Фотометри́ческое расстоя́ние (англ. luminosity distance), расстояние до астрономического объекта, определяемое через его известную светимость и измеренный поток излучения от него в определённом интервале длин волн (фотометрической полосе). При этом излучаемый источником и принимаемый наблюдателем потоки излучения должны относиться к одному и тому же интервалу длин волн. Фотометрическое расстояние вычисляется по формуле:

$$l_{ph}=\sqrt{\frac{L_\lambda}{4\pi F_\lambda}},$$где $L_\lambda$ – светимость небесного тела в определённом интервале длин волн; $F_\lambda$ – поток излучения, измеряемый наблюдателем в том же интервале длин волн.

Поскольку для далёкого источника (например, галактики) длины волн излучения будут меняться из-за красного смещения, то для приведения принимаемого и излучаемого потоков к одному интервалу длин волн в наблюдаемое значение потока (в наблюдаемую звёздную величину) вводится К-поправка.

В теории вместо понятия фотометрического расстояния $l_{ph}$ используется понятие болометрического расстояния $l_b$, которое является частным случаем фотометрического, когда светимость $L$ и измеряемый поток $F$ являются интегральными по всем длинам волн (болометрическими).

В астрономии и космологии фотометрическое расстояние вычисляется для стандартных свечей – объектов с хорошо известной светимостью. В качестве стандартных свечей используются чаще всего цефеиды, звёзды высокой светимости известных спектральных типов (например, красные гиганты) и сверхновые звёзды Iа типа. Цефеиды – это пульсирующие звёзды с хорошо изученной эмпирической зависимостью периода пульсации от светимости. Поэтому измерив период пульсации цефеиды, можно определить её светимость. Светимость сверхновых звёзд Ia типа известна с очень большой точностью – до 0,1 звёздной величины.