Звёздная величина́ (видимая звёздная величина), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой и т. п.) на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Если измерения проводятся с Земли, то в значения звёздной величины обычно вносят поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере; такие звёздные величины называются внеатмосферными.

Понятие «звёздная величина» было введено во 2 в. до н. э. Гиппархом (Hipparchus. In Arati et Eudoxi Phaenomena commentariorum libri tres I. 4. 16), который разделил все звёзды, видимые невооружённым глазом, на 6 групп (величин): к 1-й звёздной величине он отнёс самые яркие звёзды, к 6-й – самые тусклые.

Звёздная величина $m$ связана с освещённостью $E$ зависимостью $m=k\lg{E}+C_0.$ Коэффициент $k,$ по предложению Н. Погсона, принят равным –2,5; он задаёт шаг шкалы звёздных величин, а постоянная $C_0\ -$ её нуль-пункт, который определяется по результатам измерений некоторой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. Изменению звёздной величины на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз. Таким образом, шкала звёздных величин логарифмическая с основанием 100^1/5 = 10^0,4 ≈ 2,512. Чем ярче светило, тем меньше его звёздная величина; у особо ярких светил она отрицательная.

Различают звёздные величины визуальные (определяются глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по снимкам на фотоэмульсию), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и болометрические (с помощью болометров). Звёздные величины, полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (они близки к визуальным). Применение различных приёмников излучения и светофильтров позволяет измерять блеск светил в разных участках спектра и тем самым определять звёздную величину в разных фотометрических системах. Наиболее употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U, синей В и жёлтой V частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными. В дополнение к системе UBV используют звёздные величины в красной и инфракрасной (ИК) областях спектра: R, I, J, H, K и т. д. Разности звёздных величин, называемые показателями цвета (например, B – V, U – В и др.), характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд.

Звёздная величина – безразмерная величина. Для её указания обычно используют курсивную букву m (от лат. magnitude – величина) в виде правого верхнего индекса у числа, например 6^m. Если указан диапазон спектра (например, V или $m_V$), то индекс m обычно не указывают.

Точность фотографических и визуальных измерений блеска звёзд с поверхности Земли составляет около 0,05^m, фотоэлектрических – около 0,01^m. Самая яркая звезда ночного неба – Сириус – имеет звёздную величину $m_V\!=–1,\!46,$ у наиболее слабых звёзд с измеренной звёздной величиной её значение составляет 29^m. Звёздная величина Солнца $m_V\!=–26,\!74,$ полной Луны $m_V\!=–12,\!7.$

Кроме видимой звёздной величины в астрономии используется понятие абсолютная звёздная величина – звёздная величина, которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 пк от Земли. Абсолютные звёздные величины (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная звёздная величина $M$ связана с видимой звёздной величиной $m$ зависимостью: $M=m+5-5\lg{r},$ где $r\ -$ расстояние до светила, выраженное в парсеках.