http://www.aitianwen.com/article.php?id=41&m=xwdt幾種估計彗星亮度的方法
一、彗星的亮度估計
彗星的亮度測定包括兩部分：彗頭、彗核，分別記作M1、M2，即目觀總星等和核星等。
一般在業余條件下能測出M1就可以了。
M1是對整個彗星頭部的亮度估計。由于彗星頭部總是呈現為一個圓面或橢圓面，
測定它的真實亮度是有困難的。如果直接與一些恒星進行比較估計它的亮度，
會比實際亮度暗，根據天空條件可能相差一兩個星等以上。為此，
人們想了一些辦法來進行測定，要點是用望遠鏡對一些作為亮度比較的恒星進行散焦，
盡可能得到與彗頭接近的觀測效果。
以下是常用的幾種估計彗星亮度的方法：
1.博勃羅尼科夫方法（Biesbroeck-Bobrovnikoff-Meisel，簡稱B）。使用這個方法時，先要選擇幾個鄰彗星的比較星
（有的比彗星亮，有的比彗星暗），按下面步驟：
（1）調節望遠鏡的焦距，使恒星和彗星有類似的視大小（即恒星不在望遠鏡的焦平面上，成焦外像，稱散焦）；
（2）來回調節焦距，在一對較亮和較暗恒星之間內插彗星星等；
（3）在幾對比較星之間，重復第二步；
（4）取第二和第三步測量的平均值，記錄到0.1星等。
2.西奇威克方法（Vsekhsvyatskii-Steavenson-Sidgwick，簡稱S）。
當彗星太暗，B方法的散焦不好用時，可使用此法。
（1）熟記在焦平面上彗發的“平均”亮度（需要經常實踐，這個“平均”亮度對不同觀測者可以不一樣）。
（2）對一個比較星進行散焦，便其視大小同于對焦的彗星。
（3）比較散焦恒星的表面亮度和記住的對焦的彗發的平均亮度。
（4）重復第二和第三步，一直到一顆相配的比較星找到，或對彗發講，一種合理的內插能進行為止。
3.莫里斯方法（Morris，簡稱M）。這個方法主要是把適中的散焦彗星直徑同一個散焦的恒星相比較。
它是前面兩種方法的綜合。
（1）散焦彗星頭部，使其近似有均勻的表面亮度。
（2）記住第一步得到的彗星星像。
（3）把彗星星像大小同在焦距外的比較星進行比較，這些比較星比起彗星更為散焦。
（4）比較散焦恒星和記住的彗星星像表面亮度，估計彗星星等。
（5）重復第一步至第四步，直到能估計出一個近似到0.1星等的彗量亮度。
當M1在兩顆比較星之間時，可用內插方法估計它同較亮恒星亮度之差數，以兩比較星的星等差的1/10級差來表示。
用比較星星等之差乘上這個差數，再把這個乘積加上較亮星的星等，四舍五入，就可得到彗星的目視總星等。
例如，比較星A和B的星等分別是4.5和5.3，其星等差5.3－4.5=0.8。若彗星亮度在A和B之間，差數約為6×1/10，于是估計的彗星星等為：0.6×0.8＋4.5=0.48＋4.5=4.98，取一位小數，為5.0。
應用上面三種方法估計彗星星等時，應參考標注有很多恒星星等的星圖，如AAVSO星圖（美國變星觀測者協會專用星圖）
。該星圖的標注極限為9.5等，還是比較好用的。那些明顯偏紅色的恒星，不宜作為比較星。使用該星圖時，應注意到星等數值是不帶小數位的，
如66，就是6.6等。星等數值分為劃線和不劃線兩種，劃線的表示光電星等，在報告中應說明。
SAO星表或其他有準確亮度標識的電子星圖中的恒星也可作為估計彗星亮度的依據。由于能更方便地得到很多恒星的亮度值，
“S法”和“M法”更值得使用，盡量選擇與彗星亮度接近的恒星進行比較，對比幾顆后平均，得到M1。
只要彗星足夠亮，雙筒鏡因為視場較大，容易找到合適的比較星，是進行彗星亮度觀測的好器材，
能夠單獨對一個鏡筒進行調焦的雙筒鏡則更理想。作為一般的愛好者，初期很難“記住”彗星的亮度，然后再去找比較星。
如果比較星在視場中，可以利用在兩個鏡筒中同時比較焦點上的彗星和散焦的恒星，方便地得到M1。
比較星不在視場內就沒那么方便了。不過，國外也有愛好者為此制作出可觀測不同方向的“雙筒”，
一個鏡筒指向彗星，另一個指向比較星。其實，有條件的愛好者若能同時用兩架配置相同的雙筒鏡也可達到這個目的：
配上支架，至少固定住一架，讓它指向彗星或比較星，得到M1也是較容易的。
如果彗星相當明亮，彗頭又很大時，一般方法很難奏效。可以把雙筒鏡倒過來看彗星和比較星，這時彗星視面顯著縮小，
而恒星并沒什么視面的變化，它們的“亮度”又同時降低，這樣估計M1就容易多了。另外，
用摩托車的倒車鏡一類的東西也能達到類似效果。其他還有一些測定彗星M1的方法，由于不常用就不多做介紹了
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