趣味の天文学者はどのようにして星の見かけの大きさを決定できますか？

見かけの大きさは、星の明るさを決定するかなり複雑な方法です。リンクされたウィキペディアのページから紹介テキストを引用する：

天体の見かけの大きさ（m）は、地球上の観測者が見たときの明るさの尺度であり、大気が存在しない場合の値に調整されます。オブジェクトが明るく見えるほど、その大きさの値は低くなります。一般に、可視スペクトル（vmag）は見かけの大きさの基準として使用されますが、近赤外Jバンドなど、スペクトルの他の領域も使用されます。可視スペクトルでは、シリウスは夜空で最も明るい星ですが、近赤外Jバンドでは、ベテルギウスが最も明るい星です。

もちろん、ややカジュアルで非科学的な観測者にとっても、隣接するクラスターからの観測された星の特定や一般的な識別に役立つ有用な手段ですが、熱狂的な見かけの大きさを測定する方法があるかどうかは常に疑問に思いましたクラスの機器、およびこれらの手順はどうなりますか？

                              ^{見かけのマグニチュードスケールと観測限界（出典：ESA Science）}

興味深いのは、遠方の星の見かけの大きさを測定しながら、そのような機器でどの程度の精度と愛好家が得られるかという説明です。質問に答えるために正確な利用可能な機器や観察対象などの詳細が必要な場合は、愛好家向けの機器の機能にほぼ一致するものを自由に選択してください。

特定の星の光度を決定する最も簡単な方法は、おそらくポグソン関係を使用することです。アイデアは、基準星の大きさを知っている星の大きさを決定することです。したがって、VegaまたはSiriusとして知られている参照を使用すると、非常に簡単です。

Pogsonの関係は次のように与えられます：

$m_1$$m_2$$E_1$$E_2$

CCD検出器の場合、明るさはピクセルのフラックスであるため簡単に決定できます。比率があるので、物理単位（平方メートルあたりのワット数）で変換する必要はありません。$\left({\frac{E_1}{E_2}}\right)$

CCDカメラを使用したその他の測定については、絶対値を推定する前に、バイアス、暗視野、フラットフィールドを決定し、データを削減する必要があります。精度は、実行される観測の数に依存しますが、いつものように、単一の長時間露光画像よりも複数の短時間露光画像を実行する方が適切です。