Астрофотометр, фотометр, призначений для вимірів блиску або яскравості небесних об'єктів, або ж світлових потоків, що приходять від них. Застосовують візуальні А. і електрофотометри. Фотометричні завдання вирішуються також фотографічними методами шляхом лабораторних вимірів (наприклад, на денситометрах або мікрофотометрах ) астрономічних негативів, що належним чином експонуються і прокаліброваних.
Візуальні А., що з'явилися в 30—40-х рр. 19 ст, засновані на прирівнюванні блиску (яскравості) досліджуваного об'єкту блиску (яскравості) штучного джерела шляхом вимірюваної зміни його за допомогою поляризаційних пристроїв, фотометричного клину або обмеженням вхідної зіниці телескопа. Штучне джерело оптично вводить в поле зір А., і він видно одночасно з досліджуваним об'єктом. Об'єктом порівняння може служити також яка-небудь зірка, перевірена на незмінність блиску в часі (зірка порівняння). Вимірному ослабінню може піддаватися і досліджуваний об'єкт, якщо він яскравіший за зірку порівняння. Найбільшу популярність придбав поляризаційний А. (Цельнер, 1861), вдосконалений російським астрономом В. К. Цераським і ін. Клинові А. широко застосовувалися для дослідження змінних зірок. У візуальних А. оцінка рівність двох джерел світла не відрізняється високою точністю: при вимірах точкових об'єктів погрішність може досягати 5—10% (дуже індивідуально!). У 30-х рр. 20 ст електрофотометри, із значно вищою точністю, стали витісняти візуальні А., які збереглися лише в роботах по фотометрії планет.
В зоряному електрофотометрі вимірюється реакція (фотострум) фотокатода фотоелемента або фотоелектронного помножувача на світловій потік, що приходить від досліджуваного об'єкту. Порівняння здійснюється у фотометричній системі, визначуваною спектральною чутливістю фотокатода, тобто його реакцією на рівноенергетичні світлові потоки в різних довжинах хвиль. Спектральна чутливість може мати різний вигляд, зокрема може збігатися з кривої видимості людського ока. В цьому випадку електрофотометр замінює візуальний А., але з незрівнянно вищою точністю, оскільки для об'єктів, не дуже слабких, порівняння фотострумів можна робити з точністю до 1% і менш. Змінна прозорість атмосфери і її неспокій — головне джерело погрішностей фотометричних вимірів в астрономії. В разі слабких джерел зручно застосовувати тривале накопичення сигналу і виміру його або вольтметром, або рахунком фотонів. Цим методом удалося виміряти з точністю не менше 10% блиск зірок настільки слабких, що вони не видно в даний телескоп (хоча і виявляються на фотографіях).
Літ.: Мартинов Д. Я., Курс практичної астрофізики, 2 видавництва, М., 1967, гл.(глав) 2.
