Astrophotometrie - het meten van de lichtsterkte der hemellichamen, vnl. van de sterren. Daar men van een ster gewoonlijk de magnitude aangeeft (zie Helderheid der sterren), komt een photometrische meting neer op de bepaling van het magnitudeverschil, dus van de helderheidsverhouding van twee sterren. De eigenlijke a. dateert uit de 19e eeuw. Voor dien tijd werden helderheden der sterren bijna uitsluitend door schatting bepaald. De in de a. toegepaste methoden zijn in twee groepen te verdeelen, alnaargelang de beoordeeling van de helderheid der ster berust 1° op de werking, die haar licht op het netvlies uitoefent, of 2° op een andere natuur- of scheikundige werking van het licht (onpersoonlijke photometer).
1° De eenvoudigste photometers (u i t d o o vingsphotometers) berusten op het volgende beginsel: het licht van een ster wordt op meetbare wijze zooveel verzwakt, dat het juist niet meer is waar te nemen. Moet men hiertoe 2 sterren A en B resp. n en m maal verzwakken, dan verhouden zich hun helderheden als n : m. Het verzwakken kan bijv. geschieden door verkleining van het objectief van den kijker, of door een verstelbare wig van donker glas. Het oog moet, voor men met meten begint, geheel aan het donker gewend zijn; ook mag men tijdens de meting geen licht maken om af te lezen of op te schrijven; daarom zijn deze photometers vaak voorzien van een registreerinrichting met meetlint. De nauwkeurgheid is gering. Beter zijn de photometers, waarbij ingesteld wordt op gelijke helderheid van de te meten ster met een vergelijkingslichtbron, door van een van beide of van beide het licht meetbaar te verzwakken. Als vergelijkobject kan een ster gebruikt worden, maar gewoonlijk neemt men een zgn. kunstmatige ster, d.i. het beeld van een puntvormige aardsche lichtbron.
In het laatste geval zorgt men door een blauw glaasje, dat de kleur zooveel mogelijk overeenstemt met de gemiddelde klemder sterren. Als verzwakkingsinrichting kan men bijv. 2 nicols gebruiken (Z ö l l n e r). Het beginsel van een dergelijken polarisatiephoto meter is in de fig. aangegeven. In een zijbuis van een astronomischen kijker bevindt zich een schermpje met een kleine opening, die door een lampje L verlicht wordt; N1 en N2 zijn nicols; N2 is draaibaar om de as van de buis; de draaiing van N2 is af te lezen op een schaal.
Het licht van de opening doorloopt de beide nicols en de lens O en wordt teruggekaatst op den voorkant en achterkant van de glasplaat S. In het brandvlak van den kijker vormen zich 2 beelden van de opening. De kijker wordt nu gericht op de te meten ster en N2 wordt gedraaid tot een der kunstmatige sterren even helder lijkt als deze. De helderheid is dan evenredig met cos2i, als i de hoek is tusschen de hoofdvlakken der beide nicols.
Bij een wigphotometer is het nicolstelsel vervangen door een wig van donker glas. Daar bij een absorbeerende laag de log. van de sterkte van het doorgelaten licht evenredig is met de dikte, verandert de magnitude van de kunstmatige ster evenredig aan de verschuiving der wig. Daar liet oog verschillen van minder dan 1/20 magnitude niet kan waarnemen, is dit de uiterste grens voor de nauwkeurigheid van al deze photometers. De nauwkeurigheid is dus niet grooter dan bij goede schattingen. Een voordeel van meting boven schatting is, dat men een bepaald paar sterren willekeurig vaak achter elkaar kan meten, terwijl dit bij schatting niet het geval is. Voor het vastleggen van de helderheidsschaal in grootteklassen is de photometer noodzakelijk.
2°Onpersoonlijke meetmethoden, a. De seleniumphotometer (Stebbins) berust op de eigenschap van het metaal Se om bij belichting zijn electrischen weerstand te verminderen. In een kijker laat men het licht van een ster vallen op een Se-element, dat opgenomen is in een der takken van een brug van Wheatstone. Men zorgt, dat de brug stroomloos is als het Se niet belicht wordt; de uitslag van den galvanometer is dan een maat voor de helderheid van de ster. Nauwkeurigheid 1/100 magnitude. De methode is alleen toe te passen op heldere sterren. Het gevoeligheidsmaximum ligt bij een iets grootere golflengte dan dat van het oog.
b. zie Photo-electrische cel.
c. Photographische photometrie, zie Astrophotographie. Al deze methoden meten de helderheid der ster in een bepaald golflengtegebied; over de meting van de totale straling, zie Bolometrische helderheid.
Om oppervlaktehelderheden te meten (maan, planeten, hemelachtergrond) gebruikt men een instrument, dat in beginsel overeenstemt met den microphotometer van Hartmann. zie Astrophotographie. Reesinck.