彗星的目視觀測方法
http://big5.china.com.cn/chinese/2005/phhx/905418.htm彗星需要測光的有三個部分：核、彗頭和彗尾。由於彗尾稀薄、反差小，呈纖維狀，對它測光是十分困難的，因此彗尾測光不作為常規觀測項目。通常所謂彗星測光是測量彗星頭部（即總星等M1）和核（即核星等M2）的亮度。彗核常常是看不到的，或者彗頭中心部分凝結度很高，彗核分辨不清等等原因，彗核的測光相對來説要困難些。另外，我們所指的彗星測光不僅是測量它的光度，記錄測量時刻，而且要密切監視彗星亮度變化，記下突變時刻，所有這些資料對核性質的分析是十分有用的。
估計彗星亮度的幾種方法：
1、博勃羅尼科夫方法（B法）
使用這個方法時，觀測者先要選擇幾個鄰近彗星的比較星（有一些比彗星亮，有些比彗裏暗）。然後按下面步驟：
（A）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）。
(B）來回調節焦距，在一對較亮和較暗恒星之間內插彗星星等（內插方法見莫裏斯方法）。
(C) 在幾對比較星之間，重復第二步。
(D) 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（S法）
當彗星太暗，用散焦方法不能解決問題時，可使用此法。
（A）熟記在焦平面上彗發的“平均”亮度（需要經常實踐，這個“平均”亮度可能對
不同觀測者是不完全一樣的）。
（B）對一個比較星進行散焦，使其視大小同於對焦的彗星。
（C）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。
（D）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。
3、莫裏斯方法（M法）
這個方法主要是把適中的散焦彗量直徑同一個散焦的恒星相比較。它是前面兩種方法的綜合。
（A）散焦彗星頭部，使其近似有均勻的表面亮度。
（B）記住第一步得到的彗星星像。
（C）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。
（D）比較散焦恒星和記住的彗星星像表面亮度，估計彗星星等。
（E）重復第一步至第四步，直到能估計出一個近似到0.1星等的彗星亮度。
另外，還有拜爾（Bayer）方法，由於利用這個方法很困難，以及此法對天空背景亮度非常靈敏，目前一般不使用它來估計彗星的亮度了。
當一個彗星的目視星等是在兩比較星之間時，可用如下的內插方法。估計彗星亮度同較亮恒星亮度之差數，以兩比較量的星等差的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，四舍五人，就可得到彗星的目視星等。例如，比較星A和B的星等分別是7.5和8.2，其星等差8.2－7.5=0.7。若彗星亮度在A和B之間，差數約為6X1／10，於是估計的彗星星等為：0.6X0.7＋7.5＝0.42＋7.5＝7.92，約等於7.9。
應用上面三種方法估計彗星星等時，應參考標注大量恒星星等的星圖，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，作為彗星亮度的比較星圖是合適的。（本人有該星圖的復件，適當時候會掃描上網），那些明顯是紅色的恒星，不用作比較星。使用該星圖時，應注意到星等數值是不帶小數位的，如 88，就是 8.8等。另外，星等數值分為劃線和不劃線兩種，劃線的表示光電星等。如33，表示光電星等3.3等，在記錄報告上應説明。
另外，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。細心的觀測者，還可以進行“核星等”的估計。使用一架15釐米或口徑再大一些的望遠鏡，要具有較高放大率。進行觀測時，觀測者的視力要十分穩定，而且在高倍放大情況下，核仍要保持恒星狀才行。把彗核同在焦點上的比較星進行比較，比較星圖還是用上述星圖。利用幾個比較星，估計的星等精確度可達到0．1等。彗星的核星等對研究彗核的自轉、彗核的大小等有一定的參考價值。
http://w1.nhps.tp.edu.tw/maggie/%E5%90%84%E5%BC%8F%E5%9C%96%E7%89%87/%E5%A4%A9%E6%96%87%E5%9C%96%E7%89%87/%E6%B5%B7%E7%88%BE%E6%B3%A2%E6%99%AE/COMET_~1.HTM：彗星之照相觀測法
http://bbs.nsysu.edu.tw/txtVersion/treasure/Astronomy/M.845097355.A.html彗星觀測指南
http://159.226.2.2:82/gate/big5/www.kepu.net.cn/gb/beyond/astronomy/fans/twgczd/comet.html
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