Astrophotographie - het photographeeren der hemellichamen, is een der belangrijkste hulpmiddelen der moderne sterrenkun de. Het beginsel is hetzelfde als bij de aardsche photographie: een photographische plaat wordt gebracht in het brandvlak van een positieve lens of hollen spiegel.
Daar de gewone photographische plaat vooral gevoelig is voor blauwe, violette en ultraviolette stralen, moet het objectief van een photographischen refractor zoo geconstrueerd zijn, dat het in die stralen zuivere beelden geeft. Het objectief van een visueelen refractor is, tenzij men een geelfilter en kleurgevoelige platen gebruikt, niet geschikt om te photographeeren; een spiegeltelescoop daarentegen kan zoowel visueel als photographisch gebruikt worden. Diameter (o) en brandpuntsafstand (f) van objectief of spiegel zijn verschillend, al naargelang van het doel der opname. Om zwakke sterren te photographeeren moet o zoo groot mogelijk zijn; bij lichtende oppervlakken hangt de lichtsterkte van een lens echter af van o : f, zoodat voor zwakke nevels camera’s met kleinen f gebruikt worden; hetzelfde is het geval als men een groot deel van den hemel op een plaat wil opnemen; voor planetenphotographie echter en bij opnamen, die voor nauwkeurige uitmeting bestemd zijn, moet f groot zijn, om een voldoende groot beeld te krijgen; bij zonneopnamen, waar groote lichtsterkte een nadeel is, kan men telestelsels met grooten aequivalenten brandpuntsafstand gebruiken.
De te gebruiken platen moeten goed homogeen zijn en zoo gevoelig mogelijk; aan de gevoeligheid is echter een grens, doordat zeer snelle platen meestal een grove korrel hebben, wat bezwaar lijk is bij uitmeten onder het microscoop. Voor zonneopnamen worden vaak natte kollodiumplaten gebruikt, die wel ongevoelig zijn, maar ook zeer fijn van korrel. Over het gebruik van kleurgevoelige platen zie photovisueele helderheid.
De b e l i c h t i n g s t ij d is, uitgezonderd bij de zon, waar met een specialen spleetsluiter momentopnamen van do orde van 1 /1000 sec gemaakt worden, zoo groot (enkele sec tot 30 uur en meer), dat het noodig is de dagelijksche beweging der sterren nauwkeurig te volgen. Daarbij moet de beweging, zelfs van het volmaaktste drijfwerk, voortdurend gecontroleerd en bijgeregeld worden. Een zoeker is daartoe niet voldoende, daar de vergrooting te klein is, en bovendien, door de doorbuiging, de optische assen van zoeker en photographischen kijker niet in iederen stand evenwijdig blijven. Men gebruikt daarom parallactische instrumenten, waarbij een photographische en een visueele kijker van denzelfden f tot een stevig geheel verbonden zijn. De bouw van het instrument is zoodanig, dat het niet noodig is, bij lange exposities den kijker naar den anderen kant van den voet om te leggen (lange uuras).
De a. vindt toepassing op alle gebieden der sterrenkunde. Bij het waarnemen der oppervlakken van zon, maan en planeten heeft de methode het voordeel van volkomen objectiviteit. Ook geeft zij kleine helderheidsnuanceeringen veel beter dan de beste teekening. Voor de allerkleinste details schijnt echter voorloopig de subjectieve methode meer geschikt. Verder bewijst de a. goede diensten bij het waarnemen van zeer zwakke objecten (zwakke sterren, nevels, zodiakaallicht, enz.) Door den belichtingstijd te vergrooten kan men bijna onbeperkt ver gaan. Toch schijnt het, dat zeer geringe lichtsterkten, ook bij den langsten belichtingstijd, geen indruk maken op de plaat.
A. vindt verder toepassing bij bijna alle nauwkeurige relatieve metingen (planetenposities, eigenbeweging, parallaxe, niet te enge dubbelsterren, enz.). Voor het uitmeten der platen bestaan allerlei methoden; gewoonlijk meet men rechthoekige of poolcoördinaten op de plaat; de metingen moeten dan later herleid worden tot verschillen in declinatie en rechte klimming. Bij een methode van Kapteyn wordt op een afstand van de plaat, gelijk aan den brandpuntsafstand van het instrument van opname, een parallactisch meetinstrument geplaatst, waarmee direct spherische coördinaten kunnen worden gemeten; de methode is vlug, maar minder nauwkeurig.
Photographische photometrie is het bepalen van de helderheid der sterren uit photographische opnamen. Daar het gevoeligheidsmaximum van de photographische plaat bij een kortere golflengte ligt dan dat van het oog, stemmen de aldus bepaalde photographische helderheden niet overeen met de visueele (zie Kleur der sterren). Het aantal methoden is zeer groot. Men voert bijv. op het negatief h e l derheidsschattingen uit of men meet de diameters der sterbeeldjes; uit eenige sterren met bekende photographische helderheid vindt men de betrekking tusschen die schattingsgetallen of diameters en de helderheid. Nauwkeuriger zijn de methoden, die berusten op meting van de zwartheid.
Om het sterbeeld een zekere oppervlakte te geven, plaatst men de plaat, bij de opname, iets buiten het brandvlak (e x t r a f o c a a l), of men laat, door een bepaalde beweging van het chassis gedurende de opname, het sterbeeld een klein vierkantje gelijkmatig belichten (Schraffierkassette). De zwartheid kan gemeten worden met een microphotometer van Hartmann. Het licht van een lamp valt gedeeltelijk door een donkere wig, gedeeltelijk door het te meten sterbeeld; de sterkte der beide doorgelaten bundels wordt vergeleken met behulp van een kubus van Lummer en Brodhun en door verschuiving van de wig gelijk gemaakt; de wigaflezing is een maat voor de zwartheid. Bij den microphotometer van Schilt wordt het sterbeeld gebracht in een bundel straling, die valt op een thermo-element; de zwartheid is af te leiden uit de verandering van den uitslag van den galvanometer. Om uit de zwartheid de helderheid te kunnen afleiden moet men op dezelfde plaat een zwartheidsschaal opnemen, bijv. door gedeelten van die plaat, door een zelfde lichtbron, vanuit verschillende afstanden, even lang te belichten. Reesinck.