I astronomi betegner den visuelle grensestørrelsen grensestørrelsen i synlig lys som et optisk instrument (øye, teleskop, teleskop, etc.) kan observere.
Det menneskelige øye kan oppdage en strøm av 50 til 150 fotoner per sekund med grønt lys, fargen som stavene er mest følsomme for. Denne lysstrømmen tilsvarer en stjerne med styrke 8,5. Det menneskelige øye kunne derfor se stjerner av denne størrelsen på himmelen. Men observasjonsforholdene tillater det ikke: lysstyrken på himmelbakgrunnen, effekten av jordens atmosfære, lysforurensning og dårlige nattlige tilpasninger av øyet er alle begrensende faktorer.
Observatører rapporterer oppfatningen av stjerner med styrke 7,5 eller mindre i den reneste himmelen . Denne verdien ser ut til å være den ekstreme grensen som skal nås.
Astronomiske instrumenter øker den begrensende størrelsen på øyet takket være deres evne til å samle lys. Astronomen Norman Pogson etablerte en formel som måler den teoretiske begrensningsstørrelsen til et instrument. Denne formelen brukes ofte som referanse for selgere av astronomisk utstyr.
M = 2,1 + 5 x log (d)
(d: diameter i mm, M: visuell størrelse)
Formelen er basert på bruk av en forstørrelse som gir en utgangspupil på 6 mm. Imidlertid ser disse resultatene ut til å være upresise fordi tre hovedfaktorer ikke tas i betraktning:
Observatøren Bowen (1947) etablerte en formel nærmere virkeligheten (denne formelen ble spesifisert av den nederlandske variabilisten Henk Feijth) :
M = m - 2 + 2,5 x logg (D x T x G)
M: begrense størrelsen på instrumentet
m: visuell begrensningsstørrelse (rundt 6 avhengig av himmelens kvalitet)
D: diameter på instrumentet i mm
T: overføring av teleskop (vanligvis 0,6 til 0,8)
G: forstørrelse brukt
Takket være en gevinst i kontrast forårsaket av mørkere himmelbakgrunn, øker bruken av høy forstørrelse oppfatningen av svake stjerner. Jo mer du forstørrer, jo mer øker du instrumentets begrensende størrelse for stjernene.