Одним из достижений Бейера в его изысканиях по фотометрии небесных объектов стал предложенный им метод визуальной фотометрии комет, который сейчас по ряду причин не используется. В настоящей статье предлагается обсудить возможность возрождения данного метода с некоторыми изменениями.

Метод Бейера визуальной фотометрии комет основан на сравнительных наблюдениях внефокальных изображений кометы и звезды сравнения. При этом последняя подбирается такой яркости, чтобы она сливалась с фоном неба при том же значении величины выдвижения окуляра из положения, соответствующего фокальному изображению объектов, что и комета. Фактически, это приводит к тому, что блеск кометы сравнивается не только с блеском звезды, но и с яркостью фона неба. При всем этом у него есть одна неоспоримо позитивная черта: легкость и быстрота проведения измерений. Достичь более высокого качества фотометрии может помочь внесение следующего изменения в методику проведения измерений.

В классическом методе Бейера используется проградуированная и предварительно калиброванная шкала отсчета звездных величин по величине выдвижения окуляра от положения, соответствующего фокальному изображению (далее фокального положения). Основной же идеей предлагаемого видоизменения является калибровка (определение цены деления) шкалы непосредственно перед наблюдением.

Реализуется это следующим образом. Так как чаще всего предполагаемая звездная величина кометы предварительно известна, то подбирается две калибровочные звезды со звездными величинами соответственно m1 и m2, причем так, чтобы предполагаемая звездная величина кометы находилась между ними.

Затем необходимо пронаблюдать последовательно эти две звезды и зафиксировать соответствующие значения величины выдвижения окуляра от фокального положения l1 и l2. Это позволит определить текущую цену деления шкалы инструмента:

w = (m1 - m2) / (l1 - l2), w < 0

Далее таким же способом наблюдается сама комета и для нее фиксируется выдвижение окуляра от фокального положения lc, которое лежит между l1 и l2. После проведения этих операций звездная величина кометы вычисляется по формуле:

mc = m1 + w(lc - l1)

Преимущества данного модифицированного метода заключаются в том, что: (1) на одном и том же инструменте попеременно могут проводить наблюдения несколько наблюдателей, и для каждого из них калибровка шкалы будет производиться индивидуально; (2) исчезает такой субъективный и непостоянный фактор, как яркость фона неба, который иным способом численно учесть труднее.

Этот метод был протестирован в ходе наблюдений кометы C/1999 S4 (LINEAR) параллельно с методом Всехсвятского-Стивенсона-Сидгвика и показал сравнительно высокую точность получаемых результатов. Также, он был протестирован на звездах, величины которых, в отличие от комет, достаточно хорошо известны, и показал точность до 0.02-0.05m.

Из вышесказанного можно сделать вывод, что предложенный модифицированный метод Бейера является более точным, чем классический. Он также свободен от зависимости от яркости фона неба в данной конкретной ситуации. При этом, после всех изменений он не утратил легкость в применении и быстроту, с которой он позволяет производить оценку, то есть имеет смысл рассмотреть возможность его применения параллельно с уже утвержденными методами визуальной фотометрии комет.

(*) Литература:
International Comet Quarterly 22(4), 105-114 (2000)