Известно, что законы природы действуют объективно, т.е. независимо от сознания человека, и становится вполне понятным, почему Гиппарх, не имея представления о законе Вебера — Фехнера, невольно использовал его при введении шкалы звездных величин. Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. более слабые, примерно в 2,5 раза) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина. При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 97,66 раза. Поэтому в 1856 г. английский астроном Н. Р. Погсон (1829—1891) предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Это предложение было принято всеми астрономами и до сих пор является основой для определения блеска звезд. В любом интервале шкалы разность в пять звездных величин означает различие блеска звезд ровно в 100 раз. Тогда соотношение блеска звезд двух смежных целых звездных величин получается равным не 2,5, а 2,512, что нисколько не влияет на точность определения звездных величин.

Из принципа построения шкалы звездных величин видно, что чем слабее звезда, тем больше ее видимая звездная величина. Это позволяет выражать в звездных величинах блеск слабых звезд, не видимых невооруженным глазом, но открываемых в телескопы, не нарушая стройности самой шкалы: по мере открытия более слабых звезд шкала продолжается в сторону увеличения звездных величин (10-я, 11-я, 12-я и т. д.). В настоящее время известны звезды 24-й звездной величины, которые слабее звезд первой величины примерно в миллиард раз.