2500 anos atrás, o antigo astrônomo grego Hipparchus classificou o brilho das estrelas visíveis no céu em uma escala de 1 a 6. Ele chamou a estrela mais brilhante no céu de “primeira magnitude”, e a mais pálida estrela que pode ver de “sexta magnitude”. Surpreendentemente, dois milênio e meio depois, o esquema de classificação de Hipparchus ainda é muito utilizado pelos astrônomos, ainda que tenha sido modernizado e quantificado.

A escala moderna de magnitude é uma medida quantitativa do fluxo de luz vindo de uma estrela, em uma escala logarítmica:

m = m₀ - 2.5 log (F / F₀)

Se você não entendeu a matemática, ela apenas diz que a magnitude de uma determinada estrela (m) é diferente de uma dada estrela padrão (m₀) 2,5 vezes o logaritmo de sua taxa de fluxo. O fator logarítmico 2,5 significa que se a taxa de fluxo é 100, a diferença em magnitudes é de 5 mag. Então, uma estrela de sexta magnitude é 100 vezes mais pálida que uma estrela de primeira magnitude. A razão da classificação simples de Hipparchus ter sido traduzida para uma função relativamente complexa é que o olho humano responde logaritmicamente a luz.

Existem várias escalas de magnitudes em uso, cada uma servindo a um propósito diferente. A mais comum é a escala de magnitude aparente; é apenas a medida de como estrelas brilhantes ( e outros objetos) parecem ao olho humano. A escala de magnitude aparente define a estrela Vega como tendo uma magnitude de 0.0, e aplica magnitude para os outros objetos usando a equação acima, e uma medida do taxa de fluxo de cada objeto para Vega.

É difícil entender estrelas usando apenas a magnitude aparente. Imagine duas estrelas no céu com a mesma magnitude aparente, parecendo ter o mesmo brilho. Você não pode dizer apenas olhando se as duas tem o mesmo brilho intrínseco; é possível que uma estrela seja intrinsecamente mais brilhante, mas mais distante. Se soubermos a distância das estrelas (veja o artigo paralaxe), podemos calcular suas distâncias e designar as Magnitudes absolutas o que refletiria seus verdadeiros e intrínsecos brilhos. A magnitude absoluta é definida como a magnitude aparente que a estrela teria se observada de uma distância de 10 parsecs (1 parsec é 3,26 anos luz, ou 3,1 x 10¹⁸ cm). A magnitude absoluta (M) pode ser determinada a partir da magnitude (m) e a distância em parsecs (d) usando a fórmula:

M = m + 5 - 5 * log(d) (note que M=m quando d=10).

A escala de magnitude moderna não é mais baseada no olho humano; ela é baseada em placas fotográficas e fotômetros fotoelétricos. Com telescópios, podemos ver objetos bem mais pálidos que Hipparchus poderia ver com seus olhos nus, então a escala de magnitude foi estendida além da sexta magnitude. De fato, o telescópio espacial Hubble pode focalizar estrelas tão débeis como as de trigésima magnitude, que são um trilhão de vezes mais pálidas que Vega.

Uma nota final: a magnitude é usualmente medida por um filtro colorido de algum tipo, e essas magnitudes são denominadas por terminação descrevendo o filtro (isto é, m_V é a magnitude através de um filtro “visual”, o qual é esverdeado; m_B é a magnitude através de um filtro azul; m_pg é magnitude de uma placa fotográfica, etc.).