亮度，在不同的領域中有不同的單位。在日常生活中，最常用到的是燈泡的亮度，從夜明燈的20燭光到看書寫字的100燭光，或是20瓦到100瓦。在投影機的亮度則用流明（lumen）表示，3000流明相當明亮，足以應付一般中小型教室與辦公室使用。

在天文學的領域，用「星等」來表示亮度。大約在西元前150年左右，希臘天文學家希巴谷（Hipparchus）將天上星星的亮度，依人眼所看見的程度分為六個等級，最亮的為第一等級，次亮的為第二等級…。

到了西元150年左右，埃及天文學家托勒密（Ptolemy）推廣其法，將天上的星星亮度分為六個星等。全天最亮的20顆明星屬於一等星，比一等星暗的星星為二等星，比二等星暗的星星為三等星，…以此類推，眼睛能見最暗的星星為六等星，而且星等都是整數。從此以後，西方都將恒星一一標上星等的數值，記錄在星表上。

在18世紀中葉，設計出許多測量亮度的儀器，天文學家開始精確而定量的測量星光的亮度。英國人威廉‧赫瑟爾（William Herschel）以及其他天文學家都認為一等星大約比六等星亮一百倍，英國人波克松（N. Pogson）在1856年建議：明定一等星比六等星亮一百倍。

約在同一時期，生理學家發現人類對光線亮度的知覺感應為級數關係；也就是說，亮度（I）與星等（m）之間的關係為

I µ a-m  -----（1）

令星等為1的亮度為 I₁，星等6的亮度為 I₆，則 I₁/I₆ = 100。依據公式（1） I µ a-m，則

I₁/I₆ = a^-1/a^-6 = a⁵

將 I₁/I₆ = 100代入，得 a⁵ = 100

∴ a = 10^2/5 〜2.512 --（2）

選定標準星後，將所有天體與標準星的亮度比較來定出星等，並且將亮度比1星還亮的，擴展至0星等、-1星等、-2星等…；將亮度比6星還暗的，往下延伸微7、8、…。並且星等的數值進入小數，例如6.21星等、8.52星等…。

有經驗的變星觀測者，用肉眼可以分彆0.1星等的亮度差異，目前用儀器最精確的測量可以分辨0.001星等的亮度差異。

視星等與絕對星等

亮度（brightness）與光度（luminosity）的定義不同。亮度是實際觀測到的天體亮度，所對應之星等稱為「視星等」；而光度是天體本身所發岀的真正亮度。亮度與距離有關，而光度與距離無關。同一顆恆星距離愈遠，亮度愈暗，視星等的數值也愈大；但是它的光度都相同。將天體安置在32.59光年處之星等，稱為「絕對星等」，反映了天體的光度。

令某一顆恆星的距離為 d（光年）之亮度為I_m，視星等為m；距離為32.6光年之亮度為 I_M，絕對星等為M。則

I_m/I_M=10^-2m/5/10^-2M/5=10^-2(m-M)/5（3）

但是「亮度」與「距離的平方」成反比，所以

I_m/I_M=d²/32.6²   -----（4）

結合公式（1）與（2），得到

10^-2(m-M)/5 =I_m/I_M=(32.6/d)²

將上式兩邊取對數，再運算一下，則

m-M = -5 log(32.6 光年)+5 log d(光年) （5）

∴  M = m + 5 log 32.6-5 log d(光年)

   = m + 7.57 - 5 log d(光年)

一般來說，天體的距離很難直接測量到，而絕對星等卻可以用其他方式推算出來，許多天體的距離無法由天文幾何測量，可以利用（5）式推算出一個可以接受的距離數值，所以（5）式常被稱為距離模式（distance modulus）。但是在運用距離模式時，通常距離單位都不是採用光年，而是秒差距（pc），即

m-M = -5 log(10 pc) + 5 log d(pc)

m-M = -5 + 5 log d(pc) -----（6）

（6）式即為通用的距離模式。