Логарифмическая мера яркости астрономического объекта.Звёздная величина — это логарифмическая шкала, используемая для измерения яркости астрономических объектов. Она берёт начало от древнегреческого астронома Гиппарха, который разделил звёзды на шесть групп по видимой яркости, причём звёзды первой величины были самыми яркими, а шестой — самыми тусклыми из видимых невооружённым глазом. Система была формализована в XIX веке Норманом Погсоном, который определил разницу в пять величин как ровно стократное различие в яркости, что делает каждый шаг величины фактором примерно 2,512.
Система была формализована Норманом Погсоном в 1856 году, который установил логарифмическую зависимость, согласно которой разница в пять величин соответствует отношению яркостей, равному 100.
Видимая звёздная величина объекта зависит от его собственной светимости и расстояния до Земли. Меньшее значение величины означает более яркий объект; например, Солнце имеет видимую величину около -26,7, тогда как самые тусклые объекты, обнаруженные космическим телескопом «Хаббл», имеют величину около 31. Шкала логарифмическая, поэтому разница в одну величину соответствует отношению яркостей, равному корню пятой степени из 100, то есть примерно 2,512. Астрономы также используют абсолютную звёздную величину, которая нормирует яркость к стандартному расстоянию в 10 парсек, чтобы сравнивать истинные светимости объектов.
Звёздная величина повсеместно используется в астрономии для каталогизации звёзд, галактик и других небесных объектов, а также для измерения их переменности, например, изменения яркости таких звёзд, как Бетельгейзе, или непредсказуемой эволюции яркости спутников Starlink.
Самый яркий объект ночного неба — Венера — может достигать видимой звёздной величины около -4,9, что достаточно ярко, чтобы отбрасывать тени на Земле.
| m | переменная | видимая звёздная величина — звёздная величина |
| F | переменная | поток — поток Вт/м² |
| ZP | переменная | нулевая точка — zero point |
| log10 | оператор | десятичный логарифм — десятичный логарифм |
