Størrelsesklassesystemet for lysstyrken af himmelske objekter, kan spores tilbage til 2.100 før vor tidsregning, til den græske astronom Hipparchus, der klassificerede de klareste stjerner, kan kunne se, som ”den første størrelses-klasse” og de svageste som ”den sjette størrelsesklasse”. Senere, definerede astronomer, Hipparchus’ 1. størrelseklassesstjerner, som stjerner der lyser nøjagtigt 100 gange stærkere end hans 6. størrelsesklassestjerner. Med fem trin mellem 1. og 6. størrelsesklasse, er hvert trin lig med den femte rod af 100, eller
I størrelsesklassesystemet, er stjernerne i 5. størrelsesklasse 2,512 gange klarere end stjernerne i 6. størrelsesklasse, og 4. størrelsesklassestjerner er
Hipparchus, må have haft et gennemsnitligt syn, for en gennemsnitsperson under en mørk himmel, kan kun se stjerner så svage som 6. størrelsesklasse. Hvordan sammenlignes denne visuelle grænse med de kraftigste teleskoper? Hubble Space Telescope, kan integreres til lange eksponeringer, og opdage stjerner der er så svage som 30. størrelsesklasse. Da
Stjerner klarere end 1. størrelsesklasse, har størrelses-klasser der er mindre end 1, inklusiv nul og negative tal. For eksempel har Sirius, den klareste stjerne på himlen, en størrelsesklasse på -1,64. Venus kan være så klar som -4,4, eller cirka 15 gange klarere end Sirius og lys nok, til at kaste en skygge. Størrelsesklassen på fuldmånen er -12,6, og Solens størrelsesklasse er -26,7. Solen er således 14,1 størrelsesklasser – eller mere end 400.000 gange klarere end fuldmånen.
En stjernes tilsyneladende størrelsesklasse, angiver lysstyrken af en stjerne, som den ser ud på Jordens nattehimmel. Stjerner er placeret i forskellige afstande fra Jorden, så en stjernes tilsyneladende størrelsesklasse, siger ikke noget om stjernens luminositet. Hvis det var tilfældet, ville en stjernes lysstyrke være repræsentativ for dens luminositet. I princippet, har astronomer udviklet et system, der fastslår netop denne antagelse. Hvis afstanden til en stjerne er kendt, tildeler de en lysstyrke til hver stjerne, som om den var placeret i en standardafstand – i dette tilfælde, nøjagtigt 10 parsec (32,6 lysår). Astronomer henviser til denne grundlæggende egenskab for en stjerne, som dens absolutte størrelsesklasse.
Lysstyrken på astronomiske objekter, varierer generelt med dets spektralområde (farve), og astronomer bruger specielle symboler, til at repræsenter størrelsesklasser i forskellige farver. For eksempel repræsenterer V og B størrelsesklasser i det respektive synlige (grønne) og (blå) område af spektret. Den første Sol-lignende stjerne, der viste sig at have en omkredsende planet, 51 Pegasi, har en synlig størrelsesklasse, V, på 5,49. Dens blå størrelsesklasse, B, er 6,16 (et større tal), der indikerer at den er mindre lysstærk i den blå del af spektret end i synligt (grønt) lys. Med disse tal, kan astronomer tildele stjernerne et farveindeks,