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明るさによる段階分けを始めたのは古代ギリシャの天文学者ヒッパルコスで、この時代は明るさを定量的に計測する手段がなかったため、目安として最も明るい恒星を1等星とし、かろうじて肉眼で見える暗い星を6等星として、間を分ける形で6段階に分けられた。この時点では「等星」は段階分けであって、1.2等星などはない。
その後望遠鏡が発明されると、6等星よりも暗い恒星が観測できるようになった。さらに暗い星は7等星、8等星などと分けられたが、その分け方は天文学者によって違っていた。
19世紀の天文学者ポグソン(Pgson）は、定量的に計測した場合、1等星と6等星は明るさの差がおよそ100倍と測定。視等級が1変化するごとに、2.512倍するものと定めた。2.512の５乗は100になる（正確にはこの値は無理数になる）。現代の視等級の判定には、基本的にポグソンの方式がとられている。
これにより、それまで段階的にしか分けられなかった視等級が、1.2等星や3.5等星などと小数を使って表せることになった。また、全天で最も明るい恒星は0等星ということになった。さらに明るい惑星などは、等級がマイナスになる。全天で太陽の次に明るい恒星シリウスは、視等級-1.6である。
通常、2等星といった場合、視等級が1.5から2.5までであることを意味する。ただし視等級2.5ちょうどの場合は含まない。また、「視等級3以上」といった場合、視等級2.2や1.5のような、3よりも明るい天体であることを意味する。ただし、「3等星以上」という場合、視等級3.0以上の明るさという意味なのか、視等級3.5より明るいという意味なのか分かりにくい。意味の混乱を防ぐためには、小数までつけることが望ましい。
天体が写真に撮られるようになると、人間の目と写真乾板では、明るさの感じ方に違いがあることが分かった。具体的には、写真では青い色がより強く反応し、黄色には反応しにくい。このため、写真で判定した場合、視等級と等級が異なることになった。このため、写真によって判定された等級を、写真等級といい区別する。
現在では、こと座のベガを基準にして視等級を決定する。
絶対等級
視等級は、地球から見たときの明るさであり、それぞれの恒星の明るさは距離により違う。このため、ひとまず地球から恒星を地球から32.6光年（10パーセク）同位置においたものと仮定したときの明るさを絶対等級と呼ぶ。たとえば、太陽の絶対等級は4.8である。
| 視等級 | 絶対等級 | 天体名 |
|---|---|---|
| -26.8 | +4.8 | 太陽 |
| -12.6 | - | 満月 |
| -4.4 | - | 金星の最大の明るさ |
| -2.8 | - | 火星の最大の明るさ |
| -1.5 | +1.45 | 太陽の次に明るい恒星シリウス |
| -0.7 | -5.54 | 3番目に明るい恒星カノープス |
| +6.0 | - | 肉眼で見える最も暗い恒星 |
| +12.6 | 最も明るいクエーサー | |
| +30 | - | ハッブル宇宙望遠鏡で観測できる 最も暗い天体 |
| (w:en:List of brightest starsも見よ) | ||