Hace 2500 años, el antiguo astrónomo griego Hiparco clasificó el brillo de las estrellas visibles en una escala del 1 al 6. A las estrellas más brillantes las denominó de «primera magnitud», y a las más débiles que pudo ver, las de «sexta magnitud». Increíblemente, dos milenios y medio más tarde, el esquema de clasificación de Hiparco se sigue utilizando por los astrónomos, aunque desde entonces ha sido modernizado y cuantificado.

La escala de magnitud moderna es una medida cuantitativa del flujo de luz que llega desde una estrella, a través de una escala logarítmica:

m = m₀ - 2.5 log (F / F₀)

Si no entiende las matemáticas, esta fórmula únicamente dice que la magnitud de una estrella dada (m) es diferente de la de alguna estrella estándar (m₀) por 2,5 veces el logaritmo de su relación de flujo. El factor 2,5*log significa que si la relación de flujo es 100, la diferencia en magnitudes es de 5. Así pues, una estrella de sexta magnitud es 100 veces más débil que una de primera magnitud. La razón por la que la sencilla clasificación de Hipparchus se traduce a una función relativamente compleja es que el ojo humano responde logarítmicamente a la luz.

Se utiliza una variedad de escalas de magnitud, cada una de las cuales sirve para un propósito diferente. La más común es la escala de magnitud aparente; esto es, la medida del brillo de las estrellas (y otros objetos) según el ojo humano. La escala de magnitud aparente define que la estrella Vega tiene una magnitud de 0,0; y asigna magnitudes al resto de los objetos usando la ecuación anterior y una medida de la relación de flujo de cada objeto con respecto a Vega.

Es difícil entender las estrellas utilizando únicamente las magnitudes aparentes. Imagine dos estrellas en el cielo con una magnitud aparente similar, es decir, que parecen ser igual de brillantes. Es imposible saber, a simple vista, si tienen el mismo brillo intrínseco; es posible que una de las estrellas sea intrínsecamente más brillante, aunque esté más lejos. Si conociéramos la distancia a las estrellas (vea el artículo sobre la paralaje), se podría tener en cuenta la distancia y asignar magnitudes absolutas que reflejarían su verdadero brillo intrínseco. La magnitud absoluta se define como la magnitud aparente que tendría la estrella si fuese observada desde una distancia de 10 parsecs (1 parsec equivale a 3,26 años luz, o 3,1 x 10¹⁸ cm). La magnitud absoluta (M) se puede determinar a partir de la magnitud aparente (m) y la distancia en parsecs (d), utilizando la fórmula:

M = m + 5 - 5 * log(d) (advierta que M=m cuando d=10)

La escala moderna de magnitudes no está basada en el ojo humano sino en placas fotográficas y fotómetros fotoeléctricos. Gracias a los telescopios podemos ver objetos mucho más débiles que los que veía Hiparco a simple vista, así que la escala de magnitudes se ha extendido más allá de la sexta magnitud. De hecho, el telescopio espacial Hubble puede captar estrellas casi tan débiles como las de magnitud 30, que son un billón de veces más débiles que Vega.

Una nota final: la magnitud se mide normalmente a través de un filtro de color de algún tipo, y estas magnitudes se identifican por medio de la descripción del filtro (es decir, m_V es la magnitud a través de un filtro «visual» que es verdoso; m_B es la magnitud a través un filtro azul; m_pg es una magnitud medida gracias a una placa fotográfica, etc).