天体の明るさを測る単位で、「級」を省いて単に1等、2.3等、-0.4等などともいう。
古代ギリシアのヒッパルコスは、1000個あまりの恒星を記載したヒッパルコス星表で、星を明るさに従って6つの光度階級に分類した。最も明るい星を1等、肉眼でやっと見える星を6等としたこの光度階級が現在の星の等級の起源となった。18世紀末のイギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルは星の明るさと等級の関係を調べ、彼の息子のジョン・ハーシェルは1等星は6等星のほぼ100倍の明るさであることを発見した。1856年にイギリスのポグソン（N. Pogson）がポグソンの式により等級差の定量的な定義を定めたが、最も明るい星を1等星、肉眼で見える最も暗い星を6等星とした伝統的な尺度を踏襲した。

こと座のベガ（織女星）を等級の標準星とするベガ等級ではベガは定義によって0等星である（厳密な定義はベガ等級の項目を参照）。天体の明るさ（単位面積あたりに入射する光の強度）を $I$ とするとき、その等級 $m$ は、

$$m=m_{\rm Vega}-2.5\,{\rm log}_{10}\,(I/I_{\rm Vega})$$

で表される。ここで、 $m_{\rm Vega}=0$ はベガの等級, $I_{\rm Vega}$ はベガの明るさである。等級の定義が対数尺度でかつ、対数の前の係数が-2.5なので、明るい天体ほど等級の値は小さくなる。明るさの比が、10倍、100倍、1000倍となるにつれ、等級は2.5等、5等、7.5等と変化する（1等級の違いは明るさの比で100^1/5 = 約2.512倍）。ベガの100分の1の明るさの天体は5等、10倍の明るさの天体は、-2.5等となる。天体の明るさは波長により変わるので、実際には、どの波長帯（バンド）で測った等級であるかを、$m_{\rm B}$ や $m_{\rm R}$ などのようにバンドを表す記号を付けて明示する。ベガはどのバンドでも0等級である。

最近では、ベガを基準にした上記のベガ等級の他に新しい定義によるAB等級が使われることも多い。一般的な見かけの等級は天体の見かけの明るさを基にして測るが、天体の真の明るさを測るためには絶対等級が使われる。