Астрофото́метр (от астро... и фотометр), фотометр, предназначенный для измерения световых потоков, приходящих от небесных объектов, или для лабораторных измерений (например, на денситометрах или микрофотометрах) астрономических негативов.

Первыми в 1830–1840-х гг. появились визуальные астрофотометры, основанные на сравнении яркостей исследуемого объекта и эталона. В качестве эталонов применялись искусственные источники, введённые в поле зрения, или звёзды сравнения (проверенные на неизменность блеска во времени). Сравнение яркостей проводилось путём измерения ослабления более яркого из двух объектов (исследуемого или эталона) с помощью поляризационных устройств, фотометрического клина или ограничения входного зрачка телескопа. Наибольшую известность приобрёл поляризационный астрофотометр, изобретённый в 1861 г. И. К. Ф. Цёльнером и усовершенствованный В. К. Цераским и др. Клиновые астрофотометры широко применялись для исследования переменных звёзд. В визуальных астрофотометрах оценка равенства двух источников света не отличалась высокой точностью: при измерениях точечных объектов погрешность могла достигать 5–10 %. В 1930-х гг. визуальные астрофотометры были вытеснены электрофотометрами.

Фотометр Цёльнера. Иллюстрация из книги: Энциклопедический словарь. Т. 2: Араго – Аутка. Санкт-Петербург, 1890.Фотометр Цёльнера. Иллюстрация из книги: Энциклопедический словарь. Т. 2: Араго – Аутка. Санкт-Петербург, 1890.

В звёздном электрофотометре измеряются реакции (фототоки) фотокатода фотоэлемента или фотоэлектронного умножителя на световые потоки, приходящие от исследуемого объекта и от эталона. Сравнение фототоков осуществляется в фотометрической системе, определяемой спектральной чувствительностью фотокатода (т. е. его реакцией на равноэнергетические световые потоки в разных длинах волн).

С появлением приборов с зарядовой связью и других твердотельных приёмников излучения область применения электрофотометров существенно сузилась. Тем не менее они до сих пор используются на ряде телескопов, например для наблюдения быстрой переменности звёзд и для решения других задач, когда требуется высокоточное измерение слабого сигнала.