Hiparco de Nicea
Desde siempre el hombre ha tendido a clasificar y cuantificar la naturaleza y el cielo no fue una excepción. Desde los griegos se comenzó ya a hacer astrometría (medir las posiciones) de los astros. Pero no fue hasta el sigo II antes de Cristo cuando Hiparco de Nicea se propuso clasificar las estrellas. Clasificar las estrellas no ofrece muchas alternativas, pues no ofrecen un tamaño visible, son puntuales, los colores apenas varían del azul-blanco-naranja/amarillo-rojo… nos queda pues el brillo. Hiparco midió por comparación respecto a la estrella Vega como sería la magnitud de ostras estrellas. A Vega le asigno el valor de magnitud 1 y prosiguió hasta dividir esas 1000 estrellas en 6 magnitudes. Básicamente el sistema fué este hasta 2000 años después, donde con la aparición de la fotometría se pudo cuantizar exactamente el brillo de las estrellas, es decir su flujo.
La escala de magnitudes es logarítmica ya que el ojo tiene una respuesta logarítmica, esto se traduce que la diferencia entre magnitud 1 y 2 y 2 y 3 no es la misma (lineal), sino que es 2.5 veces más brillante 1 mag=2.5*2 mag=2.5*3 mag… o que una diferencia de 5 mag corresponde a un factor 100 de brillo. Las magnitudes están íntimamente ligadas al flujo luminoso que emite la estrella de tal forma que
donde
es la magnitud relativa de la estrella en visual (V), también puede ser en otras bandas fotométricas como el azul B, el ultravioleta V, el rojo R, infrarrojo I, K, J… etc…
Bandas fotométricas y bandas de absroción importantes
es el estándar de medición en magnitudes, actualmente la estrella Vega, y 
los flujos de las mismas. Luego asignando a Vega el valor de magnitud 0, y midiendo la relación de sus flujos mediante fotometría podemos medir la magnitud de cualquier estrella. Como vemos a magnitudes de signo negativo le corresponden brillos más altos. Hasta aquí todo perfecto, utilizo un estándar y mido todas, pero aquí no acaba el problema, sabemos mediante la paralaje que las estrellas están a distintas distancias, y que el brillo disminuye con el cuadrado de la distancia… luego nuestras magnitudes son llamadas relativas por este mismo fenómeno, ya que son las magnitudes dependientes de la distancia, de la siguiente forma
donde la distancia a la estrella d se mide en parsecs. Nótese que si
la magnitud relativa 
corresponde con este nueva magnitud 
llamada magnitud absoluta. Con las magnitudes absolutas si podemos comparar estrellas ya que es la magnitud de cada estrella como si la viéramos a 10 parsecs de distancia.Otro aspecto interesante de las magnitudes es que nos permite comparar datos de las estrellas, como sabemos las estrellas azules son mas calientes y las rojas mas frías. Definiendo lo que se llama índice de color como una diferencia de las magnitudes absolutas en barias bandas, como por ejemplo U-B, B-V, si la diferencia es mayor que cero esto quiere decir que la estrella emite más en el primero, p.e. B-V>0 emite más en B (azul,+ caliente), si B-V<0 emite más en V (blanca,+ fría).
Clasificación de las estrellas cercanas en funcióna su magnitud absoluta
Peeero no acaba aquí todavía la cosa, ya que durante su viaje la luz pasa por galaxias, nebulosas,material interplanetario, atmósfera, etc… experimentando un enrojecimiento o atenuación. Este efecto es la extinción.Se puede calcular un coeficiente
que se suma a la magnitud relativa para obtenerla corregida, 
.También existe una última magnitud que es llamada bolométrica que recoge toda la radiación emitida de tal forma que en vez de relacionar magnitudes con el flujo se relacionan directamente con la luminosidad. es la correción bolométrica. De esta forma la primera ecuación se transforma en
En la pŕactica la medición de magnitudes se hace mediante astrofotografía digital, midiendo las cuentas que registra un CCD o un CMOS para la estrella y comparando las posiciones con catálogos, obteniendo por comparación las magnitudes.
Pongamos un ejemplo, la magnitud visual relativa del Sol aquí desde la Tierra es de
, su magnitud absoluta es:
Si queremos saber ahora cuando el Sol dejará de ser visible, es decir, llegará a magnitud 6, la mínima que capta el ojo humano, con la magnitud absoluta calculada y la relativa que será 6, despejamos
luego a 17.14 parsecs el Sol dejará de verse.
Nota:
es una unidad astronómica en parsecs.Anexo: Magnitudes visuales relativas de objetos conocidos
Sol= -26.8
Luna llena=-12.5
Venus=-4.1
Sirio=-1.6
Polar=2.0
Plutón=15
, gracias por el hilo. 
