随便指向夜空中的一颗星星，那颗星到底有多亮？是的，你可以测量它的亮度，但那是从你在地球上的有利位置。你测量的亮度取决于许多与恒星本身无关的事情。同一颗星放在更远的地方会显得不那么明亮。同一颗恒星，但是它前面有更多的星际尘埃，也会显得不那么明亮。你只是在可见光下测量亮度——但这颗恒星也在从无线电到x光的所有事物中发光。
这就是为什么天文学家不喜欢使用恒星的亮度，而是使用它的光度。在某种意义上，光度是物体的真实亮度。这是对恒星发出的实际电磁能量的测量。这包括所有波长的光，包括可见光和不可见光。中间有多少灰尘并不重要。恒星有多远并不重要。
这是恒星本身固有的真实属性。但是由于我们只能测量来自恒星的有限辐射量，计算光度通常需要模拟总光输出。
默认情况下，“光度”一词是“测辐射热光度”的缩写，意思是整个电磁光谱的总光度。但有时天文学家可能会提到特定波段的光度。
光度通常用瓦特(焦耳每秒)来表示，或者用太阳的光度来表示，表示为L，并定义为3.828×1026 W，宇宙中最暗的恒星只会有太阳光度的一小部分，而最亮的恒星则可以强几十万倍。
恒星的光度还可以与另外两个重要的属性联系起来:大小和温度。将恒星的简单模型作为辐射黑体，这三个量通过斯特凡-玻尔兹曼方程联系起来:光度与表面积乘以温度的四次方成正比。
这是一个简单、简洁的方程，它连接了三个重要的恒星属性，并允许天文学家从一些基本的测量中获得大量的理解。