Астрофотоме́три́я (от астро... и фотометрия), раздел практической астрофизики, разрабатывающий и изучающий методы измерений блеска и цвета звёзд, а также яркости и цвета протяжённых небесных объектов.

Зарождение астрофотометрии относится ко 2 в. до н. э., когда Гиппарх на основании глазомерных оценок распределил видимые звёзды по их блеску на звёздные величины – от 1-й до 6-й. Как показали точные измерения, звёздные величины выражают субъективное ощущение блеска звёзд, которое соответствует логарифму объективного раздражения светом звезды сетчатки глаза. В 1830–1840-х гг. в астрономическую практику были введены визуальные астрофотометры, что позволило определять отношения блеска звёзд и таким образом вычислять более точные значения их звёздных величин. Нуль-пункт был выбран так, чтобы современные значения звёздных величин приближённо совпадали с гиппарховыми. В 19 – начале 20 вв. составлены обширные каталоги, содержащие визуальные звёздные величины всех звёзд, видимых невооружённым глазом.

В 20 в. начались астрофотометрические работы, основанные на измерениях действия света звёзд на фотографическую эмульсию. Были построены фотографическая система звёздных величин, отличная от системы визуальных величин, и система фотовизуальных величин, почти совпадающая с визуальной. Нуль-пункт новых систем был выбран так, чтобы для белых звёзд спектрального класса А0 визуальные фотографические и фотовизуальные звёздные величины совпадали.

Фотометр для прямых снимков (прибор синего цвета внизу), расположенный в Кассегреновском фокусе 2,5-метрового телескопа. Кавказская горная обсерватория Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга МГУ, село Кичи-Балык (Карачаево-Черкесия, Россия).Фотометр для прямых снимков (прибор синего цвета внизу), расположенный в Кассегреновском фокусе 2,5-метрового телескопа. Кавказская горная обсерватория Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга МГУ, село Кичи-Балык (Карачаево-Черкесия, Россия).Точность фотометрических измерений возросла почти на порядок при применении фотокатода в качестве приёмника излучения звезды. С помощью такого электрофотометрического метода астрофотометрии был построен ряд фотометрических стандартов для многих участков неба, преимущественно содержащих звёздные скопления. Этот метод позволил распространить систему звёздных величин на протяжённые объекты (туманности, кометы и др.). С появлением электрофотометров стало возможным измерение блеска звёзд и яркости протяжённых объектов в различных диапазонах длин волн. Применение твердотельных приёмников излучения, в частности приборов с зарядовой связью, позволило практически во всех астрофизических задачах заменить ими электровакуумные приборы.

Для земного наблюдателя главный источник погрешностей в астрофотометрии – земная атмосфера с её переменной прозрачностью и турбулентными движениями, вызывающими флуктуации света звёзд. С появлением космических телескопов такая помеха исчезает и возможно создание более точных фотометрических каталогов.

Для характеристики спектрального распределения энергии излучения астрономических объектов их звёздные величины или потоки излучения часто измеряются в определённых интервалах длин волн (фотометрических полосах). Для этого используются специальные фильтры, пропускающие излучение в той или иной полосе. Набор таких полос называется фотометрической системой. Среднее положение полосы характеризуется её эффективной длиной волны $\lambda_{эфф},$ т. е. длиной волны, на которой фильтр в среднем пропускает больше всего излучения.

Введение в астрономическую практику различных показателей цвета позволило количественно характеризовать цвет объекта либо длиной волны его излучения, которая наиболее активно действует на приёмник излучения (т. н. действующая, или изофотная, длина волны), либо отношением освещённостей или световых потоков, приходящих от объекта в двух или нескольких широких областях спектра.

Наиболее распространена фотометрическая система UBV, основанная на измерениях в трёх областях спектра: V (визуальная, $\lambda _{эфф}\! =\!550 \:нм$), В (голубая, $\lambda _{эфф}\! =\!440 \:нм$), U (ультрафиолетовая, $\lambda_{эфф}\!=\!360\:нм$). Кривые пропускания фильтров, используемых для реализации фотометрической системы Джонсона – Казинса (одной из модификаций системы UBVRI).Кривые пропускания фильтров, используемых для реализации фотометрической системы Джонсона – Казинса (одной из модификаций системы UBVRI).Цвет звезды характеризуется показателями цвета – разностями В–V и U–B, выраженными в звёздных величинах. Принято, что эти разности равны нулю у белых звёзд спектрального класса A0.

Успешно развиваются фотометрические измерения в большем числе спектральных участков как в видимой, так и в инфракрасной областях спектра. Такова, например, система Джонсона U, B, V, R, I, J, K, L, М, в которой для последних 6 участков $\lambda_{эфф}$ соответственно равны 700; 880 нм; 1,15; 2,2; 3,5 и 5,0 мкм. Многоцветная фотометрия приближённо описывает распределение энергии в спектрах звёзд, для которых спектрометрические измерения затруднены.

Повышение чувствительности приёмников излучения позволило ввести в астрономическую практику фотометрические системы с более узкими полосами пропускания, чем в системе UBV. Таковы, например, Вильнюсская и Вашингтонская фотометрические системы.