估計彗星亮度有訣竅

彗星的預報工作頗費周折——它往往極不守時；同樣地，對于一名業余天文愛好者來說，正確地估計眼前彗星的亮度也并非易事。

一名長期從事變星觀測的愛好者能夠極其準確地估計恒星的亮度(誤差可以小到0.1等-0.2等)。但這僅僅是恒星間的亮度比較，彗星的大小可以從幾分到幾度不等——它們和點狀的恒星不同，正確地估算它們的亮度要比恒星困難許多。

幾個世紀以來，彗星視星等的估計工作一直很不理想：愛好者們常常把注意力集中在彗星看起來最明亮的核心部分——彗發中類似恒星的點狀部分；另一方面。人們總是低估了彗頭的亮度。一般來說，正確地估計彗星的亮度需要兩顆不同亮度的參考星——其中一顆亮于彗星，另一顆比彗星暗。如果它們距離彗星很近且遠離地平線(避免大氣消光的影響)，那將對正確估計彗星亮度有很大幫助。

下面列出的五種方法是業余愛好者常用來估計彗星亮度的經驗總結。每種方法都各有利弊，但五種方法的綜合使用將為你帶來滿意的結果。

估計亮度的五種方法：

西迪韋克法：

這是最常用的手段，由英國天文協會的西迪韋克于20世紀50年代推廣使用。首先，觀測者應努力記住從相機取景器中所見，已經完全聚焦清晰的彗星的亮度和大小，然后從取景器中觀察參考星，調整鏡頭的焦距使散焦的參考星的彌散視圓面和記憶中彗星的大小相當。這時候觀測者可以比較記憶中彗星的亮度和散焦參考星的亮度從而得到彗星視星等的估計值。當然，你應該做多次嘗試以得到最合理的結果。對于彌散的彗星來說，這一方法非常有效，但西迪韋克的方法并不適用于像海爾一波普彗星這樣大小和亮度高度集中的彗星。

鮑布羅尼考夫法：

一般認為這種方法的使用源于鮑布羅尼考夫。不過實際上在這位愛好者之前已經有不少人使用這一方法了：彗星和參考星在取景器中被同時散焦直到兩者的彌散視圓面直徑都達到相當大的程度，這樣可以直接比較它們的亮度。顯然這種方法比起前一種更容易掌握。它同樣適用于像海爾一波普彗星這樣大小和亮度高度集中的彗星，因為它很好地消除了彗星亮度的變化梯度。然而，運用這一方法常常會低估了原本就已經高度彌散的彗星的亮度。

拜耶法：

這種方法由20世紀最杰出的業余天文學家之一——拜耶發明。拜耶的方法和鮑布羅尼考夫的方法類似，不過散焦的程度更加夸張。觀測者需要改變焦距直到取景器中的彗星或參考星開始消失融入背景夜空中。你需要記住的是它們消失的順序：如果參考星比彗星消失得更早，那彗星一定亮于參考星，反之有相反的結論。這種方法適合于大小和亮度高度集中的彗星。

莫里斯法：

該方法由莫里斯和奧梅拉于20世紀70年代分別提出。這種方法適用于中等程度彌散的彗星，彌補了西迪韋克和鮑布羅尼考夫方法的不足。對彗星做輕微的散焦(目的是為了能更好地估計彗星的平均亮度)，記住散焦后彗星的平均亮度和大小，然后將參考星散焦到同樣的大小，比較兩者之間的亮度。不少愛好者認為這種方法比其他幾種更難以掌握。

聚焦法：

在聚焦的情況下同時比較彗星和參考星的亮度的方法流行了好幾個世紀。正如前文所提到的：除非彗星的亮度和大小高度集中，否則使用這種方法很容易會低估彗星的亮度。不過如果把這種方法和其他幾種聯合起來使用。將會對正確估計彗星的亮度大有幫助。