极限星等
limiting magnitude
用附有辐射探测器的望远镜所能观测到最暗的恒星星等。它主要由下列三个因素决定。①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量,这和望远镜的口径D、焦距f 以及大气吸收有关。②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号，其大小和探测器的量子效率 q、信息容量、时间常数（或曝光时间）t 等因素有关。③噪声，包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的；后两项噪声则与夜天背景（见夜天光）的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。在一定精度要求下，只有当信噪比等于某一定值k时，该信号才能被检测出来。
当探测器未达饱和状态时，极限星等m0可用下式估算： m0=常数+0.5M－2.5lgd－2.5lgk +1.25lg(D2qt)－1.25lg(1+R)，
式中M为单位面积夜天背景的星等，d为恒星视影圆面直径，R为仪器背景和夜天背景的比值。一般说来,望远镜口径愈大，探测器量子效率愈高；观测时间愈长，极限星等也愈高，但最高极限星等受夜天背景和探测器本身性能的限制。目视观测的极限星等有经验公式：m=6.9+5lgD,其中D以厘米为单位。照相望远镜的极限星等则与望远镜相对口径有关。夜天背景在底片上的照度和望远镜相对口径的平方成正比，当夜天背景的照相密度位于底片特性曲线的直线部分时，就不能继续延长曝光时间来提高极限星等。所以，口径相同时，相对口径大的照相望远镜极限星等反而低。现代地面观测能达到的最高极限星等约为25等。
极限星等愈高，说明观测的到的天体越暗，也就是望远镜的聚光本领愈高。
极限星等比较科学的测定方法是先确定一块天区[1]（比如三号天区，北斗七星的玉衡，摇光星河北冕座a星——贯索四三个构成了一个三角形），然后在数其中可以看到星星的数目（包括边界上的星星）。然后再查看到的星星数目和极限星等的对应表就可以知道极限星等了。
