按照恒星的明亮程度，把它们分成等级，叫做星等。星等这个名词，在应用中有它特殊的含义。它只是关于恒星亮度的比较标准，而与恒星本身的发光量完全无关。有许多恒星，看起来似乎很小也很暗淡，但是实际上，它们有巨大的体积，超过了天空某些最亮的恒星。所以，恒星的实际星等和目视星等之间并没有简单的关系，也就是说，恒星的划、和它的亮度之间不是简单的比例关系。
星等这个名词的应用，在早期天文学中就确定了。在发明望远镜之前，在已有其他方法判断恒星的大小之前，恒星的等级是按照肉眼所见的情况来确定的。有些星用肉眼看来似乎是最大最亮的星，因而设想它的实际情况也是如此，就把它叫做1等星；其次的叫做2等星，再其次的叫做3等星，依此类推。把全部肉眼可见的恒星，按照它们的明亮程度分为6个星等。近代天文学家发现这个描述恒星的方法很方便，因而继续使用，对各个星等的亮度进行了比较分析，并根据同一原则来描述用望远镜观察到的恒星，星等增加到20多个。
这种分等方法，自然带有一定的任意性。因为全天空中的亮星，从最亮的天狼星到仅能看得见的暗星的恒星之间，它们的亮度等级各不相同；如果就精度而言，我们既可以把可见恒星分为6个星等，同样也可以分为印个星等。此外，一般的观察者，只凭肉眼取得的不甚准确的测量结果，要从所接受的全部星光中，把某一个星等中的暗星同次一个星等中的亮星区别开来，确实是不容易的。肉眼观察是古代的天文学家确定恒星等级的唯一方法，在各个星等的亮度分界线上，往往有不同的意见。作为1等星的分界，就有14个到20个之多，其他较低一级的星等，就更难得一致了。
现代的天文学家仍保留这个古老的分等方法，并根据精确的光学测量，按照各个恒星的亮度，尽量使之系统化。所采用的仪器叫做光度计，用极精细的分划，测定恒星的亮度等级。由于光度计的应用，已经测定了全部肉眼可见星的亮度，并按照亮度编制成星表。现代的光电光度计有很高的精度和灵敏度，它所允许的亮度等级分划，小到只有一个星等的千分之一。
进行这种测量，天文学家采用了一些标准光量，作为划分星等的基本尺度，以比较每颗恒星的光量，再用这个标准来决定恒星的亮度等级。在哈佛光度表中，北极星最早作为比较亮度的标准星。它是大家都知道的1颗明显而重要的恒星，长期以来被认为是1颗2等星，直到今天仍然用它来概略地估计恒星的亮度。可惜北极星的亮度有极微小的变化。把这个亮度标准用来比较暗弱的星等，就给北半球的可见恒星提供了一个比较的标准，天文学家已经在北极星附近很准确地测定了一些恒星的亮度，编制出了一个北极星序表。现在当天文学家需要决定天空中某些恒星的亮度时，只要小心地转动光度计对准北极星序中的任何1颗恒星，然后再核对他的测量结果，使之符合星等标准就可以了。
可以设想，如要测定恒星的星等，就必须要有一颗亮星作为基础或标准，才能对其他恒星进行比较和分等。在采用精密仪器作恒星分等以前，这种标准星大概早就有了。如几百年以前编制的恒星分等，与现代天文学家用光学分析的方法所得出的结果相比较，并没有多大的出入。
用光度计测量出来的星等，每个星等又按亮度分为10个分位，用小数表示。例如，某颗星的星等是2，则亮度略小于它的就是2.1，依此递减，以至2.9，再暗弱一点的星，它的星等就是3。这就是说，在同一个星等中，小数愈大，星等就愈低；在不同的两个星等中，星等数字愈大，星的亮度就愈暗弱。
对于一般的观察者来说，只要确切地知道某颗恒星是1等星，还是2等星或3等星就足够了。至于更精确的10分位数上的亮度差别，只有对那些认真钻研的学生才有用处，对于一般的读者就没有必要了。在近似地估计星等时，通常采用如下的方法：每个星等的分位数以0.5为界，在0.5以内的分位数并人整数等级，在0.6以下的分位数并人下一个整数等级；例如0.6～1.5的星，都叫做1等星，1.6～2.5的星，都叫做2等星，其余类推。
但是，21颗最亮的恒星，它们的亮度都超过1.5等星，其中大部分的亮度超过1.0等星，天文学家为了克服这个困难，并能更准确地表明恒星的亮度差别，在1.0等之外，再加一个0等，比0等还亮的星则引用负数，例如最亮的天狼星的星等就是-1.46，南十字α星、角宿一、心宿二等南半球的亮星，几乎都是确切的1.0等星。有5颗亮星的星等小于心宿二，有12颗亮星的星等是在南十字α星和天狼星之间。
相邻两个星等的亮度比率是2.5，这就是说，每一个星等的标准星的亮度，是相邻的较低一级星等的2.5倍；或者说，每一个星等的亮度，是相邻的较高一级星等的4／10；也就是说，1等星的亮度是6等星的100倍，而6等星的亮度是16等星的1000倍。同理，1等星的亮度，将40万倍于15等星，3600万倍于20等星的亮度。因此，天狼星比最暗弱的20等星要亮2亿倍。
最亮的恒星，虽有巨大的亮度，但我们所得到的星光，从整体来看，来自暗星的比来自亮星的要多，这是因为暗星的数量大大地超过亮星的数量。观测资料表明，较低一级星等的数目，大约是较高一级星等的恒星数目的3倍。因此，1等星的亮度虽是2等星的2.5倍，而2等星的数目却是1等星的3倍，所以，我们从全部2等星所得到的总光量，多于从全部1等星所得到的总光量。同理，虽然1等星的亮度是10等星的3000倍，而所得光量总数，10等星是1等星的7000倍。这种递增数字虽是概略的，但它是从星表中得出的真实结论，而且是相当精确的。人们早就发现：相邻两个星等的数目之比为1：3。然而这个比率只适用于较亮的恒星，至于较暗的恒星，这个比率就有逐渐减小的趋势。
肉眼可见的恒星约为7000颗，然而实际能看到多少，则决定于大气状况和各人的视力。烟、尘埃、霾雾，甚至透明大气的散光作用，都会使地平圈附近的恒星亮度有所减弱，这是因为在此情况下，星光所穿过的大气浓度有所增加，削弱了恒星的亮度。在正常情况下，多数人用他视力最好的一只眼睛大约能看到2000颗恒星。每观察一次，总有许多恒星是处在可见的边缘，乍一出现，忽又不见了。这就是为什么出现在视野里的恒星似乎很多而实际看到的却又很少的原因之一。
不要忘记，前面所说的全部情况，是就我们肉眼所看到的恒星而言，而与恒星的实际大小和它们实际的发光强度无关。它们之所以看上去很明亮，也许是因为它们离我们很近，也许是因为它们实际上就很亮，发射的光比其他恒星为多；但是，这些本质上的属性，并不决定于它们在我们眼前所显示的光辉的强弱。事实上，某些著名的最亮恒星，并不是最大恒星。
一般地说，最亮的星多半是最接近我们的，但也有许多例外。相反的情况是最亮的恒星同时也是远离我们的恒星。在最近的恒星中，只有少数例外，都不属于最亮的星。这种相反的现象，并不难解释。因为，在一定的空间范围内，比较亮的星总是少数，而大多数是不很亮的暗星。在这些本来暗弱的恒星中，当然只有那些非常接近我们的才能被我们看见。在17颗最近的恒星中，有10颗用肉眼看起来是很暗弱的，有一颗叫做佛尔夫359号星的，它的星等是13.5，比肉眼看到的最暗的星还要暗1千倍。至于本身就很亮的恒星，总是辉煌灿烂，虽在很远的距离外，也能看见。在一定的空间里，它们虽是少数，但在整个空间里，我们可以看到很多这样的亮星。因此，可以这样说，除少数例外，大多数肉眼可见的恒星，都是相当遥远的太阳。例外中最有名的，包括最近的南门二、天狼星和南河三。