2500 років тому давньогрецький астроном Гіппарх розподілив видимі на небі зірки за яскравістю за шкалою від 1 до 6. Він назвав найяскравіші зірки неба «зірками першої величини», а найтьмяніші, які він тільки міг побачити, «зірками шостої величини». Це дивовижно, але два з половиною тисячоліття по тому, класифікаційна схема Гіппарха все ще широко використовується у астрономії, хоча з того часу її було вдосконалено і переведено на придатнішу для вимірювань основу.

Сучасну шкалу зоряних величин пов’язано з кількісними вимірами потоку світла, що надходить до нас від зірки за логарифмічною шкалою:

m = m₀ - 2.5 log (F / F₀)

Якщо ви не розумієтеся на математиці, ця формула говорить, що зоряна величина зірки (m) відрізняється від зоряної величини деякої стандартної зірки (m₀) на величину у два з половиною рази більшу за десятковий логарифм відношення потоків цих зірок. Множник 2,5 означає, що якщо відношення потоків дорівнює 100, зоряні величини відрізнятимуться на 5. Отже, зірки шостої зоряної величини у сто разів тьмяніші за зірки першої зоряної величини. Сенс простої класифікації Гіппарха переведено у відносно складну функцію, яка повідомляє нам про те, що людське око сприймає світло у логарифмічній шкалі до його яскравості.

Використовують декілька різних шкал зоряних величин, кожна з них відповідає різним потребам. Найпоширенішою є шкала видимих зоряних величин; за нею можна виміряти наскільки яскравими є зірки і інші об’єкти для людського ока. За шкалою видимих зоряних величин зірка Вега має зоряну величину 0,0, це значення є еталонним для зоряних величин усіх інших об’єктів, ці зоряні величини визначаються за допомогою вищенаведеного рівняння, на основі відношення виміряних потоків для об’єкта і Веги.

Але вивчати зірки за допомогою видимих зоряних величин складно. Уявімо собі дві зірки на небі з однаковою зоряною величиною, які виглядають однаково яскраво. Дивлячись на значення видимої зоряної величини ви не зможете дізнатися, чи мають обидві зірки однакову справжню яскравість; може так статися, що одна з зірок насправді яскравіша, але розташована від нас на більшій відстані ніж інша. Якщо ми знаємо відстані до зірок (див. статтю про паралакс), ми можемо врахувати відстань до них і ввести абсолютну зоряну величину, яка відповідатиме справжній, реальній яскравості. Абсолютну зоряну величину визначають як видиму зоряну величину зірки, якщо спостерігач знаходиться на відстані у 10 парсеків (1 парсек дорівнює 3,26 світлового року або 3,1 x 10¹⁸ см). Абсолютну зоряну величину (M) можна визначити за видимою зоряною величиною (m) і відстанню до об’єкта у парсеках (d) за формулою:

M = m + 5 - 5 * lg(d) (зауважте, що M=m, якщо d=10).

Сучасні виміри зоряних величин більше не пов’язані з людським оком, його функції тепер виконують фотографічні пластини і фотоелектричні фотометри. За допомогою телескопів ми можемо бачити набагато тьмяніші об’єкти, ніж ті, що їх бачив неозброєним оком Гіппарх, отже, шкалу зоряних величин було розсунуто за шосту зоряну величину. Космічний телескоп «Хаббл» може робити зображення зірок 30-ої зоряної величини, а це зірки у трильйон разів тьмяніші за Вегу.

І останнє зауваження: зоряні величини зазвичай вимірюють за допомогою певного роду кольорових фільтрів. Результати таких вимірів позначають нижнім індексом, що відповідає фільтрові (тобто, m_V це зоряна величина, виміряна за допомогою «візуального», зеленого фільтра; m_B — зоряна величина, виміняна за допомогою блакитного (blue) фільтра; m_pg — зоряна величина, виміряна за фотопластинкою (photographic plate) тощо).