Redzamais spožums raksturo apgaismojumu, kurš no debess ķermeņa (parasti zvaigznes) nonāk vietā, kur atrodas novērotājs. To mēra zvaigžņlielumos, apzīmē m.
Jo debess ķermenis spožāks, jo mazāks tā zvaigžņlielums. Zvaigžņlielums atkarīgs ne tikai no tā, cik daudz gaismas izstaro zvaigzne, bet arī no attāluma līdz tai. Zvaigžņu dalīšana pēc to zvaigžņlielumiem sākas jau hellēnisma periodā, kad ar neapbruņotu aci redzamās zvaigznes tika iedalītas 6 zvaigžņlielumos. Spožākās zvaigznes noteica kā 1. zvaigžņlieluma (m = 1), bet pašas blāvākās zvaigznes kā 6. zvaigžņlieluma (m = 6). Šo metodi savā grāmatā „Almagest” bija aprakstījis Ptolemajs. Tiek uzskatīts, ka iedalījuma principu izdomājis sengrieķu astronoms Hiparhs. Šajā iedalījumā netika ņemta vērā Saule.
1856. gadā angļu astronoms Pogsons zvaigžņlielumu noteikšanas sistēmu formalizēja, nosakot, ka tipiska 1. zvaigžņlieluma zvaigzne ir zvaigzne, kura ir 100 reizes spožāka nekā tipiska 6. zvaigžņlieluma zvaigzne. Tādējādi, 1. zvaigžņlieluma zvaigzne ir 2,512 reizes spožāka nekā nākamā zvaigžņlieluma zvaigzne. Pogsona skala sākotnēji tika fiksēta, nosakot, ka Polārzvaigznes zvaigžņlielums ir 2. Vēlāk astronomi konstatēja, ka tā ir maiņzvaigzne (spožums mainās) un tie pirmoreiz pievērsās Vegai kā atskaites zvaigznei, nosakot, ka Vega ir 0 zvaigžņlieluma zvaigzne.
Mūsdienās vairs neaprobežojas tikai ar 6 zvaigžņlielumiem vai tikai ar redzamo gaismu. Ļoti spožiem debess ķermeņiem ir piešķirts negatīvs zvaigžņlielums. Piemēram, Sīriusa (spožākā redzamā zvaigzne, izņemot Sauli) redzamais spožums ir −1,47^m.
Zvaigžņlielums tiek noteikts ne tikai zvaigznēm, bet arī Mēnesim, Saulei un planētām. Pilnmēness redzamais spožums ir −12,6^m, Saulei −26,73^m. Habla kosmiskais teleskops redzamās gaismas diapozonā ir atradis 30. zvaigžņlieluma zvaigznes, Keka dubultteleskops ir atradis tikpat vājas zvaigznes infrasarkanajā diapozonā.

Šie ir tikai aptuvenie lielumi redzamajā gaismā (reālie lielumi ir atkarīgi no frekvences, kuru lieto) Tā kā saņemtās gaismas daudzums ir atkarīgs no Zemes atmosfēras biezuma skata virzienā, tad redzamais spožums tiek normalizēts līdz vērtībai, kāda būtu, ja atmosfēras nebūtu. Zvaigžņlieluma noteikšanu sarežģī fakts, ka gaisma nav monohromatiska. Gaismas uztvērēja jūtīgums atšķiras atkarībā no gaismas viļņu garuma un veids, kādā tas atšķiras, ir atkarīgs no gaismas uztvērēja tipa. Lai mērījums būtu objektīvs, ir nepieciešams noteikt, kā ir iegūts zvaigžņlielums. Tam plaši tiek izmantota UBV sistēma (saīsinājumi no angļu valodas: U — ultraviolets, B — blue (zils), V — visual (redzams)) ar kuru zvaigžņlielums tiek noteikts trīs dažādos viļņu garumos:

• U mēra 350 nm (tuvu ultravioletajai gaismai)
• B ~435 nm (zilās gaismas diapazons)
• V ~555 nm (redzamās gaismas vidusdiapazons dienasgaismā)

V frekvenču josla tika izvēlēta speciāliem mērķiem, tā palīdz iegūt zvaigžņlielumus, kādus redz pie gaismas pieradusi cilvēka acs. Ja debess ķermeņa redzamais spožums ir norādīts bez kādām atsaucēm, tad tiek uzskatīts, ka tas uzrādīts V frekvenču joslā.
Tā kā aukstākas zvaigznes, piemēram, sarkanie milži un sarkanie punduri, izstaro mazāk enerģijas spektra zilajā un ultravioletajā daļā, to jauda UBV sistēmā bieži tiek nenovērtēta. L un T spektra klases zvaigznēm zvaigžņlielums ir lielāks par 100, jo tās izstaro ļoti maz redzamās gaismas, bet tām ir ļoti spēcīgs infrasarkanais starojums.

• Absolūtais spožums