Ви́дима зо́ряна величина́ (позначається m — від англ. magnitude) — безрозмірнісна величина, яка характеризує блиск небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Що яскравіший об'єкт, тим менша його видима зоряна величина.

Слово «видима» у назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається із Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини. Ця назва стосується не лише видимого світла. Величина, яка сприймається людським оком (чи іншим приймачем з такою ж спектральною чутливістю), називається візуальною.

Зоряна величина позначається маленькою літерою m у вигляді верхнього індексу до числового значення. Наприклад, 2^m означає другу зоряну величину.

Поняття зоряної величини запровадив давньогрецький астроном Гіппарх у II сторіччі до нашої ери. Він розподілив усі доступні неозброєному оку зорі на шість величин: найяскравіші він назвав зорями першої величини, найтьмяніші — шостої. Для проміжних величин вважалося, що, скажімо, зорі третьої величини, настільких ж тьмяніші за зорі другої, наскільки вони яскравіші за зорі четвертої. Цей спосіб вимірювання блиску набув поширення завдяки «Альмагесту» — зоряному каталогу Клавдія Птолемея.

Така класифікаційна шкала майже без змін застосовувалася до середини 19 сторіччя. Першим, хто поставився до зоряної величини як до кількісної, а не якісної характеристики, був Фрідріх Аргеландер. Саме він почав впевнено застосовувати десяткові частки зоряних величин^[1].

1856 року Норман Погсон формалізував шкалу зоряних величин, встановивши, що зірка першої величини рівно у 100 разів яскравіша за зірку шостої величини. Оскільки відповідно до закону Вебера — Фехнера зміна освітленості в однакову кількість разів сприймається оком як зміна на однакову величину, то різниця в одну зоряну величину відповідає зміні інтенсивності світла в ${\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}}$ ≈ 2,512 раза. Це ірраціональне число, яке називають числом Погсона.

Отже, шкала зоряних величин є логарифмічною: різниця зоряних величин двох об'єктів визначається рівнянням:

${\displaystyle m_{1}-m_{2}=-2,5\,\mathrm {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\right)}$,

де:

${\displaystyle m_{1}}$, ${\displaystyle m_{2}}$ — зоряні величини об'єктів,

${\displaystyle L_{1}}$, ${\displaystyle L_{2}}$ — освітленості, що створюються ними.

Ця формула дає можливість визначити лише різницю зоряних величин, але не самі величини. Щоб за її допомогою побудувати абсолютну шкалу, необхідно задати нуль-пункт — освітленість, якій відповідає нульова зоряна величина (0^m). Спочатку Погсон застосовував як еталон Полярну зорю, поклавши, що вона має рівно другу величину. Після того, як з'ясувалося, що Полярна є змінною зорею, шкалу почали прив'язувати до Веги (якій приписували нульову величину), а потім (коли у Веги теж запідозрили змінність) нуль-пункт шкали перевизначили за допомогою кількох інших зір. Втім, для візуальних спостережень Вега може слугувати еталоном нульової зоряної величини й далі, оскільки її зоряна величина у видимому світлі дорівнює +0,03^m, що на око не відрізняється від нуля.

Сучасна шкала зоряних величин не обмежується шістьма величинами чи тільки видимим світлом. Зоряна величина дуже яскравих об'єктів є від'ємною. Наприклад, Сіріус, найяскравіша зірка нічного неба, має видиму зоряну величину −1,47^m[2]. Сучасна техніка дозволяє також виміряти блиск Місяця і Сонця: повний Місяць має видиму зоряну величину −12,6^m, а Сонце −26,8^m. Орбітальний телескоп «Габбл» може спостерігати зірки до 31,5^m у видимому діапазоні.

Зоряна величина залежить від спектрального діапазону, в якому здійснюється спостереження, тому що світловий потік від будь-якого об'єкта в різних діапазонах різний.

• Болометрична зоряна величина показує повну потужність випромінювання об'єкта, тобто сумарний потік у всіх спектральних діапазонах. Вимірюється болометром.

Найбільш розповсюджена фотометрична система — система UBV — має 3 смуги (спектральні діапазони, в яких здійснюються вимірювання). Відповідно, там існують:

• ультрафіолетова зоряна величина (U) — визначається в ультрафіолетовому діапазоні;

• «синя» зоряна величина (B) — визначається в синьому діапазоні;

• візуальна зоряна величина (V) — визначається у видимому діапазоні; крива спектральної чутливості вибрана так, щоб найкраще відповідати людському зору. Око найчутливіше до жовто-зеленого світла з довжиною хвилі близько 555 нм.

Різниця (U−B чи B−V) між зоряними величинами одного й того же об'єкта в різних смугах показує його колір і називається показником кольору. Чим більший показник кольору, тим червоніший об'єкт.

Є й інші фотометричні системи, у кожній з яких є різні смуги і, відповідно, можна виміряти різні величини. Наприклад, у старій фотографічній системі використовувались такі величини:

• фотовізуальна зоряна величина (m_pv) — міра зчорнення зображення об'єкта на фотопластинці з оранжевим світлофільтром;

• фотографічна зоряна величина (m_pg) — вимірюється на звичайній фотопластинці, що чутливіша до синього та ультрафіолетового діапазонів спектру.

• Абсолютна зоряна величина
• Фотометрична система Джонсона (UBV)
• Фотометрична система Стрьомґрена (uvbyβ)

• Сурдин В. Г. Звездная величина. Глоссарий Astronet.ru (російською) . Архів оригіналу за 28 листопада 2010. Процитовано 16 вересня 2012.
• Миронов А. В. (2005). Основы астрофотометрии (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 24 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2012.
• Миронов А. В. (1997). Прецизионная фотометрия. «Астронет». Архів оригіналу за 24 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2012.

•  Пікселі, логарифми і стародавні греки на YouTube (відео про зоряні величини і їх вимірювання)