Astrophotometrie (grch.) ist die Helligkeitsmessung der Gestirne, und besonders erst in neuester Zeit durch die Einführung neuer Instrumente kultiviert. Die Messungen der Helligkeiten der Gestirne werden nach drei verschiedenen Prinzipien auseführt: man hat Fernröhre, bei welchen man durch erkleinerung des Objektivglases oder durch Einschaltung von Nicolschen Prismen und Drehung derselben die eingestellten Gestirne zum Verschwinden bringen kann, oder man macht aus den Sternen Lichtscheiben, die miteinander 3 Worrie werden können, indem die hellere durch Vorrichtungen abgeschwächt wird, oder endlich man bringt zwei Sterne nebeneinander in das Feld eines Fernrohrs und hat für den hellern Stern Abschwächungsvorrichtungen, sodaß man beide Sterne gleich hell machen kann. Das erste Prinzip ist besonders von Arago angewandt und weniger zuverlässig als die beiden andern, das zweite findet sich bei einem Photometer Lichtstärkemesser) von Steinheil, das dritte bei hotometern von Schwerd, Steinheil und Zöllner. as Zöllnersche Photometer zeigt neben dem natürlichen Stern einen künstlichen Stern, der durch Polarisation mn die Ben t wird. Da dieses Photometer außerdem die Helligkeit des Himmelsgrundes eliminiert, ferner sehr handlich und leicht transportabel ist, so wird es in neuerer Zeit vielfach angewandt und Zöllner selbst hat mit diesem Eonne und. das Verhältnis der Helligkeiten von onne und Mond, von Planeten und hellen Fixsternen zueinander bestimmt. Ein solches Photometer nach Zöllner zeigt umstehende Figur. Auf einem Stativ ist eine drehbare Achse i, auf welcher eine horizontale Achse steht, die in a ein Gefäß für Petroleum trägt. Dieses steht durch eine kommunizierende Röhre mit einer Lampe k in Verbindung, zu der durch die Röhren gLuft zugeführt wird. b ist ein wels das Gegengewicht hbalanciertes Fernrohr, welches auf jeden beliebigen Stern erichtet werden kann. Durch eine se recht zum ernrohr stehende Röhre, in welchem eine Linse sitzt, und durch einen unbelegten Glasspiegel im Fernrohr erzeugt man von der Flamme im Fernrohr den künstlichen Stern. In der Röhre befinden sich zwei Nicolsche Prismen, welche das Licht von der Flamme polarisieren; die Nicols lassen sich durch den Hebelarm d gegeneinander drehen, sodaß das polarisierte — es künstlichen Sterns geschwächt werden kann. Wenn man nun den künstlichen Stern mit einem im Fernrohr direkt gesehenen zu gleicher Helligkeit bringt und dasselbe Verfahren mit einem andern Stern am Himmel anstellt, läßt sich aus der Größe der Drehung der Nicols, welche an dem Teilkreise o abgelesen wird, nach einem physik. Satz die Lichtmenge der beiden Sterne am Himmel zueinander berechnen. Mit Rücksicht darauf, daß die Sterne am Himmel oft verschiedenfarbig sind, ist in der Röhre tuh ein senkrecht auf die Achse geschliffener Bergkrysta angebracht, durch dessen Drehung es möglich ist, das Licht des künstlichen Sterns gleicharbig mit dem natürlichen Stern zu machen. Das aß dieser AGun wird am Kreis e abgelesen. Vgl. Zöllner, &Grundzüge einer allgemeinen Photometrie des Himmelsv Verl. 1861); derselbe, Pbotometrische psir heißt der (Lpz. 1865).