Fa 2500 anys, l'antic astrònom grec Hipparchus va classificar la lluminositat de les estrelles visibles en el cel en una escala de l'1 al 6. A les estrelles més brillants les anomenà de «primera magnitud» i a les més febles que va poder veure de «sexta magnitud». Increïblement, dos mil·lennis i mig més tard, l'esquema de classificació d'Hipparchus segueix sent emprat pels astrònoms, encara que des de llavors ha estat modernitzat i quantificat.

L'escala de magnitud moderna és una mesura quantitativa del flux de llum que arriba des d'una estrella, mitjançant una escala logarítmica:

m = m₀ - 2,5 log (F / F₀)

Si no enteneu les matemàtiques, aquesta fórmula tan sols diu que la magnitud d'una certa estrella (m) és diferent de la d'alguna estrella estàndard (m₀) per 2,5 vegades el logaritme de la seva proporció de flux. El factor 2,5*log significa que si la proporció de flux és 100, la diferència en magnituds serà de 5. Així doncs, una estrella de sexta magnitud és 100 vegades més feble que una de primera magnitud. El motiu pel qual la simple classificació d'Hipparchus es tradueix a una funció relativament complexa és que l'ull humà respon logarítmicament a la llum.

S'utilitza una varietat d'escales de magnitud, cadascuna de les quals serveix per a una finalitat diferent. La més comuna és l'escala de magnitud aparent; això és, la mesura de la lluminositat de les estrelles (i altres objectes) segons l'ull humà. L'escala de magnitud aparent defineix que l'estrella Vega té una magnitud de 0,0 i assigna magnituds a tots els altres objectes utilitzant l'anterior equació i una mesura de la proporció de flux de cada objecte respecte a Vega.

Això dificulta entendre a les estrelles utilitzant únicament les magnituds aparents. Imagineu dues estrelles en el cel amb una magnitud aparent similar, és a dir, que aparenten ser igual de brillants. És impossible saber, a simple vista, si tenen la mateixa lluminositat intrínseca; és possible que una de les estrelles sigui intrínsecament més brillant, però que estigui més llunyana. Si es conegués la distància a les estrelles (mireu l'article sobre la paral·laxi), es podria tenir en compte i assignar magnituds absolutes que reflectirien la seva lluminositat intrínseca verdadera. La magnitud absoluta defineix quina magnitud aparent tindria l'estrella si fos observada des d'una distància de 10 parsecs (1 parsec equival a 3,26 anys llum o 3,1 x 10¹⁸ cm). La magnitud absoluta (M) es pot determinar a partir de la magnitud aparent (m) i la distància en parsecs (d), utilitzant la fórmula:

M = m + 5 - 5 * log(d) (cal tenir en compte que M=m quan d=10).

L'escala moderna de magnituds no està basada en l'ull humà, està basada en plaques fotogràfiques i fotòmetres fotoelèctrics. Amb telescopis podem veure objectes molt més febles dels que podia veure Hipparchus a simple vista, així que l'escala de magnituds s'ha anat estenent més enllà de la sexta magnitud. De fet, el telescopi espacial Hubble pot captar estrelles gairebé tan febles com les de magnitud 30, les quals són un bilió de vegades més febles que Vega.

Una nota final: La magnitud normalment es mesura a través d'un filtre de color d'algun tipus i aquestes magnituds s'identifiquen per mitjà de la descripció del filtre (és a dir, m_V és la magnitud a través d'un filtre «visual», el qual és verdós; m_B és la magnitud a través d'un filtre blau; m_pg és una magnitud mesurada gràcies a una placa fotogràfica, etc.).