При наблюдениях комет делаются оценки блеска кометы (m), диаметра ее комы (D), длины хвоста (C). Можно определить также позиционный угол хвоста (PA), его тип. И все же основную роль играют оценки блеска. Ниже мы приводим наиболее известные методы определения блеска кометы. Для повышения точности проводить оценки блеска необходимо несколько раз и по полученным данным выводить среднюю оценку.
       Метод Сигдвика. При использовании этого метода мы сравниваем яркость кометы с изображениями звезд полученными при расфокусировке, и имеющими такой же размер как и комета . Сначала изучается изображение кометы в фокусе и запоминается ее средняя яркость . Затем мы расфокусируем окуляр до того момента , пока размеры изображений звезд сравнения не станут близкими к реальному размеру кометы . Яркость этих звездных "пятен" сравнивается со средней яркостью кометы , которую мы запомнили . Для большей точности повторяют эту процедуру несколько раз. С помощью метода Сигдвика мы получаем точность при определении блеска кометы до 0.1 звездной величины. Но этот метод требует определенных навыков наблюдателя.
       Метод Бахарева-Бобровникова-Всехсвятского (ББВ). Метод основан на том, что изображения кометы и звезды сравнения выводятся из фокуса так, пока их изображения не станут иметь приблизительно одинаковый размер . Надо заметить , что изображение кометы все-таки всегда больше изображения звезды. Кроме того , внефокальное изображение звезды имеет однородную яркость по всей поверхности , а комета имеет вид пятна неравномерной яркости. Необходимо усреднять яркость кометного пятна и уже этот блеск сравнивать с изображениями пятен звезд . Если использовать несколько пар звезд сравнения , то можно достичь точности определения блеска до 0.1 звездной величины .
       Метод Морриса. Этот метод представляет собой совмещение двух предыдущих методов . Оценка блеска производится так : находится такое внефокальное изображение головы кометы , которое имеет однородную яркость . Это изображение сравнивается с расфокусированными изображениями звезд , имеющими тот же размер , что и полученное изображение кометы . Проводится несколько оценок блеска кометы и находится среднее значение . Метод также дает точность 0.1 звездной величины.
       Сравнение яркостей кометы и звезд сравнения можно производить ( как в случае с переменными звездами ) с помощью метода Нейланда - Блажко. Здесь используются две звезды сравнения - одна ярче , другая слабее кометы. Если у нас блеск первой звезды m1 , а второй m2, то разбиваем видимый нами интервал блеска между ними на несколько частей и сравнивая комету поочередно с каждой из звезд , выбираем для нее место в этой своеобразной шкале. Допустим мы разбили интервал блеска на 4 части , то записываем зв.1 4 зв.2 , т.е. считая Δm = m1 - m2 , получаем что одна часть равна 0.25Δm. Если нам показалось , что комета слабее по яркости звезды1 на 1 часть интервала, но ярче второй на 3 части, то записываем - зв1. 1 k 3 зв.2. Отсюда получаем блеск кометы mk = m1 + 0.25Δm или mk = m2 - 0.75Δm.
       Для оценки блеска кометы необходимо использовать инструмент с минимально возможным увеличением и диаметром объектива. При подборе звезд сравнения нужно выбирать звезды белого и голубого цвета, не подходят для оценок блеска красные и оранжевые звезды . Лучше выбирать звезды поблизости от кометы и примерно на одной с ней высоте над горизонтом. Нельзя сравнивать блеск кометы с протяженными объектами - дипскай - (галактиками, туманностями, скоплениями), для сравнения необходимо выбирать именно звезды !