Ahli astronomi Yunani Hipparchus menghasilkan katalog yang mencatatkan kecerahan jelas bintang pada abad kedua SM. Pada abad kedua CE ahli astronomi Alexandria Ptolemy mengklasifikasikan bintang pada skala enam mata, dan berasal dari istilah magnitud.[2] Pada mata tanpa bantuan, bintang yang lebih menonjol seperti Sirius atau Arcturus kelihatan lebih besar daripada bintang yang kurang menonjol seperti Mizar, yang seterusnya kelihatan lebih besar daripada bintang yang benar-benar samar seperti Alcor. Pada tahun 1736, ahli matematik John Keill menggambarkan sistem magnitud mata kasar kuno dengan cara ini:

Bintang-bintang tetap kelihatan mempunyai Kebesaran yang berbeza, bukan kerana mereka benar-benar begitu, tetapi kerana mereka tidak semua sama jauh dari kita. [note 1] Mereka yang terdekat akan cemerlang dalam Kilauan dan Kebesaran; Bintang yang lebih jauh akan memberikan Cahaya yang lebih samar, dan kelihatan lebih kecil kepada Mata. Maka timbullah Pembahagian Bintang, mengikut Susunan dan Martabatnya, ke dalam Kelas; Kelas pertama yang mengandungi mereka yang paling hampir dengan kita, dipanggil Bintang dengan Magnitud pertama; yang berada di sebelah mereka, adalah Bintang dengan Magnitud kedua... dan seterusnya, 'sehingga kita sampai ke Bintang dengan Magnitud keenam, yang memahami Bintang terkecil yang boleh dilihat dengan Mata kasar. Untuk semua Bintang lain, yang hanya dilihat oleh Bantuan Teleskop, dan yang dipanggil Teleskopik, tidak dikira dalam enam Pesanan ini. Kendati Perbezaan Bintang kepada enam Darjah Magnitud lazimnya diterima oleh Ahli Astronomi; namun kita tidak boleh menilai, bahawa setiap Bintang tertentu betul-betul akan diberi kedudukan mengikut Kebesaran tertentu, yang merupakan salah satu daripada Enam; tetapi pada hakikatnya terdapat hampir sama banyak Darjah Bintang, seperti terdapatnya Bintang, beberapa daripadanya mempunyai Kebesaran dan Kilauan yang sama. Dan walaupun di antara Bintang-bintang yang dikira sebagai Kelas paling terang, terdapat Kepelbagaian Magnitud; kerana Sirius atau Arcturus masing-masing lebih cerah daripada Aldebaran atau Bull's Eye, malah daripada Bintang di Spica; namun semua Bintang ini dikira di antara Bintang-bintang Darjah pertama: Dan terdapat beberapa Bintang daripada Darjah perantaraan sedemikian, yang Ahli-ahli Astronomi telah berbeza dalam pengelasannya; ada yang meletakkan Bintang yang sama dalam satu Kelas, yang lain dalam yang lain. Sebagai Contoh: Anjing kecil itu oleh Tycho diletakkan di antara Bintang-bintang dengan Magnitud kedua, yang Ptolemy menghitung antara Bintang-bintang Kelas pertama: Dan oleh itu ia tidak benar-benar salah satu daripada Darjah pertama atau kedua, tetapi sepatutnya diletakkan dalam satu Kedudukan di antara kedua-duanya.[3]

Ambil perhatian bahawa semakin terang bintang, semakin kecil magnitudnya: Bintang "magnitud pertama" yang terang ialah bintang "kelas pertama", manakala bintang yang hampir tidak dapat dilihat dengan mata kasar ialah "magnitud keenam" atau "kelas ke-6". Sistem ini adalah persempadanan ringkas kecerahan bintang kepada enam kumpulan berbeza tetapi tidak membenarkan variasi kecerahan di dalam kumpulan itu sendiri.Tycho Brahe cuba mengukur "kebesaran" bintang secara langsung dari segi saiz sudut, yang secara teori bermakna bahawa magnitud bintang boleh ditentukan oleh lebih daripada penilaian subjektif yang diterangkan dalam petikan di atas. Dia membuat kesimpulan bahawa bintang magnitud pertama mengukur 2 minit lengkok (2′) dalam diameter jelas (​1⁄30 darjah, atau​1⁄15 diameter bulan purnama), dengan bintang magnitud kedua hingga keenam berukuran​1 1⁄2 ′,​1 1⁄12 ′,​3⁄4​1⁄2 ′, dan​1⁄3 ′, masing-masing.[4] Perkembangan teleskop menunjukkan bahawa saiz besar ini adalah ilusi-bintang kelihatan jauh lebih kecil melalui teleskop. Walau bagaimanapun, teleskop awal menghasilkan imej seperti cakera palsu bagi bintang yang lebih besar untuk bintang yang lebih terang dan lebih kecil untuk yang lebih samar. Ahli astronomi dari Galileo hingga Jaques Cassini menganggap cakera palsu ini sebagai badan fizikal bintang, dan oleh itu hingga abad kelapan belas terus memikirkan magnitud dari segi saiz fizikal bintang. [5] Johannes Hevelius menghasilkan jadual saiz bintang yang sangat tepat yang diukur secara teleskopik, tetapi kini diameter yang diukur berjulat daripada hanya lebih enam saat lengkok untuk magnitud pertama hingga hanya di bawah 2 saat untuk magnitud keenam. [5][6] Pada zaman William Herschel ahli astronomi mengakui bahawa cakera teleskopik bintang adalah palsu dan fungsi teleskop serta kecerahan bintang, tetapi masih bercakap dari segi saiz bintang lebih daripada kecerahannya. [5] Malah hingga ke abad kesembilan belas, sistem magnitud terus diterangkan dari segi enam kelas yang ditentukan oleh saiz ketara, di mana

Tiada peraturan lain untuk mengelaskan bintang melainkan anggaran pemerhati; dan oleh itu sesetengah ahli astronomi menganggap bintang-bintang itu dengan magnitud pertama yang orang lain menganggap sebagai bintang yang kedua.[7]

Walau bagaimanapun, menjelang pertengahan abad kesembilan belas ahli astronomi telah mengukur jarak ke bintang melalui paralaks bintang, dan begitu memahami bahawa bintang berada jauh sehingga pada dasarnya kelihatan sebagai sumber titik cahaya. Berikutan kemajuan dalam memahami pembelauan cahaya dan kenampakan astronomi, ahli astronomi memahami sepenuhnya bahawa saiz ketara bintang adalah palsu dan bagaimana saiz tersebut bergantung pada keamatan cahaya yang datang daripada bintang (ini ialah kecerahan ketara bintang, yang boleh diukur dalam unit seperti watt per meter persegi) supaya bintang yang lebih terang kelihatan lebih besar.

Definisi moden

Pengukuran fotometrik awal (dibuat, sebagai contoh, dengan menggunakan cahaya untuk mengunjurkan "bintang" tiruan ke dalam medan pandangan teleskop dan melaraskannya agar sepadan dengan bintang sebenar dalam kecerahan) menunjukkan bahawa bintang magnitud pertama adalah kira-kira 100 kali lebih terang daripada bintang magnitud keenam.

Oleh itu pada tahun 1856, Norman Pogson dari Oxford mencadangkan bahawa skala logaritma 5√100 ≈ 2.512 diguna pakai antara magnitud, jadi lima langkah magnitud sepadan dengan tepat kepada faktor 100 dalam kecerahan.[8][9] Setiap selang satu magnitud bersamaan dengan variasi kecerahan 5√100 atau kira-kira 2.512 kali. Akibatnya, bintang magnitud 1 adalah kira-kira 2.5 kali lebih terang daripada bintang magnitud 2, kira-kira 2.5 2 kali lebih cerah daripada bintang magnitud 3, kira-kira 2.5 3 kali lebih cerah daripada bintang magnitud 4, dan seterusnya.

Ini adalah sistem magnitud moden, yang mengukur kecerahan bintang, bukan saiz ketara sesebuah bintang. Menggunakan skala logaritma ini, ada kemungkinan untuk bintang lebih terang daripada "kelas pertama", sepertiArcturus atau Vega yang bermagnitud 0, dan Sirius bermagnitud -1.46.