天文望远镜的极限星等是什么意思

天文望远镜的极限星等是什么意思

极限星等是指望远镜能看到最暗的天体亮度，这是衡量望远镜能力的重要指标之一，主要由望远镜的口径决定， 口径越大，极限星等数值越大，也就意味着能看到的天体越暗，数量也越多。当然极限星等还会受到诸如大气透明度、大气宁静度、云等其他因素影响。

星等差一等，天体亮度就差2.512倍，即1等星比2等星亮2.512倍，所以12等就比1等亮2.512^(12-1)=25131.所以能看到12等，已经是很强大了。事实上在地球大气以内这已经接近极限了。

然而恒星的亮度却不能直接反映它与地球的距离，有的恒星体积大，亮度就比较大，有的恒星发光能力强，光度就大，即便距离远，可能看上去也比较亮。有些星可能是矮星，本身比较小，即便距离近，也不会很亮。比如我们熟知的比邻星，距离我们只有4.22光年，但是它是红矮星，很暗很暗，视星等只有11等。

所以极限星等表示的是能看到多暗而不是多远。

极限星等(M):望远镜所能看到最暗的星等称为极限星等。
不同的望远镜有不同的极限星等，就针对一个望远镜而言，它是不可以增加的
我们肉眼看到的星的极限星等为6等，极限星等为12就是说最高可以看到12等的星星，比我们肉眼看得多了6等（差不多多了100倍）这应该是比较好天文望远镜的范畴
希望对你有帮助

通俗地说，就是这个望远镜理论上可以看到的最暗星星，这个指标反映望远镜的集光能力，与“看多远”没有关系。它是望远镜的固定指标，不能增加。

补充楼上。一个望远镜能看多暗的星星取决于它的口径（有效通光直径），口径决定这个望远镜的极限星等，口径越大，通光面积越大，意味着能接收的光子更多，也就能看到越暗的星星。用这个式子可以计算，D指的就是该望远镜的口径：m=2.1+5*lgD
望远镜的口径没法变，要想增加只能是换一个大点的望远镜喽

极限星等(M)：望远镜所能看到最暗的星等称为极限星等。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可以看到六等星，而口径70mm的望远镜的集光力是肉眼的100倍，它就能看到比六等星再暗五个星等的11等星。望远镜的口径远大於肉眼，自然能看到更暗的星等。极限星等的计算公式是M=1.77+5 例如：口径70mm的望远镜，极限星等是M=1.77+5㏒70=11.0（等）。
决定因素
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。
[编辑本段]估算式
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。