彗星的亮度指的是彗头的亮度，彗星亮度的变化反映了彗星和太阳之间相对位置和物理条件的变化，对了解彗星的演变很有意义，是彗星观测中重要的一个物理量。一般来说，行星的亮度与它和太阳的距离r以及它和地球的距离d的平方成反比，即E1r2d2但彗星的亮度并不完全遵从这一规律，对彗星来说，可将上式改成E1rnd2其中n〉2，至于n的具体取值应视彗星的当时亮度和它与太阳的距离而决定。当r和d都等于一个天文单位时，彗星所具有的亮度叫做彗星的绝对星等。究竟怎样通过目视观测决定彗星的星等呢?可以采用下述4种方法中的任意一种来观测。
第1种方法——单散焦亮度比较法。
首先在彗星周围选择一些恒星做比较星，有的比彗星亮，另一些比彗星暗，记下比较星和它的星等值，选择比较星进行编组，每组内1颗比较星亮于彗星，另1颗暗于彗星，最好选择的使彗星的亮度约在两比较星的亮度之间。观测时彗星用焦点像?比较星用焦外像，调节望远镜焦距，使恒星散焦成一圆斑，散焦情况视焦点彗星像的形态而定，以便在相似条件下比较它们之间的亮度差别。这样反复比较三者之间的亮度，用类似变星目视等级法的办法计算彗星亮度。为了得到比较可靠的结果，在用目视估测确定彗星在两比较星之间亮度的内插值时，使用几组内插结果的平均值为最后所得彗星的星等值。
第2种方法——单散焦同径亮度比较法。
这种方法原则上同第一种方法相同，区别仅仅在于要求散焦后的比较星圆斑直径，与彗星焦点像的直径大致相等，以增加比较结果的精度。当拿彗星与两颗比较星比较并内插出彗星在两星之间亮度的比例值时，是在同样面积的光斑上进行比较的，加上这一要求后自然比第一种方法更为严格一些。为了使每次调节焦距时，很快有得到要求的圆斑直径，要求望远镜调节焦距的旋钮旁有指示调焦的刻度；有的望远镜在装目镜的伸缩筒上有刻度值，调焦旋钮旁有一小窗口，可从指示标线看出调焦的数值。设彗星的焦点像焦距指示读数为f2，比较星1散焦后同直径像的焦距指示读数为f1，比较星2散焦后同直径焦外像的焦距指示读数为f3。在每次进行亮度比较时，要按f1、f2、f3的数值分别相应于比较星和彗星，就可以依据第一种方法的步骤进行观测了。
在使用第二种方法测量彗星亮度的时候，如果恰巧有一颗比较星在散焦后的同直径像其亮度与彗星的焦点像亮度相同，那就更容易从恒星的星等直接得到彗星的星等，使观测更为简便。但并不是常常有与彗星亮度一致的恒星恰在彗星附近，使我们能省去与多个比较星的比较观测。
第3种方法——双散焦亮度比较法。
刚刚发现的彗星，雾斑略大于恒星，采用前两种方法是方便的。已接近太阳，彗头明显地区分为彗核和彗发的彗星，其焦点像的亮度已不均匀，彗核明亮而彗发显得相对发暗，用单散焦亮度比较法会有较大的误差。在这种情况下，彗星也采用焦外像，使散焦后的彗头亮度比较均匀，记下彗星焦距读数f2，在观测比较星的时候，分别记下散焦后同直径情况下的焦距读数f1和f3，则每次作亮度比较观测的时候，都把焦距调节到相应位置，就能求得彗头的亮度了。显然，这是在彗头亮度不均匀情况下的一种调整措施。
第4种方法——焦外消影法。
前3种方法都需要观测者作出亮度估计，在作亮度等级估计时因观测者的主观性而常会因人而异，不可避免地将人的主观因素带人观测结果。为了减少亮度估计的主观性，可采用这里介绍的焦外消影法。
顾名思义，焦外消影就是要让星象因调焦而逐渐消逝在天光背景之中。只要彗星与比较星随着调焦而消逝在背景光的焦距一样，就可以说彗星的亮度与该恒星的亮度是相等的。为此，要积累观测经验，使选择的比较星一般很接近彗星的亮度。实际观测时，先选择一颗亮度接近彗头亮度的恒星，然后记下彗星和恒星焦点像的焦距读数f0，先调焦使彗星圆斑消失在天光背景中，记下焦距读数f2，再对准比较星用同样办法求得消失焦距f1，若f1=f2，则该比较星的星等为所求亮度值。
几种方法中有一种特例，就是在彗星附近恰有一些星云或星团，因为都是有视面天体，就不必散焦而直接用焦点像比较其亮度而求出彗星的亮度来。
无论采用上述哪一种方法测量彗星的亮度，都要反复作几次后采用平均观测值作为本次观测的最后结果，彗星的亮度随着彗星的运动会有较大的变化，所以这项观测也需要经常进行，不宜相隔日期太长。
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