Il y a 2 500 ans, l'astronome grec Hipparque classifia la luminosité des étoiles visibles dans le ciel sur une échelle de 1 à 6. Il qualifia les étoiles les plus brillantes du ciel de « première magnitude » et les plus pâles de « sixième magnitude ». Étonnamment, deux millénaires et demi plus tard, la classification d'Hipparque est toujours largement utilisée par les astronomes, bien qu'elle ait été depuis modernisée et quantifiée.

L'échelle moderne de magnitude est une mesure quantitative du flux de lumière venant d'une étoile, avec une échelle logarithmique :

m = m₀ - 2.5 log (F / F₀)

Si vous ne comprenez pas les mathématiques, cela dit juste que la magnitude d'une étoile donnée (m) est différente d'une étoile standard (m₀) d'un facteur 2,5 fois le logarithme de leur rapport de flux. Le facteur 2,5*log signifie que si le rapport de flux est 100, la différence de magnitude vaut 5. Ainsi, une étoile de magnitude 6 est 100 fois plus pâle qu'une étoile de magnitude 1. La raison pour laquelle la simple classification d'Hipparque se traduit en une fonction relativement complexe est que l'œil humain réagit de manière logarithmique à la lumière.

Il y a plusieurs échelles de magnitude différentes en usage, chacune d'entre elles ayant un but différent. La plus commune est l'échelle de magnitude apparente, qui mesure la manière dont les étoiles brillent (ainsi que les autres objets) pour l'œil humain. L'échelle de magnitude apparente définit l'étoile Vega comme magnitude 0,0 et attribue des magnitudes à tous les autres objets en utilisant l'équation ci-dessus, et une mesure du rapport de flux de chaque objet par rapport à Vega.

Il est difficile de comprendre les étoiles en utilisant simplement les magnitudes apparentes. Imaginez deux étoiles dans le ciel avec la même magnitude apparente, c'est-à-dire apparemment de même luminosité. Vous ne pouvez pas savoir simplement en regardant si elles ont la même luminosité intrinsèque ; il est possible qu'une des deux étoiles soit bien plus brillante mais aussi bien plus lointaine. Si nous connaissions les distances aux étoiles (voyez l'article parallaxe), nous pourrions en tenir compte et attribuer des magnitudes absolues qui refléteraient la réalité de la luminosité intrinsèque. La magnitude absolue est définie comme la luminosité apparente que l'étoile aurait si elle était observée d'une distance de 10 parsecs (1 parsec = 3,26 années-lumière, soit 3,1 x 10¹⁸ cm). La magnitude absolue (M) peut être déterminée à partir de la magnitude apparente (m) et de la distance en parsecs (d) en utilisant la formule :

M = m + 5 - 5 * log(d) (notez que M=m quand d=10).

L'échelle moderne de magnitude n'est plus fondée sur l'œil humain, mais sur les plaques photographiques et les photomètres photoélectriques. Avec les télescopes, nous pouvons voir des objets bien plus pâles qu'Hipparque ne pouvait voir à l'œil nu, ainsi, l'échelle de magnitude a été étendue au-delà de 6. Ainsi le télescope spatial Hubble peut voir des images d'étoiles proches d'une magnitude 30 qui est un mille milliards de fois plus pâle que Vega.

Note finale : la magnitude est habituellement mesurée à travers un filtre de couleur d'une certaine sorte et ces magnitudes sont notées avec un indice décrivant le filtre (c'est-à-dire que m_V est la magnitude à travers un filtre « visuel », qui est vert, m_B est la magnitude à travers un filtre bleu, m_pg est la magnitude de plaque photographique, etc.).