Астроколориметрія ( від астро..., лат. color — колір і греч.(грецький) metreo — вимірюю), розділ практичної астрофізики, що займається визначенням кольору небесних об'єктів, головним чином зірок. Введення (почало 20 ст) в астрономічну практику різних показників кольору дозволило кількісно характеризувати колір об'єкту або довжиною хвилі, яка в його випромінюванні найактивніше діє на приймач випромінювання — око, фотоемульсію, фотокатод (т.з. довжина хвилі, що діє, ефективна, ізофотна), або відношенням освещенностей або світлових потоків, що приходять від об'єкту в двох або декількох досить різних, але широких областях спектру, наприклад в областях спектру, що сприймаються відповідно оком і несенсибілізованою фотографічною емульсією. У 40-х рр. 20 ст став широко застосовуватися метод електрофотометричного порівняння світлових потоків, що поступають або на фотокатод від об'єкту в двох або декількох областях спектру, що виділяються світлофільтрами, або на фотокатоди з різною спектральною чутливістю. Відношення фотострумів переводиться в логарифмічну шкалу і виражається в зоряних величинах .
Найбільш поширена А., заснована на вимірах в 3 областях спектру: V [візуальна; ефективна довжина хвилі l ефф = 550 нм (1 нм = 10 )], В (блакитна; l ефф = 450 нм ) , [(ультрафіолетова; l ефф = 360 нм ) . Колір зірки характеризується різницями В—v і U—B, вираженими в зоряних величинах. Прийнято, що ці різниці дорівнюють нулю в білих зірок спектрального класу A0 (при визначених умовах). Успішно розвиваються колориметричного визначення в більшому числі спектральних ділянок як у видимій, так і в інфрачервоній областях спектру. Така, наприклад, система Джонсона U, В, V, R, I, J, До, L, М-код, в якій для останніх шести ділянок l ефф відповідно рівні 640; 840 нм; 1,16; 2,14; 3,36 і 5,0 мкм. Багатоколірна колориметрія приблизно описує розподіл енергії в спектрах слабких зірок, для яких виміри спектрофотометрій утруднені. Існує майже однозначна залежність між кольором зірки В—v і її температурою, а також спектральним класом. Проте вона спотворюється селективним поглинанням (почервонінням) світла в міжзоряному просторі, а також поглинанням в спектр, смугах молекулярних з'єднань в атмосферах холодніших зірок, унаслідок чого спостережувані показники кольору незрідка відрізняються від визначених за допомогою такої залежності (див. Надлишок кольору ) .
Літ.: Мартинов Д. Я., Курс практичної астрофізики, 2 видавництва, М., 1967, гл.(глав) 3 § 20, 21.
