Die scheinbare Helligkeit eines Sterns ist ein logarithmisches Maß für die auf der Erde empfangene Strahlungsflussdichte $\Phi$ des Sterns. Sie wird durch Größenklassen $m=-2{,}5\cdot\log\frac{\Phi}{\Phi_{0}}$ definiert, wobei $\Phi_{0}$ die Strahlungsflussdichte eines Sterns der scheinbaren Helligkeit $m = 0^\mathrm{m}$ ist. Die absolute Helligkeit $M$ eines Sterns ist definiert als die scheinbare Helligkeit, die der Stern hätte, wenn er in einer Entfernung von 10 pc stünde.
