Obserwacje

Należy wykonać serię zdjęć 8-15 gwiazd o znanych jasnościach, zbliżonym typie widmowym (barwie), znajdujących się na różnych wysokościach nad horyzontem. Obserwacje najlepiej wykonywać w filtrze V.

Analiza

Należy zmierzyć jasności instrumentalne wybranych gwiazd za pomocą programu Gaia z pakietu Starlink.

Następnie, korzystając ze znanych jasności badanych gwiazdy, należy skorygować otrzymane jasności instrumentalny tak jakbyśmy obserwowali ciągle tą samą gwiazdę. Sprowadza się to do wybrania jednej z gwiazd jako gwiazdy odniesienia i dodania do pozostałych gwiazd różnicy katalogowych jasności danej gwiazdy i gwiazdy odniesienia. Należy oczywiście używać jasności katalogowych podanych w filtrach zgodnych z filtrem używanym podczas obserwacji. Można je znaleźć w katalogu Tycho 2 oraz na stronie www http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/.

Po skorygowaniu zmierzonych jasności instrumentalnych należy sporządzić wykres w którym na osi X będzie masa powietrza (dla gwiazdy w momencie obserwacji - np z programu xephem), a na osi Y skorygowana jasność instrumentalna wyliczona wcześniej. Punktu powinny układać się mniej więcej w linię nachyloną zgodnie ze wzorem:

 m = m_0 + k*X

 m - jasność obserwowane z Ziemi
 m_0 - jasność pozaatmosferyczna
 k - współczynnik ekstynkcji atmosferycznej
 X - masa powietrza

Należy do nich dopasować linię prostą (regresja liniowa) i wyznaczyć współczynnik a tej prostej. Współczynnik ten w astronomii jest oznaczony jako k i nazywa się współczynnikiem ekstynkcji atmosferycznej. Należy oczywiście wyznaczyć również jego niepewność.

Otrzymany wynik należy przedyskutować w porównaniu z typowymi wartościami współczynnika ekstynkcji:

    filtr          k
 ----------------------
      U            0.6
      B            0.4
      V            0.2
      R            0.1
      I            0.08

Należy przedyskutować ewentualną nieliniowość wykresu oraz maksymalne (na horyzoncie, X~40) i minimalne (w zenicie X=1) osłabienie światła spowodowane ekstynkcją w badanym miejscu. Najlepiej byłoby porównać otrzymane wyniki do pomiarów w innych obserwatoriach astronomicznych.