Escala de magnitud
Fa 2500 anys, l'antic astrònom grec Hipparchus va classificar la brillantor de les estreles visibles en el cel en una escala des de l'1 fins al 6. A les estreles 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 seguix sent emprat pels astrònoms, encara que des de llavors ha sigut modernitzat i quantificat.
L'escala de magnitud va al revés del qual es podria esperar: Les estreles més brillants tenen magnituds més xicotetes que les més febles.
L'escala de magnitud moderna és una mesura quantitativa del flux de llum que arriba des d'una estrela, mitjançant una escala logarítmica:
m = m0 - 2,5 log (F / F0)
Si no enteneu les matemàtiques, esta fórmula tan sols diu que la magnitud d'una certa estrela (m) és diferent de la d'alguna estrela estàndard (m0) per 2,5 vegades el logaritme de la seua 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 estrela de sexta magnitud és 100 vegades més feble que una de primera magnitud. El motiu pel qual la simple classificació d'Hipparchus es traduïx 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 servix per a una finalitat diferent. La més comuna és l'escala de magnitud aparent; açò és, la mesura de la lluminositat de les estreles (i altres objectes) segons l'ull humà. L'escala de magnitud aparent definix que l'estrela 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.
És difícil entendre les estreles utilitzant únicament les magnituds aparents. Imagineu dues estreles en el cel amb una magnitud aparent similar, de manera que aparenten ser igual de brillants. És impossible saber, a simple vista, si tenen la mateixa brillantor intrínseca. És possible que una de les estreles siga intrínsecament més brillant, però que estiga més llunyana. Si es coneguera la distància fins a les estreles (vegeu l'article sobre la paral·laxi), es podria tindre en compte i assignar magnituds absolutes que reflectirien la seua brillantor intrínseca verdadera. La magnitud absoluta definix quina magnitud aparent tindria l'estrela si fora 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 tindre 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 estreles quasi 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 estes magnituds s'identifiquen per mitjà de la descripció del filtre (, mV és la magnitud a través d'un filtre visual, el qual és verdós; mB és la magnitud a través d'un filtre blau; mpg és una magnitud mesurada gràcies a una placa fotogràfica, ).