直到近代，我们才知道，星体间最主要的差别是在亮度上。喜帕恰斯是第一个按星体的亮度分级的科学家。空中最明亮的20 颗星划分在第一等级，然后，按亮度的减少依次分为第二等级、第三等级、第四等级、第五等级，到第六等级则是用肉眼勉强能看到的星。

　　星体的亮度等级可以划分得极为精细，其精度可至十分位小数，星的亮度等级可以用2.3 或3.6 这样的数表示。亮度等级中每差一级，亮度就相差2.512 倍，如2.0 级的星体亮度就是3.0 级星体亮度的2.512 倍。依此类推。

　　第一等级中的一些星，其亮度几乎可能是零，有的甚至达到负值。天空中最明亮的是天狼星，其亮度等级为-1.47。这一概念也可用来表示恒星以外的其他星体。金星最亮的时候，等级亮度可达到-4，满月的亮度是-12，太阳的亮度是-26 级。等级制度还可以扩展到极暗的星体，这些星体只能用望远镜才能看到。所以，这些星的级别只能达到7 或8 级，有的甚至达到20 级或数字更高的级别。

　　一颗星比另一颗星明亮，不一定意味着它放出的光多，而可能是离我们太近的缘故。一颗暗星若离我们很近，可以比一颗离我们较远的亮星显得还要亮。

　　如果我们知道某颗星的亮度级别及它到地球的距离，我们就能计算出它的实际亮度。你可以把星体在10 个秒差距（32.6 光年）处的亮度值计算出来，并把这个结果作为“绝对98 亮度等级”的数值，为了比较星体的实际亮度，我们在同一距离之处算出来亮度值，如绝对亮度等级，例如，太阳在10 个秒差距处的亮度等级是4.6，它的确不是一个非常亮的星体。天狼星在同样距离处的亮度等级是1.3。显然，天狼星比太阳更明亮些。还有些星体比天狼星放出的光更多、显得更亮。位于“猎户星座”中的“参宿七”的绝对亮度值是-6.2，它的实际亮度是太阳亮度的2 万倍。非常非常亮的星体毕竟是少数，这些星体能被人类观测到，是因为它们太亮了。但它们的数目太少了，全体星座的十分之九是比太阳亮度要低的弱星。

　　1914 年，美国天文学家海瑞?诺瑞斯?罗素指出：所有的星体可以按照递增的顺序排列起来，或者95％的星体都能排列起来。质量越大的星体，亮度越高，温度也越高。绝大多数星体可以从小到大，从温度低到温度高，从暗到亮有序地排列起来。

　　爱丁顿求得了太阳核心的温度，并解释了“主星系”星体的一些性质。质量越大的星体，在万有引力作用下把它的构成物向内拉紧的力就越强，它的核心温度就越高，这样才能平衡强有力的内聚力，星体的温度越高，向外散发的光和热也就越多。这就是说，星体质量越大，它的亮度越高，这就是我们早已知道的“质量发光定律”。

　　星体温度升高的程度大于星体质量的增大程度。于是，星体到了足够大时，核心的温度之高，向外扩张的能力之大，使得星体变得不稳定起来，很容易产生爆炸。基于这个原因，质量大于太阳60 倍的星体不可能存在于宇宙间。另一方面，质量较小的星体，用来平衡内聚力的温度不需要太高。若星体足够小，它中心的温度就会很低以至于它根本不发光。一个星体
若小于太阳的1/10，它就是暗的不发光体。按通常的定义它就不能称做星（恒星）。

　　有这样的星体，其质量可能是木星质量的100 倍，它本身具有一定的热度，但发出的光是红外光，其能量小于可见光，我们称它们是“棕矮星”。探测到它们很困难，但天文学家们也在搜寻它们。因为它们的数量可能会很多，极有可能对宇宙的固有特性产生某种影响。
这种星若有一个很好的供氢环境做为星体本身的组成成分，并能通过氢化而产生放射性物质，它就有可能出现在主星序的排列中。