Astronomen messen den Strahlungsfluß (engl. flux) eines Objektes indem sie sein Licht mit einem Teleskop einfangen, es durch einen vorgegebenen Filter schicken und dann seine Energie bestimmen. Strahlungsfluß ist Energie pro Flächeneinheit, wobei die Fläche durch die Öffnung des Teleskopes bestimmt ist. Nachdem man ein Meßgerät mit Hilfe von Standard-Sternen geeicht hat und bezüglich Absorption durch die Atmosphäre korrigiert hat, ist der Strahlungsfluß im Filterband wohldefiniert. Diesen Prozess nennt man Photometrie.
Üblicherweise jedoch liefern die Astronomen ihre photometrischen Ergebnisse in der Einheit "Größe". Die Größe eines Objektes ist gegeben durch
m = -2.5 log[Strahlungsfluß/F0]
wobei "log" der 10er-Logarithmus ist und F0 der Strahlungsfluß bei nullter Größe für den gewählten Filter. Wenn es ein blauer Filter ist, wird die Größe mit dem Buchstaben B gekennzeichnet. Bei einem Gelb-Grün-Filter, nahe der Spitzensensibilität des Auges, wird die Größe mit einem V für "visuell" gekennzeichnet. Ein Ultraviolett-Filter liefert U-Größen. Ein anderer üblicher Standardfiltersatz mit engeren Durchgangsbändern als die UBV-Filter ist der uvby-Filter für Ultraviolett, Violett, Blau und Gelb.
Helle Objekte besitzen eine höhere negative Größe als schwächere Objekte. Der hellste Stern ist Sirius mit einer Größe von -1.6. Die schwächsten von einem dunklen Ort aus mit bloßem Auge sichtbaren Sterne haben etwa sechste Größe. Die schwächsten mit dem Hubble-Space-Telescope sichtbaren Objekte haben etwa 28. Größe, was einem nahezu eintrillionenfach geringeren Strahlungsfluß als dem von Sirius entspricht.
Wenn Astronomen den Strahlungsfluß eines Objektes bei zwei oder mehr Wellenlängen messen, können sie das Verhältnis dieser Strahlungsflüsse ermitteln. Da der Logarithmus eines Quotienten gleich der Differenz der Logarithmen ist, wird das Farbverhältnis errechnet indem man die Größen in den verschiedenen Filterbändern subtrahiert, z.B. U-B oder B-V. Im UBV-System ist der Strahlungsfluß nullter Größe für einen hellen nahen Stern mit einer Temperatur von 10000 Kelvin (Vega) definiert. Somit entspricht B-V = 0 einer Temperatur von 10000 K, während ein Stern mit der Temperatur der Sonne (5770 K) eine B-V-Farbe von 0.65 besitzt.
Wenn ein Stern weit entfernt ist, ist er schwach und hat einen hohen positiven Wert als Größe. Eine zehnfache Entfernung ergibt einen hundertfach geringeren Strahlungsfluß, was eine Zunahme um fünf Größen bedeutet. Die Astronomen definieren nun eine absolute Größe, die von der Entfernung eines Sterns unabhängig ist und nur von den Eigenschaften des Sterns selbst abhängt: die absolute Größe ist die Größe des Sterns, wäre er 10 parsec von der Erde entfernt. Das Verhältnis zwischen der absoluten Größe M, der scheinbaren Größe m und der Entfernung D ist
M = m - 5 log(D/[10 pc])
Übersetzung A.V. Aug. 1998 ohne Gewähr