他發(fā)現(xiàn)，星等相差五等的恒星，亮度大約相差100倍，于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。

但1到6的星等并不能描述當時發(fā)現(xiàn)的所有天體的亮度，天文學家延展本來的等級──引入“負星等”概念。這樣整個視星等體系一直沿用至今。