不是，是由本身等级和距离决定的
恒星的亮度是指地球上受光强度，即恒星的明暗程度；恒星的光度表示恒星本身的发光强度。恒星看起来有明有暗，但是，亮星未必一定比暗星的发光本领强，因为这里还包含着距离的因素。在天文学上，天体的亮度和光度都用星等表示：表示天体亮度等级的叫视星等，记作m；表示天体光度等级的叫绝对星等，记作M。遣常所说的星等是指视星等。
星等是天文学史上传统形成的表示天体亮度的一套特殊方法，如同气象学上用风级来表示风速一样；所不同的是，星等越大，恒星亮度越暗。二千余年前，希腊无文学家把肉眼可见的恒星分成六等。后人沿袭了这套方法，同时，经过光学仪器的检测，使之更加精确。人们发现，一等星与六等星，星等相差5等，它们的亮度相差100倍。连续各个星等的亮度成几何级数，若相邻两星等的亮度比率（级数的公比）为R，则有：
R5＝100
两边取对数：
5lgR＝2
lgR＝0.4
R＝2.512
有了这样的数量关系，就可以用星等来表示任何亮度。星等相差1等，恒星的亮度相差2.512倍。星等按等差级数增大，亮度便成等比级数递减。
望远镜和照相术问世后，星等扩展到更暗的恒星。现代最强大的望远镜，能够观测到25等的暗星。另一方面，星等还向零值和负值扩展。例如，天狼星（全天最亮的恒星）的亮度为—1.45等，金星最明亮时亮度为—4.22等，满月的亮度为—12.73等，太阳的亮度达—26.74等。这就是说，太阳的亮度是一等星亮度的（2.512）27.74＝1300亿倍。
假定有两颗恒星，其星等为m和mo（m＞mo），它们的亮度E和Eo的比率为
两边取对数，并记住1g2.512＝0.4，得
lgE0-lgE＝0.4（m-m0）
m-m0＝2.5（lgE0—lgE） （2）
如果取零等星（ m0＝ 0）的亮度E0＝ l，那么
m＝-2. 5lgE （3）
（3）式称普森公式。该公式表明，只要有明确的零等星和它的标准亮度即平均亮度，就可根据恒星的亮度E推算其星等m。
恒星的亮度与其距离远近有关。光源的视亮度与其距离的平方成反比。单从亮度是看不出恒星的真实光度的。为了比较不同恒星的光度，必须把它们“移”到同一位置（距离）上，才能对比出它们的真正亮度即光度来。天文学上把这个标准距离定为10秒差距，相当于0〃.l视差的距离，合32.6光年。距离因素被消除后，星等仅与恒星的光度有关。
光源的视亮度与其距离的平方成反比。距离增加 1倍，亮度便减为l／4标准距离（10秒差距）下的恒星的亮度称绝对亮度，其星等叫绝对星等。有了这个标准距离，就可以根据恒星的实际距离（d）和视星等（m），推算它在 10秒差距时的亮度 EM和绝对星等M。
设 EM 表示绝对亮度，Em表示视亮度。由公式（l）可得
恒星的亮度与其距离的平方成反比，如该恒星的距离d以秒差距为单位，那么
把这个关系式代入前面那个方程式的左边，便得
两边取对数，并记住 lg2.512＝0.4，那么
2lgd-2＝0.4（m-M）
m-M＝ 51gd-5
M＝m＋5-5lgd （4）
（4） 式是现代恒星天文学最重要的公式之一。恒星的两种星等之差，在恒星距离的测量工作中是十分重要的，只要测定恒星的绝对星等，便可按平方反比定律，求知该恒星的距离。
若d＝10，则5lgd＝5，M＝m
即恒星距离为10秒差距时，它的视星等即为绝对星等。
10秒差距在恒星世界是“咫尺之距”，只有为数不多的亮星位于这个距离之内。因此，对于绝大多数恒星来说，其绝对星等高于它的视星等。如果把太阳移到这个距离，它的星等将是4.75等，成为一颗不起眼的暗星。在恒星世界里，光度的差异十分悬殊。光度最大的恒星，比太阳强100万倍；光度最小的恒星，仅及太阳光度的百万分之一。在这方面，太阳也是恒星世界的普通一员
