Видима зоряна величина (часто просто — зоряна величина) — блиск зорі (або іншого небесного світила), зареєстрований спостерігачем. В. з. в. залежить від потужності об’єкта випромінювання і відстані до нього.

Поняття В. з. в. запровадив давньогрецький астроном Гіппарх. Він розподілив усі зорі, які видно оком на зоряному небі, на 6 класів — найяскравіші були віднесені до першої зоряної величини (1^m), а найслабші — до шостої зоряної величини (6^m). Англійський астроном Н. Погсон (1829—1891) у 1856 р. запропонував точнішу шкалу зоряних величин. У ній різниця у 5 зоряних величин відповідає 100-кратній різниці в освітленості. Оскільки деякі світила (серед них і зорі) яскравіші, ніж зорі першої зоряної величини, то були введені ще нульова та від’ємні зоряні величини.

Освітленості від двох зір Е₁ і Е₂ пов’язані з їхніми зоряними величинами m₁ і m₂ формулою Погсона: Е₂/Е₁ = 2,512^m₁-m₂.