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La magnitudine apparente (m) di una stella, pianeta o di un altro oggetto celeste è una misura della sua luminosità apparente, ovvero quella rilevabile dal punto d'osservazione. È importante notare che un oggetto estremamente luminoso può apparire molto debole, se si trova ad una grande distanza. Infatti se chiamiamo L0 la luminosità intrinseca di una sorgente, un osservatore a distanza d misurerà una luminosità L data da:

• -26,8 Sole
• -12,6 Luna piena
• -4,4 Luminosità di Venere al suo massimo
• -2,8 Luminosità di Marte al suo massimo
• -1,5 Sirio, la stella più luminosa
• -0,7 Canopo, la seconda stella più luminosa
• +6,0 Le stelle più deboli osservabili ad occhio nudo
• +12,6 Il quasar più luminoso
• +30 Gli oggetti più deboli osservabili col Telescopio Spaziale Hubble(vedi anche Lista delle stelle più luminose)

In astronomia, la magnitudine assoluta (M, detta anche luminosità assoluta) è la magnitudine apparente (m) che un oggetto avrebbe se si trovasse ad una distanza di 10 parsec (32,616 anni luce), o 3×1014 chilometri dall'osservatore. Più semplicemente, è una misura della luminosità intrinseca di un oggetto, senza tener conto delle condizioni in cui si trova l'osservatore.

Nel definire la magnitudine assoluta, è necessario specificare il tipo di radiazione elettromagnetica che viene misurata. Se ci si riferisce al totale dell'energia emessa, il termine corretto è magnitudine bolometrica. Più un oggetto appare debole (alla distanza di 10 parsec), più la sua magnitudine assoluta è alta. Più è bassa la sua magnitudine assoluta, più luminoso è l'oggetto. Un'equazione matematica lega la magnitudine apparente con la magnitudine assoluta, usando la parallasse. Il diagramma H-R lega la magnitudine assoluta con la luminosità, la classificazione stellare, e la temperatura superficiale.

Molte stelle visibili ad occhio nudo hanno magnitudini assolute che sarebbero capaci di formare ombre da una distanza di 10 parsec: Rigel (-6,7), Deneb (-8,5), Naos (-7,3), e Betelgeuse (-5,6). Per confronto, Sirio ha una magnitudine assoluta di 1,4 e il Sole ha una magnitudine assoluta di circa 4,5. Le magnitudini assolute delle stelle in genere sono comprese tra -10 e +17.

Confrontando invece con le magnitudini apparenti (cioè quello che si vede osservando il cielo notturno), Sirio è -1,4. Venere arriva a -4.3 al suo massimo e la Luna piena è -12. L'ultimo oggetto con una magnitudine comparabile alla magnitudine assoluta delle stelle nominate più sopra fu visibile come una supernova circa mille anni fa; il suo resto è la nebulosa del Granchio, M1. Gli astronomi cinesi riferirono di poter leggere usando la sua luce, di vedere ombre causate da essa e di poterla osservare durante il giorno.

La magnitudine limite è la magnitudine apparente della stella più debole presente nel campo visivo dell'osservatore. Questo valore dà un'indicazione della qualità del cielo che si sta osservando.

La magnitudine limite ad occhio nudo e sotto un cielo perfettamente buio e terso è circa 6; questo valore può diminuire a causa di luce diffusa (a causa dell'inquinamento luminoso o per la presenza della Luna prossima al plenilunio) o per la presenza di velature nuvolose. Esistono delle apposite carte celesti che permettono di valutare la magnitudine limite semplicemente contando il numero di stelle all'interno di un'area delimitata da stelle molto luminose e facilmente riconoscibili: più stelle ci sono, più profonda sarà la magnitudine limite.

In astrofotografia, la magnitudine limite di una ripresa è la magnitudine della stella più debole in essa contenuta; il suo valore dipende generalmente dal tempo di esposizione e dalla risposta spettrale del sensore. I CCD, per esempio, sono più sensibili al rosso e al vicino infrarosso delle comuni pellicole fotografiche. Di conseguenza, due riprese della stessa zona, una CCD e una "chimica", che abbiano la stessa magnitudine limite per le stelle blu, possono avere limiti molto diversi (2-3 magnitudini) per quelle rosse.