( от астро... , лат. color - цвет и греч. metreo - измеряю), раздел практической астрофизики, занимающийся определением цвета небесных объектов, главным образом звёзд. Введение (начало 20 в.) в астрономическую практику различных показателей цвета позволило количественно характеризовать цвет объекта либо длиной волны, которая в его излучении наиболее активно действует на приёмник излучения - глаз, фотоэмульсию, фотокатод (т. н. действующая, эффективная, изофотная длина волны), либо отношением освещённостей или световых потоков, приходящих от объекта в двух или нескольких достаточно разных, но широких областях спектра, например в областях спектра, воспринимаемых соответственно глазом и несенсибилизированной фотографической эмульсией. В 40-х гг. 20 в. стал широко применяться метод электрофотометрического сравнения световых потоков, поступающих либо на фотокатод от объекта в двух или нескольких областях спектра, выделяемых светофильтрами, либо на фотокатоды с разной спектральной чувствительностью. Отношение фототоков переводится в логарифмическую шкалу и выражается в звёздных величинах .
Наиболее распространена А., основанная на измерениях в 3 областях спектра: V [визуальная; эффективная длина волны lэфф 550 нм (1 нм 10 )], В (голубая; lэфф 450 нм ) , [(ультрафиолетовая; lэфф 360 нм ) . Цвет звезды характеризуется разностями В-V и U-B, выраженными в звёздных величинах. Принято, что эти разности равны нулю у белых звёзд спектрального класса A0 (при определённых условиях). Успешно развиваются колориметрического определения в большем числе спектральных участков как в видимой, так и в инфракрасной областях спектра. Такова, например, система Джонсона U, В, V, R, I, J, К, L, М, в которой для последних шести участков lэфф соответственно равны 640; 840 нм; 1,16; 2,14; 3,36 и 5,0 мкм. Многоцветная колориметрия приближённо описывает распределение энергии в спектрах слабых звёзд, для которых спектрофотометрические измерения затруднены. Существует почти однозначная зависимость между цветом звезды В-V и её температурой, а также спектральным классом. Однако она искажается селективным поглощением (покраснением) света в межзвёздном пространстве, а также поглощением в спектр, полосах молекулярных соединений в атмосферах более холодных звёзд, вследствие чего наблюдаемые показатели цвета нередко отличаются от определённых с помощью такой зависимости (см. Избыток цвета ) .
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 3, ¬ 20, 21 .
Д. Я. Мартынов.