Метод Бугера — метод корекції спектральної величини зірки на поглинання світла в земній атмосфері, розроблений французьким вченим П'єром Бугером.
В основі всіх методів врахування атмосферної екстинкції лежить формула Бугера:
.
Тут m(λ)-величина зорі, яку зареєстрував фотометр під атмосферою на довжині хвилі λ;m0(λ)-позаатмосферна величина цієї зорі в цій же довжині хвилі;М(z)-повітряна(атмосферна) маса на зенітній відстані z;α(λ) — бугерівський коефіцієнт екстинкції для довжини хвилі λ.Коефіцієнт пов'язаний зі спектральним пропусканням атмосфери формулою
Повітряна маса М(z) у найпростішому випадку приймається рівною секансу зенітної відстані зорі. В реальності шари земної атмосфери не паралельні, тому існує складна залежність температури з висотою: М(z)=sec z-0,0018167(sec z -1)-0,002875(sec z -1)²-0,0008083(sec z -1)³.
sec z=(sin φ*sinδ+cos φ*cos δ*cos T)−1, де φ-широта місця спостереження, δ-схилення зорі і Т-її часовий кут у час спостереження.
Якщо одну і ту ж зорю спостерігати в монохроматичному світлі на довжині хвилі λ в два моменти часу Т1 та Т2, відповідно, при повітряних масах М(z1) і М(z2), то різниця спостережних зоряних величин, що відноситься до різниці відповідних повітряних мас, дає нам бугерівський коефіцієнт атмосферної екстинкції:
.
Щоб отримати цей коефіцієнт, необов'язково щось знати про позаатмосферну величину зорі, але якщо ця величина відома (тобто зоря є стандартом), то
На малюнку пряма, що відноситься до умовного моменту часу Т2 має менший коефіцієнт екстинкції, а та, що відноситься до моменту Т2—більший. Екстраполюючи ці криві до значення М(z)=1 отримуємо дві величини зорі в зеніті, а продовжуючи їх ще далі, до значення М(z)=0,в результаті отримуємо позаатмосферну величину зорі. Зрозуміло, що позаатмосферна величина не залежить від значення коефіцієнту екстинкції, і бугерові прямі сходяться в одній точці при М(z)=0.
Довгий метод Бугера Якщо б атмосферна екстинкція завжди була постійною в часі, то метод був би повністю ідеальним. Але при зміні атмосферного поглинання метод може призвести до дуже грубих помилок. Уявимо, що під час сеансу спостережень екстинкція збільшилась. При цьому збільшується нахил бугерівської лінії. В наступні моменти часу спостережувані точки можуть знаходитись на лінії, що схожа на пряму, але екстраполяція цієї прямої к М(z)=0 дає неправильну позаатмосферну величину. Головний недолік класичного (довгого) методу Бугера полягає саме в тому, що він не працює при зміні екстинкції. В цих умовах найкраще, що може зробити метод Бугера — це проконтролювати, чи була зміна екстинкції чи не було. Для цього спостерігають зірку, за якою визначається екстинкція, спочатку до меридіану, а потім після. Якщо екстинкція не змінилася, точки підуть знову потій прямій. Але таке трапляється рідко. З різних сторін меридіану точки лягають на прямі з різним нахилом, що і характеризує зміну екстинкції. З цих двох нахилів інколи беруть середнє або приймають гіпотезу про те, що зміна коефіцієнта екстинкції відбувається лінійно з часом, або за будь-яким іншим законом. Але, як правило, екстинкція змінюється достатньо хаотично, і ці маневри все одно не призводять до підвищенню точності.