Nejjednodussim resenim je pouziti sady spojnych cocek ruzne opticke mohutnosti (ohniskove vzdalenosti). Lze napr. pouzit brylove cocky nebo objektivy. Pokud je koma natolik mala a jasna, ze ji lze rozostrit vlozenim vhodne cocky pred oko natolik, aby byla jeji uhlova velikost velice podobna s velikosti hvezd rozostrenych stejnou cockou, lze pro srovnani pouzit Bobrovnikoffovu metodu. Pri jejim pouziti je nutne obraz co nejvice rozostrit, jinak bude vysledna jasnost komy podcenena tim vice, cim vetsi se nam jevila rozostrena koma oproti rozostrenym srovnavacim hvezdam. Dalsi moznosti je pouziti dvou ruznych cocek. Jedna by mela poskytovat rozostreni takove, aby se nam jevila koma ve vsech mistech stejne jasna. Druha by mela umoznit rozostreni o tolik vetsi, aby se nam pri pohledu pres ni jevily hvezdy stejne velke jako byla rozostrena koma. Pro odhad jasnosti tedy pouzijeme metodu Morrisovu.
Velice dobrym zarizenim, pomoci ktereho muzeme pomerne presne urcit jasnost jakehokoli okem dobre viditelneho difuzniho objektu je tzv. defokuser - dalekohled s jednonasobnym zvetsenim. Jeho nejvetsi prednosti je moznost plinuleho rozostrovani obrazu a moznost pouziti Morrisovy metody, ktera je pro takto uhlove velke komety nejvhodnejsi. Defokuser lze postavit ze dvou stejnych spojnych cocek nebo objektivu (napr. z triedru) obracenych zadnimi stranami k sobe. Prumer pouzitych objektivu ci cocek je vhodne zvolit v rozsahu 30 az 50 milimetru a upevnit je ve dvou temer stejne dlouhych trubkach. Tyto trubky by mely mit takovy prumer, aby sla zasouvat jedna do druhe. Je totiz nutne mit na pameti, ze k dosazeni dostatecne velkeho rozostreni obrazu je u tohoto pristroje zapotrebi znacne menit vzajemnou vzdalenost "okularu" a "objektivu". Je tedy potreba trochu experimentovat. Zarizeni je vhodne pro komety slabsi 0 mag. U jeste jasnejsich se setkame s naprostym nedostatkem srovnavacich hvezd podobne jako pri pouziti spojnych cocek.
Vyjimkou je snad pouziti Siria jako srovnavaci hvezdy v case, kdy je nad obzorem. Problem ale zustava s velkym rozdilem jasnosti Siria a Capelly, dalsi vhodnou srovnavaci hvezdou. Toto zarizeni bylo poprve pouzito pri pozorovani komety Hyakutake v lonskem roce.
O neco dele se pouziva jine zarizeni - vypukle zrcadlo. Dosud bylo uzivano k urcovani jasnosti Mesice behem uplneho zatmeni. Princip tkvi v uhlovem zmenseni obrazu (objekt o velikosti jednoho stupne se nam jevi temer bodovy) a v jeho vyraznem zeslabeni, cimz ziskame znacne mnozstvi vhodnych srovnavacich hvezd. Jako nahradu lze pouzit stribrnou banku z vanocniho stromku. K odrazu je treba pouzit stredni oblast banky a srovnat jasnost odrazeneho obrazu komety s hvezdami, na ktere se divame primo. Banku je potreba drzet vzdy stejne daleko od oci, protoze zeslabeni obrazu je zavisle na zmene teto vzdalensti. Dale musime zjistit zeslabeni obrazu tim, ze budeme srovnavat jasnost odrazeneho obrazu nejjasnejsich hvezd na obloze s hvezdami, na ktere se divame primo. Zeslabeni bude zhruba o magnitudu, z cehoz plyne, ze je tato pomucka pouzitelna pro objekty v rozsahu jasnosti od 0 do asi -6 magnitud.
Pri uvahach o tom, jak co mozna nejlepe pokryt rozsah jasnosti +1 az -1 magnituda jsem dosel k dalsi moznosti. Je zalozena na pouziti defokuseru a neutralniho filtru (zeslabuje svetlo ruznych vlnovych delek stejne, jiny nez neutralni neni vhodny), ktery je schopen zeslabit obraz.
Obraz komety jasnejsi nez asi +1 magnituda bychom zeslabili vlozenim filtru pred nebo za defokuser a srovnavali takto zeslabeny a rozostreny obraz komety s vhodne rozostrenymi nezeslabenymi hvezdami. Vyhoda je v tom, ze muzeme dosahnout ruzne velkeho zeslabeni obrazu (napr. pouzitim dvou filtru naraz). Tyto filtry se vyrabi s ruznymi propustnostmi svetla. Vyrobcem uvedenou propustnost lze samozrejme overit primym porovnanim zeslabenych a nezeslabenych hvezd. Zeslabeni filtru Dm v magnitudach vypocteme ze vztahu Dm = 2.5*log (100/T), kde T je jeho propustnost v procentech. Z pozorovani zjistenou jasnost bychom pak zvysili (tedy vysledne cislo snizili!) odectenim zeslabeni filtru Dm a tim ziskali jasnost skutecnou. Pokud chcete ziskat opravdu kvalitni udaje (znovu je treba pripomenout, ze jich nebude mnoho) musite vzdy uvazovat vliv atmosfericke extinkce (viz Kozmos 5/96)."