极限星等

极限星等是天文学上由给定的仪器可以检出的最暗弱天体的视星等。

在某些情况下，极限星等指给定设备可以检测到的上限阈值。在更正式的使用上，极限星等指的是信号强度（例如，20σ是10星等）。有时极限星等是由仪器使用的目的来规范（例如，光度计的星等是10等星），这声明光度计可以很可靠的测量检测星等比10等更亮的星。

国际暗天协会一直致力于减少霞光和光污染，以提升极限星等。

肉眼可见

肉眼可见的极限星等是指清晰、无月的夜晚，在天顶可以看见的最暗星等。这个量通常用作天空亮度的总指标，在光污染和潮湿地区的极限星等的大小，通常比遥远的沙漠和高海拔地区明亮。极限星等也取决于观测者，眼睛在经过黑暗适应后，极限星等会增加。在相对晴朗的夜空，极限星等在+6等左右。

在都市的不同区域，极限星等也会改变。居住在纽约近郊地区的极限星等是+4.0，这对应于可见的恒星数量大约是250颗，相当于在完全黑暗的天空中可见恒星数量的十分之一。来自纽约市曼哈顿以外的各行政区（布鲁克林、皇后区、史泰登岛和布朗），极限星等可能是+3.0，这暗示在任何时间，充其量只能看见约50颗恒星。在灯火通明的曼哈顿地区，极限星等可能是+2.0，这意思就是在纽约市的城中心，在任何时间可以看见的恒星数量不会超过15颗。

从相对较暗的郊区，极限星等经常是接近+5或更暗淡些，而在非常偏远且晴朗的地区，有些业馀天文学家可以看见的极限星等暗弱至+8等。许多基本观测参考的极限星等都是+6等，这相当于望远镜发明之前，在星图上列印出恒星的极限星等。在这个领域，实际上随著年龄和经验的增加，有时需要使用馀光来提升极限星等。

极限星等在传统上是通过搜寻已知星等中最暗弱的星光来估计。在2013年，谷歌发展的星图应用程式，允许非专家们使用他们的手机或平板来估计在严重污染地区的极限星等。

业馀天文学

在业馀天文学，极限星等是指用望远镜能够看见的最暗淡天体。例如，一架口径2英寸的望远镜，可以收集到的光量是肉眼的16倍，这大约是10等的恒星；10英吋（25公分）的望远镜将聚集400倍于肉眼的光量，大约可以看见14等星。然而，这些等级都非常依赖观测者和观看时的条件。

计算极限星等

望远镜的极限星等可以通过计算得知。

做为第一近似，望远镜的增益幅度是$5\cdot \log _{10}({\frac {D_{1}}{D_{0}}})$，此处D₁是望远镜主聚光元件的直径，D₀是经过暗适应后的瞳孔直径。这两个数值需要以相同的单位来量度。D₀会因人而异，但通常是6-7mm（～1/4"）。

因此，10英吋（D₁ = 254mm）的望远镜除了可以提升8星等的极限之外，没有其它的增益。所以，若一个人的肉眼极限星等（NELM，naked eye limiting magnitude）是+5，这架望远镜将可以让他看见13等左右的恒星。

在现实生活中，因为较高的放大倍率使背景变暗和对比度增加，望远镜可以让人看见更暗淡的天体。典型的10英吋望远镜在高倍数（250倍或更高倍），将很容易达到15星等的范围。包括对比度校正后，改进的公式是

$m_{improvedwithtelescope}=m_{nakedeye}-2+2.5\cdot \log _{10}(D\cdot P\cdot t)$

此处
D = 以mm为单位的物镜或主镜口径
P = 放大倍率
t = 传输因数，通常是0.85-0.9。

大天文台

大型天文台通常选择天空黑暗的地点来设立。它们能通过探测器的长时间积分，并利用影像处理技术增加信号的信躁比，来增加极限星等。例如，凯克天文台的两架口径10m的望远镜，使用一小时的积分和调适光学的技术，可以检测24-26等的星星。

在地球大气层之上的望远镜可以达到更高的极限星等，像是哈伯太空望远镜。由于是与天空亮度不相关的望远镜，在轨道上的望远镜，背景天空的亮度取决于黄道光，哈伯望远镜可以探测31等的暗淡天体；新一代的詹姆斯·韦伯太空望远镜（在红外线波段操作）预期的极限星等是34等。

相关条目

• 视星等
• 夜空
• Dark-sky movement

外部链接

• Estimating Limiting Magnitude at NinePlanets.org
• Telescope Limiting Magnitude Calculator （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Loss of the Night app for estimating limiting magnitude （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• The Astronomical Magnitude Scale （页面存档备份，存于互联网档案馆）