Absolūtais lielums ir astronomisks termins, kas attiecas uz objekta patieso spilgtuma līmeni kosmosā, nevis uz to, ko var uztvert kā tā spilgtumu, ko var mainīt objekta attālums, gravitācijas efekti un zvaigžņu materiāls, kuram gaismai jāiziet cauri. sasniegt novērotāju. Neskatoties uz šo skaidru definīciju, šis termins ir relatīvs. kā objekta absolūtā lieluma spilgtums ir sīkāk jāsadala, definējot mērāmā elektromagnētiskā starojuma spektru. Ja veic novērojumu, pamatojoties uz zvaigžņu objekta kopējo enerģijas izvadi, tiek izmantots termins bolometriskais lielums, kas nosaukts pēc Semjuela Lenglija, kurš 1878. gadā izgudroja bolometru elektromagnētiskā starojuma mērīšanai.
Absolūtā lieluma aprēķināšana jebkuram objektam kosmosā var būt sarežģīta, jo tā šķietamais lielums vispirms ir jānosaka kvantitatīvi vai ar Zemi saistītam novērotājam jāuztver spilgtums. Pēc tam spilgtuma attālums ir jānosaka parsekos, kas ir faktiskais attālums līdz objektam, ja tas atrodas Piena Ceļa galaktikā. Jāņem vērā arī sarkanā nobīde jeb gravitācijas ietekme uz gaismu tālu objektiem, gaismai virzoties uz spektra sarkano galu, objektam attālinoties no Zemes. Visbeidzot, ar objektiem ārpus mūsu lokālās galaktikas, lai noteiktu absolūto lielumu, ir jāizmanto vispārējās relativitātes aprēķini.
Cits process, ko izmanto absolūtā lieluma noteikšanā, ir objekta absolūtā lieluma temperatūras aprēķināšana, objekta radītās gaismas krāsas sadalot ķīmiskajā parakstā, ko tās norāda dažādu elementu izstarotajiem fotoniem. Zvaigžņu klasifikācijas sistēmai ir absolūtā lieluma temperatūra, kas svārstās no “O” karstākajai krāsai ar zilu krāsu līdz “M” kā aukstākā ar sarkanu krāsu. O klases zvaigznes tiek uzskatītas par visretākajām kosmosā, un tās veido tikai aptuveni 0.00003% no kopējā skaita, un sarkanās M klases zvaigznes veido lielāko daļu 76.45% no kopējā skaita. Karstāk degošās O klases zilās zvaigznes ir arī vismasīvākās, un tām ir visīsākais mūžs, kas galu galā degradējas līdz sarkaniem milžiem, un zvaigznes, kas ir viena ceturtdaļa no saules izmēra, degradējas līdz baltā pundura stadijai.
Objektu spilgtuma noteikšanas un klasificēšanas procesu kosmosā var izsekot līdz grieķu astronomam Hiparham, kurš 150. gadā pirms mūsu ēras izstrādāja pirmo magnitūdu sistēmu. Tajā laikā bija tikai sešas spilgtuma klasifikācijas, pamatojoties uz to, ko varēja redzēt ar neapbruņotu aci. Mūsdienās absolūtais lielums ir daudz izsmalcinātāks process, ar pielāgojumiem sākotnējam procesam, kas dod negatīvas lieluma vērtības, piemēram, mūsu saulei, kur -26.74 ir tās šķietamais lielums. Lielāki negatīvie skaitļi skalā norāda uz spožiem, tuvumā esošiem objektiem, kur Sīriusa zvaigzne saņem -1.4 redzamo magnitūdu kā vienu no Zemei tuvākajām zvaigznēm, planēta Venēra ir -4.4 un Zemes Mēness -12.6.