用附有輻射探測器的望遠鏡所能觀測到最暗的恒星星等。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、資訊容量、時間常數（或曝光時間）t等因素有關。③雜訊，包括信號噪噪聲、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，隻有當信噪比等於某一定值k時，該信號才能被檢測出來。
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為恒星視影圓面直徑， 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有經驗公式： m=6.9+ 5lg D，其中 D以厘米為單位。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，說明觀測的距離愈遠，也就是望遠鏡的貫穿本領愈高。