早在公元前2世纪，古希腊有一位天文学家叫喜帕恰斯(Hipparchus)，他在爱琴海(Aegean Sea)的罗得岛(Island of Rhodes)上建起了观星台观察星空。一次，他在天蝎座中发现一颗陌生的星。凭他丰富的经验判断，这颗星不是行星，但是前人的记录中没有这颗星。这是什么天体呢？于是他决定绘制一份详细的空星图。经过艰苦的努力，一份标有1000多颗恒星精确位置和亮度的恒星星图终于诞生了。为了清楚地反应出恒星的亮度，喜帕恰斯将恒星亮暗分成等级。他把看起来最亮的20颗恒星作为一等星，把眼睛看到最暗弱的恒星做为六等星，在这中间又分为二等星、三等星、四等星和五等星。
把一根蜡烛放在1000米远处，它的视亮度跟1等星差不多。
到了1850年，由于光度计在天体光度测量中的应用，英国天文学家普森(M.R.Pogson)把我们的肉眼看见的一等星到六等星做了比较，发现星等相差5等的亮度之比约为100倍。于是提出了衡量天体亮度的单位。一个星等间的亮度比规定为五次根号下100，即约2.512倍，一等星比二等星亮2.512倍，二等星比三等星亮2.512倍，……依此类推。它是天体光度学的重要内容。当然，现在对天体光度的测量非常精确，星等自然也分得很精细，由于星等范围太小，又引入了负星等来衡量极亮的天体。把比一等星还亮的定为零等星，比零等星还亮的定为-1等星，依此类推。同时，星等也用小数表示。
星等又分视星等和绝对星等，视星等是地球上的观测者所见的天体的亮度，而绝对星等是相当于把天体移到距离我们为10个秒差距(32.6光年)时我们所看到的天体的亮度。
例如：现有Dob10（Dobson 10英寸牛顿发射）望远镜，试估算Dob10的极限星等：
1、利用公式：m=2.1+5lgD（其中D的单位是mm）= 2.1+5×lg254 = 14.1
2、假设人眼瞳孔直径d = 5mm（人的眼睛虽然很大，但是进光的可仅仅是瞳孔那么小的面积哦），Dob10直径D = 254mm，面积是人眼的（254×254）/（5×5）=2580倍，而集光量与面积成正比，所以Dob10的集光量L是眼睛的集光量l的L/l=2580倍，假定人眼裸视的极限星等是6等，则m-6=2.5lg2580，所以Dob10的极限星等m≈14.5
所以两者估计是差不多的，也就是Dob10的极限星等是14等左右。
热星等是测量恒星整个辐射，而不是只测量一部分可见光所得到的星等。
单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很窄的辐射而得的星等。
窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等，宽频带星等的测量范围更宽，人眼对黄色最敏感，因此目视星等也可称为黄星等。
