4. Окомірна оцінка блиску зірок

Сутність окомірної оцінки блиску зірок полягає в тому, що блиск спостережуваної зорі почергово порівнюється з блиском не менше ніж двох поблизу розміщених зірок (зірок порівняння).

а) Метод Аргеландера

Цей метод був розроблений В.Гершелем у кінці ХVШ ст. і згодом незалежно від нього Аргеландером.

Мірою різниці блиску зірок у цьому методі є ступінь, під яким слід розуміти найменшу різницю блиску двох зірок, що може бути зафіксована оком спостерігача. Природно, що у різних спостерігачів величина ступеня може бути різною залежно від досвіду спостережень та від індивідуальних особливостей ока.

Розглянемо докладно поняття ступеня порівняння. Нехай ми маємо спостережувану зірку V та зірку порівняння а (із відомою зоряною величиною m). Порівнюючи блиск спостережуваної зірки із блиском зірки порівняння та користуючись таблицею 1.1, можна записати аналітичне співвідношення між блиском зірок на основі ступеня порівняння.

Таблиця 1.1.

спостереження	ЗАПИС
Спостережувана зірка V  здається однакового блиску із зіркою порівняння а	a V або V a
При уважному спостереженні блиск зірки V здається ледь меншим ніж зірки порівняння	a 1 V
Якщо блиск спостережуваної зірки V безумовно менший, ніж зорі порівняння, але різниця все ж  порівняно мала	a 2 V
Блиск спостережуваної зірки V значно менший блиску зірки порівняння (фіксується з першого погляду)	a 3 V
При уважному спостереженні блиск зірки V здається ледь більшим, ніж зірки порівняння a	V 1 a
Якщо блиск спостережуваної зірки V безумовно більший, ніж зорі порівняння a, але різниця все ж  порівняно мала	V 2 a
Блиск зірки порівняння a значно менший блиску спостережуваної зірки V (фіксується з першого погляду)	V 3 a

Перейдемо до розгляду методу Аргеландера. Доберемо три зорі порівняння a, b, c із відомими зоряними величинами m_a, m_b, m_c, таким чином, щоб блиск зірок a і c був більшим за блиск спостережуваної зірки V , а блиск зірки b — менший, ніж зірки V.

Нехай, провівши попарне порівняння спостережуваної зірки v із зорями порівняння a, b, c на основі таблиці 2, ми отримали наступні співвідношення:

a  x  v

v у  b  ( z > x ) (1.15)

с z  v

Порівнюючи між собою співвідношення, запишемо:

a (x + у)  b

c (z - x)  a

c (у + z) b

Знайдемо, скільки зоряних величин міститься в одному ступені порівняння:

Величина < S^m> у початківців наближено дорівнює 0^m1, зменшуючись із набуттям досвіду до 0^m03.

За величиною < S^m> та співвідношеннями (1.15) легко розрахувати зоряну величину спостережуваної зірки:

(1.16)

Розраховане значення зоряної величини вважають задовільним, якщо різниця значень m_v для трьох останніх формул не більша 0^m2

б) Метод Піккерінга (інтерполяційний)

Спостережувана зірка v  порівнюється одночасно з двома зірками a і b, із яких одна має більший, а інша — менший блиск за спостережувану. Інтервал блиску між а та b уявно поділяють на 10 частин і оцінюють, де в даному інтервалі можна розмістити зірку  v. Результат порівняння записується у вигляді:

Зрозуміло що

Тоді для зірки v маємо

(1.17)

Інтерполяційний метод Піккерінга дає змогу проводити оцінки блиску точніше, ніж метод Аргеландера, і, окрім того, дозволяє використовувати зірки порівняння, що значно більше відрізняються за блиском.

в) Метод Нейланда-Блажко (інтерполяційно-ступеневий)

У 1901 році голландський учений Нейланд, а кількома роками пізніше незалежно від нього російський учений Блажко запропонували метод, який є вдалим поєднання ступеневого методу Аргеландера з інтерполяційним методом Піккерінга.

Спостереження, які проводяться за методом Нейланда-Блажка, поєднують у собі точність інтерполяційного та зручність ступеневого методів. Для оцінки блиску вибирають, як у способі Пікерінга, дві зорі порівняння, але поділяють інтервал блиску зірок порівняння не на 10 частин, а на таку їх кількість, що рівна кількості ступенів, які може оцінити спостерігач – так як це прийнято в методі Аргеландера. Тобто, порівнюють різницю блиску а і  v за методом Аргеландера, а потім оцінюють інтервал між  v і b порівняно з інтервалом між a і v. Нехай для однозначності інтервал a і v рівний трьом ступеням; порівнюючи інтервали a, v і v, b, оцінюють останній, скажімо, як у два рази більший. Тоді інтервал v і b має бути рівним шести, а результат записують так: a 3 v 6 b. Розрахунок зоряної величини проводять подібно до методу Піккерінга.

Наведені вище окомірні методи оцінювання блиску можна з успіхом використовувати до різних небесних об'єктів: комет, метеорів, для вимірювання блиску Місяця під час затемнення тощо. При спостереженні комет окуляр телескопа трохи виводять із фокуса, так, що позафокальні кружечки зір і комета мають майже однаковий вигляд. При спостереженні Місяця, щоб надати йому зореподібної форми, розглядають його в перевернутий бінокль, а зорі — неозброєним оком. Спостерігаючи таким чином яскраві зорі (блиск яких відомий), знаходять, наскільки послаблюється блиск при спостереженні в перевернутий бінокль.