Звезды разделяются по их видимому блеску на звездные величины. Эта система была основана греческим астрономом Гиппархом во II веке до н.э. Он разделил звезды на шесть категорий по их блеску от самых ярких (первой величины) до самых слабых, которые он мог различить (шестой величины).

В настоящее время яркость звезд измеряется с точностью до нескольких сотых величины с помощью чувствительных приборов — фотометров. По определению, разница в пять величин соответствует разнице в яркости в 100 раз, следовательно, каждая ступень величины равна корню пятой степени из 100, что приблизительно составляет 2,5. Звезды, яркость которых более чем в 2,5 раза больше звезд первой величины, характеризуются величиной со знаком минус; например, Сириус, самая яркая звезда на небе, имеет величину — 1,44. Более тусклые звезды имеют более высокую положительную величину. Наименее яркие объекты, наблюдаемые в телескоп с Земли, имеют величину около 25. Таблица показывает соотношение между разницей в яркости звезд и разницей в их величине.

Величину расплывчатых объектов, таких как звездные скопления, туманности, галактики и кометы, определить гораздо труднее, чем величину звезд. Яркость расплывчатого объекта обычно оценивается так, как если бы весь его свет исходил из одной точки. Следовательно, яркость галактики девятой величины выглядит так же, как выглядела бы звезда девятой величины, находящаяся не в фокусе, свет которой рассеивается на той же территории, что и площадь галактики. Самый лучший способ определить яркость расплывчатого объекта — это сравнить его с изображением не в фокусе звезды известной величины.