Astrophotographie - of photographie van den hemel. Reeds in de dagen der Daguerrotypie trachtte de Amerikaan Bond de maan te photographeeren(1850). Veel beter slaagden de maansopnamen (omstreeks 1860) van Rutherfurd, die ook van de zon en de helderste sterren uitstekende foto’s verkreeg.
Maar pas toen in 1871 de droge plaat (Broomzilvergelatine) werd uitgevonden, werd de a. van meer beteekenis. Haar voordeelen boven de visueele waarneming zijn tweëerlei:
1) Er wordt een afbeelding verkregen, die, onder zekere voorzorgsmaatregelen uitgemeten, met veel grootere snelheid een veel grootere nauwkeurigheid doet bereiken, dan de visueele waarneming vermag te geven. Terwijl de nauwkeurigheid van den katalogus der Astronomischen Gesellschaft 1" bedraagt, is photographisch gemakkelijk een nauwkeurigheid van 0,1" te bereiken.
2) Door de blootstelling vele uren voort te zetten, worden zwakke voorwerpen afgebeeld (sterren, nevelvlekken), die voor het oog in de sterkste kijkers onzichtbaar blijven. De photographische kijker moet aan vele eischen voldoen. Het objectief moet blauwe en violette stralen in één brandpunt vereenigen, zoodat de visueele kijker zonder meer niet dienstig is. De opstelling kan niet die van den gewonen visueelen Parallaktischen kijker zijn, die als een ster dicht bij den meridiaan komt, tegen den voet stuit. Bovenal is noodig een voortreffelijk uurwerk. Maar zelfs met zulk een uurwerk is het, al was het alleen maar om de verandering der straalbreking in den dampkring, noodzakelijk, aldoor (d.i. dus soms vele uren lang) den stand des kijkers te contrôleeren, ten einde zeker te zijn, dat éénzelfde ster altijd op hetzelfde punt der plaat valt. Dit wordt bereikt door een leidkijker, die, van dezelfde afmetingen als de photografische kijker, dezen tot een tweelingkijker maakt. Nadat ook Rutherfurd al omstreeks 1865 sterren gephotografeerd had, en de gebroeders Henry te Parijs sedert 1884 hadden laten zien, wat in deze richting te bereiken was, kwam er in 1887 een congres voor de vervaardiging van een photografische carte du Ciel te Parijs bijeen.
Door de samenwerking van een 20-tal sterrewachten in N.- en Z.-halfrond zullen twee atlassen samengesteld worden, één tot de 11e grootte (1 minuut expositie in kijkers van 34 c.M. opening en 343 c.M. brandpuntsafstand) en één tot de 14e grootte (15 min. expositie). De eerste atlas zal naar schatting ongeveer 1 millioen, de tweede 10 tot 15 millioen sterren tellen. Reeds zijn er honderden kaarten van den uitvoerigen atlas verschenen. Behalve de nauwkeurige plaatsbepaling is ook de grootte-schatting doel van de a. Reeds in 1857 wees Bond er op, dat sterren van verschillende helderheid schijfjes van verschillende afmeting op de plaat geven. Met voordeel wordt tegenwoordig bij voorkeur gelet op de dichtheid van het zilverneerslag in het sterreschijfje (Schwärzung). Wordt eindelijk een geel glas vóór de plaat geplaatst, dat de violette stralen tegenhoudt, dan kan de vergelijking van de „witte” met de „gele” opname een bepaling van de kleur der ster geven (colour index, Farbentönung).
De zeer hooge nauwkeurigheid van de uitkomsten der a. hebben tot verschillende andere toepassingen geleid. Voor de bepaling van parallaxis en eigenbeweging der sterren, en van de parallaxis der zon laat zij de visueele waarneming verre achter zich. Aan de a. dankt men verder de ontdekking van honderden planetoïden en een inzicht in den bouw van sterrenhoopen, nevelvlekken, den Melkweg, de staarten der kometen, de corona der zon, waarvan men een halve eeuw geleden niet durfde droomen. Ook voor de studie der oppervlakte van zon en maan en der lichtbommen van veranderlijke sterren is de a. van onschatbare waarde gebleken, bovenal voor het onderzoek van de spectra der hemellichamen (zie SPECTROGRAPHIE). Handboek: J. Scheiner, Die Photographie der Gestirne (Leipzig 1897).
