名詞解釋
limiting magnitude用附有輻射探測器的望遠鏡所能觀測到最暗的恆星星等。
決定因素
它主要由下列三個因素決定。①望遠鏡系統在單位像面上能收集到的輻射流量,這和望遠鏡的口徑D、焦距f 以及大氣吸收有關。
②輻射探測器將這些輻射流轉換成可測量的信號，其大小和探測器的量子效率 q、信息容量、時間常數（或曝光時間）t 等因素有關。
③噪聲，包括信號噪聲、背景噪聲和儀器噪聲。信號噪聲是由被測輻射的量子特性決定的；後兩項噪聲則與夜天背景（見夜天光）的表面亮度、天文寧靜度、照相底片的化學灰霧、光電倍增管、光陰極的熱發射以及讀數儀表的噪聲等有關。在一定精度要求下，只有當信噪比等於某一定值k時，該信號才能被檢測出來。
估算式
當探測器未達飽和狀態時，極限星等m0可用下式估算：m0=常數+0.5M－2.5lgd－2.5lgk +1.25lg(D2qt)－1.25lg(1+R)
[式中M為單位面積夜天背景的星等，d為恆星視影圓面直徑，R為儀器背景和夜天背景的比值。一般說來,望遠鏡口徑愈大，探測器量子效率愈高；觀測時間愈長，極限星等也愈高，但最高極限星等受夜天背景和探測器本身性能的限制]
目視觀測的極限星等較簡單的估計式 ：
mb=6.9+5lgD
[式中D用cm作單位，對於照相觀測，極限星等還跟露光時間及底片特性等有關]
有一個常用的經驗公式：
mb=4+5lgD+2.15lgt
[式中t為極限露光時間，不考慮底片的互易律失效，也沒有考慮城市燈光的影響。檢驗望遠鏡極限星等的方便方法，是利用昴星團中央處選標星的標準星等，或者用北極星（NPS）的標準星等（照相星等，仿視星等）來估計或推算]
極限星等的計算公式 ：
mb=1.77+5 ㏒D
[式中D用mm作單位]
照相望遠鏡的極限星等則與望遠鏡相對口徑有關。夜天背景在底片上的照度和望遠鏡相對口徑的平方成正比，當夜天背景的照相密度位於底片特性曲線的直線部分時，就不能繼續延長曝光時間來提高極限星等。所以，口徑相同時，相對口徑大的照相望遠鏡極限星等反而低。現代地面觀測能達到的最高極限星等約為25等。
極限星等愈高，說明觀測的到的天體越暗，也就是望遠鏡的聚光本領愈高。
極限星等比較科學的測定方法是先確定一塊天區（比如三號天區，北斗七星的玉衡，搖光星河北冕座a星——貫索四三個構成了一個三角形），然後在數其中可以看到星星的數目（包括邊界上的星星）。然後再查看到的星星數目和極限星等的對應表就可以知道極限星等了。
