Астрономическая видимость характеризует размытость и мерцание небесных тел, например, звёзд. Она возникает вследствие локальной турбулентности в земной атмосфере, вызывающей колебания оптического показателя преломления. Состояние астрономической видимости в данное время в данном месте говорит о том, насколько земная атмосфера искажает свет звёзд, наблюдаемых в телескоп.
Самый распространённый способ её оценки — измерение значение полуширины оптической яркости видимого диска (функции рассеяния точки для изображения, искаженного атмосферой). Полуширина этой функции также называется «диаметр видимого диска» или «видимость» и характеризует лучшее возможное угловое разрешение при фотографировании с большой выдержкой. При наилучших условиях размеры видимых дисков составляют 0,4 угловых секунды. Такие условия могут быть достигнуты в высокогорных обсерваториях на небольших островах, таких как Гавайи или Пальма.
Снижение видимости — одна из самых больших проблем наземной астрономии: в то время, как крупные телескопы имеют теоретическое разрешение в несколько тысячных долей угловой секунды, фактически их разрешение ограничено атмосферой минимум в сотни раз. Однако введение в 1989 году адаптивной оптики резко улучшило разрешение наземных телескопов.
Свет от точечных источников, например, звёзд, при отсутствии атмосферной турбулентности, имеет вид диска Эйри, размер которого обратно пропорционален апертуре, но из-за низкой астрономической видимости принимает вид дрожащих и переливающихся пятен, очень быстро меняющих форму. Получившиеся в итоге изображения могут быть обработаны с использованием спекл-интерферометрии.
Низкая видимость также является причиной видимого мерцания звёзд. Так как качество изображения зависит от угловой высоты наблюдаемой области (CN2-профиль), то качество изображений в системах адаптивной оптики снижается, если наблюдаемая звезда и калибровочная далеки друг от друга.
Как уже было сказано выше, размер диска Эйри обратно пропорционален апертуре, и обычно сравнивается с диаметром видимого диска при апертуре, равной r0 (обычно 10—20 см). Таким образом, при увеличении диаметра объектива разрешение остаётся таким же, если не обрабатывать полученные изображения. Эти параметры также зависят от длины волны.