En astronomie, la magnitude absolue indique la luminosité intrinsèque d'un objet céleste, au contraire de la magnitude apparente qui dépend de la distance à l'astre et de l'extinction dans la ligne de visée. Pour un objet situé à l'extérieur du Système solaire, elle est définie par la magnitude apparente qu'aurait cet astre s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière) en l'absence d'extinction interstellaire. Pour un corps du Système solaire, il s'agit de la magnitude apparente qu'il aurait à une unité astronomique à la fois de la Terre et du Soleil, en supposant sa face visible totalement illuminée. Pour les météores (étoiles filantes), il s'agit de leur magnitude apparente s'ils étaient observés à 100 km d'altitude au zénith. Comme toutes les magnitudes, elle est une fonction affine décroissante du logarithme de la luminosité de l'objet : la magnitude augmente d'une unité lorsque la luminosité est divisée par 2,5. La différence entre magnitude absolue et apparente (ou relative), dans le cas d'un objet situé en dehors du système solaire, est donnée par le module de distance. La magnitude absolue peut être donnée dans une bande spectrale, le plus souvent le filtre V du système photométrique de Johnson, ou comme magnitude bolométrique, à savoir qu'elle décrit le flux reçu dans toutes les longueurs d'onde. La différence entre la magnitude absolue en bande V et cette dernière constitue la correction bolométrique. Par définition de l'Union astronomique internationale, « la magnitude absolue d'un objet est la magnitude que verrait un observateur situé à une distance d'exactement 10 parsecs [soit 32,6 années-lumière] de cet objet ». La magnitude absolue est ainsi une échelle logarithmique directement liée à la luminosité de l'étoile. La définition de la magnitude absolue s'écrit en termes mathématiques : où L est la luminosité de l'étoile exprimée en unités de luminosité solaire, C une constante, et désigne le logarithme décimal.