Méthodes d'estimation de magnitude visuelle cométaire ===================================================== Document d'origine : http://www.cfa.harvard.edu/icq/ICQMM.html (traduction: Jean-Yves Corsand - mars 2010) Remarquez qu'il existe quelques méthodes différentes acceptables pour obtenir une estimation correcte de la magnitude visuelle totale d'une comète. Ceci étant plus difficile que pour une étoile variable (par exemple), à cause de la surface non négligeable de la chevelure de la comète, et aussi à cause de la combinaison entre l'aspect diffus de la chevelure et la condensation centrale du noyau. Toutes les méthodes acceptables rapprochent l'éclat de la comète à une celui d'une étoile de comparaison prise dans un catalogue valable de magnitudes V (visuelles), ou dans un atlas (ou carte) sur lequel ces données sont inscrites près de l'étoile. [Il n'est pas correct de produire des estimations de magnitude cométaire basées sur des comparaisons avec des objets du ciel profond (nébuleuse, galaxies, amas d'étoiles) ni sur une "expérience d'observateur".] Les trois méthodes "extra-focales" les plus courantes pour déterminer l'éclat d'une comète sont la méthode VSS, la méthode VBM, et la méthodes Modified-Out: La méthode VSS, également connue comme méthode "In-Out", est bonne pour les comètes diffuses sans forte condensation centrale. Il s'agit de comparer l'image mise au point de la comète avec l'image défocalisée de l'étoile de comparaison, laquelle doit devenir aussi étendue que la chevelure de la comète l'était en image focalisée. [Ceci est souvent nommé la méthode "Sidgwick", mais celui-ci avait été devancé d'un demi-siècle par Vsekhsvyatskij, Steavenson, et d'autres, et c'est pourquoi, l'ICQ préfère lui donner le nom plus historiquement correct de méthode "Vsekhsvyatskij-Steavenson-Sidgwick" ou méthode "VSS".] La méthode extrafocal VBM, habituelle et simple d'usage est seulement utilisable lorsque la comète présente une petite chevelure (c'est à dire principalement quand la comète se trouve à une faible élongation solaire et est au moins aussi brillante qu'une magnitude 4). Avec cette méthode, qui est un genre de procédure extra-focale "equal-out" (du fait que comète et étoile(s) de comparaison sont défocalisées de la même valeur), l'observateur défocalise lentement comète et étoile(s) de comparaison de la même valeur (ce qui rend cette méthode la plus simple à mettre en oeuvre), jusqu'à ce que comète et étoile semblent de la même taille. [Ceci a été nommé méthode "Bobrovnikoff", mais Van Biesbroeck et d'autres en ayant été des précurseurs, celle-ci est maintenant nommée par l'ICQ en termes historiques plus corrects méthode "Van Biesbroecke- Bobrovnikoff-Meisel" ou méthode "VBM".] Cependant, la méthode VBM standart produits des résultats s'éloignant de la vérité pour les comètes diffuses ou celle à la chevelure très étendue - ce qui est l'apparence cométaire la plus courante ! - car elle donne des magnitudes trop faibles. On ne devrait généralement pas l'utiliser. La méthode "Modified-Out" fut développée par Steve O'Meara et Charles Morris vers la fin des années 1970. Il s'agit essentiellement d'une combinaison des méthodes ci-dessus "In-Out" et "Out-Out" en une seule et meilleure procédure extra-focale (bien qu'un peu plus délicate). La comète est quelque peu défocalisée jusqu'à faire disparaître la condensation nucléaire (et généralement le gradient de luminosité), rendant l'image cométaire aussi uniforme que possible au niveau brillance. Les étoiles de comparaison sont à leur tour défocalisées (beaucoup plus) jusqu'à atteindre la même étendue que l'image précédemment défocalisée de la comète. On doit alors faire plusieurs observations successives pour mémoriser les images cométaires et stellaires obtenues afin de faire une bonne estimation de magnitude. (Dans cette méthode, comète et étoile sont en général défocalisées par des quantités inégales, produisant cependant des surfaces lumineuses cométaire et stellaire "plus exactes en égalité".) Il n'est pas recommander d'utiliser la méthode "Extra-focale-Extinction" de Max Beyer, par laquelle comète et étoile sont toutes deux défocalisées à l'excès afin de voir laquelle disparaît en premier. Notez qu'un "historique et explication" détaillé de ces méthodes a été publié dans le "October 1996 ICQ (Green 1996, ICQ 18, 186)" et aussi dans le "1997 ICQ Guide to Observing Comets" p. 63.