ในทางดาราศาสตร์การวัดแสง (photometry ) มาจากภาษากรีกphoto- ("แสง") และ-metry ("การวัด") เป็นเทคนิคที่ใช้ในทางดาราศาสตร์ซึ่งเกี่ยวข้องกับการวัดฟลักซ์หรือความเข้มของแสง ที่แผ่ รังสีจากวัตถุทางดาราศาสตร์^{[ 1 ]}แสงนี้วัดผ่านกล้องโทรทรรศน์โดยใช้เครื่องวัดแสง (photometer)ซึ่งมักทำขึ้นโดยใช้อุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ เช่นเครื่องวัดแสง CCDหรือเครื่องวัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริกที่แปลงแสงเป็นกระแสไฟฟ้าโดยปรากฏการณ์โฟโตอิเล็ก ทริก เมื่อสอบเทียบกับดาวมาตรฐาน (หรือแหล่งกำเนิดแสงอื่นๆ) ที่มีความเข้มและสีที่ทราบแล้ว เครื่องวัดแสงสามารถวัดความสว่างหรือขนาดปรากฏของวัตถุบนท้องฟ้าได้

วิธีการที่ใช้ในการวัดแสงขึ้นอยู่กับช่วงความยาวคลื่นที่กำลังศึกษา ในระดับพื้นฐานที่สุด การวัดแสงจะทำโดยการรวบรวมแสงและส่งผ่านตัวกรองแสงแบบแถบ ความถี่เฉพาะทาง จากนั้นจึงจับและบันทึกพลังงานแสงด้วยเครื่องมือที่ไวต่อแสง ชุดแถบความถี่ มาตรฐาน (เรียกว่าระบบวัดแสง ) ถูกกำหนดขึ้นเพื่อให้สามารถเปรียบเทียบการสังเกตได้อย่างแม่นยำ^{[ 2 ]}เทคนิคขั้นสูงกว่าคือ การวัด สเปกตรัมด้วยเครื่องสเปกโตรโฟโตมิเตอร์ซึ่งวัดทั้งปริมาณรังสีและการกระจายสเปกตรัมโดย ละเอียด ^{[ 3 ]}

การวัดแสงยังใช้ในการสังเกตดาวแปรแสงด้วย [ ^{4 ] โดย}ใช้เทคนิคต่างๆ เช่นการวัดแสงเชิงอนุพันธ์ที่วัดความสว่างของวัตถุเป้าหมายและดาวใกล้เคียงในบริเวณดาวพร้อมกัน^{[ 5 ]}หรือการวัดแสงเชิงสัมพัทธ์โดยการเปรียบเทียบความสว่างของวัตถุเป้าหมายกับดาวที่มีขนาดคงที่ที่ทราบ^{[ 6 ]}การใช้ตัวกรองแบบแถบความถี่หลายตัวร่วมกับการวัดแสงเชิงสัมพัทธ์เรียกว่าการวัดแสงเชิงสัมบูรณ์^{[ 7 ]}กราฟแสดงค่าขนาดเทียบกับเวลาจะสร้างเส้นโค้งแสงซึ่งให้ข้อมูลจำนวนมากเกี่ยวกับกระบวนการทางกายภาพที่ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงความสว่าง^{[ 8 ]}เครื่องวัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริกที่มีความแม่นยำสูงสามารถวัดแสงดาวได้ละเอียดถึง 0.001 แมกนิจูด^{[ 9 ]}

เทคนิคการวัดแสงพื้นผิวยังสามารถใช้กับวัตถุขนาดใหญ่ เช่นดาวเคราะห์ดาวหางเนบิวลาหรือกาแล็กซีซึ่งวัดขนาดปรากฏในแง่ของขนาดต่อตารางอาร์คเซคอนด์[ ^{10 ] การ}ทราบพื้นที่ของวัตถุและความเข้มแสงเฉลี่ยทั่ววัตถุทางดาราศาสตร์จะกำหนดความสว่างพื้นผิวในแง่ของขนาดต่อตารางอาร์คเซคอนด์ ในขณะที่การรวมแสงทั้งหมดของวัตถุขนาดใหญ่สามารถคำนวณความสว่างในแง่ของขนาดรวม พลังงานที่ปล่อยออกมา หรือความสว่างต่อหน่วยพื้นที่ผิวได้

ดาราศาสตร์เป็นหนึ่งในการประยุกต์ใช้โฟโตเมตรีในยุคแรกๆโฟโตมิเตอร์ สมัยใหม่ ใช้ตัวกรองแบบแถบความถี่ มาตรฐานเฉพาะที่ครอบคลุมช่วงความยาวคลื่น อัลตราไวโอเลต แสงที่มองเห็นได้และอินฟราเรดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า [ ^{4 ] ชุด}ตัวกรองที่นำมาใช้ซึ่งมีคุณสมบัติการส่งผ่านแสง ที่ทราบ เรียกว่าระบบโฟโตเมตรีและช่วยให้สามารถกำหนดคุณสมบัติเฉพาะเกี่ยวกับดาวฤกษ์และวัตถุทางดาราศาสตร์ประเภทอื่นๆ ได้^{[ 11 ] มี}ระบบสำคัญหลายระบบที่ใช้กันเป็นประจำ เช่นระบบ UBV ^{[ 12 ]} (หรือระบบ UBVRI ที่ขยาย^{[ 13 ]} ) ระบบ JHK ใกล้อินฟราเรด^{[ 14 ]}หรือระบบStrömgren uvbyβ [ ^{11 ]}

ในอดีต การวัดแสงในช่วงอินฟราเรด ใกล้ไป จนถึงอัลตราไวโอเลตความยาวคลื่นสั้นนั้นทำได้ด้วยเครื่องวัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริก ซึ่งเป็นเครื่องมือที่วัดความเข้มของแสงของวัตถุชิ้นเดียวโดยการส่งแสงไปยังเซลล์ไวแสง เช่น หลอดโฟโตมัลติพลายเออร์ [ ^{4 ] ปัจจุบัน}เครื่องมือเหล่านี้ถูกแทนที่ด้วย กล้อง CCD เป็นส่วนใหญ่ ซึ่งสามารถถ่ายภาพวัตถุหลายชิ้นพร้อมกันได้ แม้ว่าเครื่องวัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริกยังคงใช้ในสถานการณ์พิเศษ^{[ 15 ]}เช่น ในกรณีที่ต้องการความละเอียดของเวลาที่แม่นยำ^{[ 16 ]}

วิธีการวัดแสงสมัยใหม่กำหนดขนาดและสีของวัตถุทางดาราศาสตร์โดยใช้เครื่องวัดแสงอิเล็กทรอนิกส์ที่มองผ่านตัวกรองแถบความถี่สีมาตรฐาน ซึ่งแตกต่างจากการแสดงขนาดปรากฏทางสายตา อื่นๆ ^{[ 8 ]}ที่สังเกตได้ด้วยตาเปล่าหรือได้จากการถ่ายภาพ: ^{[ 4 ]}ซึ่งมักปรากฏในตำราและแคตตาล็อกทางดาราศาสตร์รุ่นเก่า

ค่าความสว่างที่วัดโดยโฟโตมิเตอร์ในระบบโฟโตเมตริกทั่วไปบางระบบ (UBV, UBVRI หรือ JHK) จะแสดงด้วยตัวอักษรตัวใหญ่ เช่น "V" (m _V ) หรือ "B" (m _B ) ค่าความสว่างอื่นๆ ที่ประเมินโดยสายตามนุษย์จะแสดงด้วยตัวอักษรตัวเล็ก เช่น "v", "b" หรือ "p" เป็นต้น^{[ 17 ]}เช่น ค่าความสว่างที่มองเห็นได้คือ m _v , ^{[ 18 ]}ในขณะที่ค่าความสว่างจากการถ่ายภาพคือ m _ph / m _pหรือค่าความสว่างจากการถ่ายภาพและการมองเห็นคือ m _pหรือ m _pv . ^{[ 18 ] [ 4 ]}ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่มีค่าความสว่างลำดับที่ 6 อาจระบุเป็น 6.0V, 6.0B, 6.0v หรือ 6.0p เนื่องจากแสงดาวถูกวัดในช่วงความยาวคลื่นที่แตกต่างกันทั่วสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าและได้รับผลกระทบจากความไวต่อแสงของเครื่องมือวัดแสงที่แตกต่างกัน จึงไม่จำเป็นต้องมีค่าเท่ากันในเชิงตัวเลข^{[ 17 ]}ตัวอย่างเช่น ความสว่างปรากฏในระบบ UBV สำหรับดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์51 Pegasi ^{[ 19 ]}คือ 5.46V, 6.16B หรือ 6.39U ^{[ 20 ]}ซึ่งสอดคล้องกับความสว่างที่สังเกตได้ผ่านตัวกรองแสง 'V' สีน้ำเงิน 'B' หรือรังสีอัลตราไวโอเลต 'U' แต่ละตัว

ความแตกต่างของขนาดระหว่างฟิลเตอร์บ่งชี้ถึงความแตกต่างของสีและเกี่ยวข้องกับอุณหภูมิ^{[ 21 ]}การใช้ฟิลเตอร์ B และ V ในระบบ UBV จะสร้างดัชนีสี B–V ^{[ 21 ]}สำหรับ51 Pegasiค่า B–V = 6.16 – 5.46 = +0.70 บ่งชี้ว่าเป็นดาวสีเหลืองซึ่งสอดคล้องกับประเภทสเปกตรัม G2IV ^{[ 22 ] [ 20 ]}การทราบผลลัพธ์ B–V จะช่วยกำหนดอุณหภูมิพื้นผิวของดาว^{[ 23 ]}โดยพบว่าอุณหภูมิพื้นผิวที่มีประสิทธิภาพอยู่ที่ 5768±8 K ^{[ 24 ]}

การประยุกต์ใช้ดัชนีสีที่สำคัญอีกอย่างหนึ่งคือการพล็อตค่าความสว่างปรากฏของดาวเทียบกับดัชนีสี B–V ในรูปแบบกราฟิก ซึ่งก่อให้เกิดความสัมพันธ์ที่สำคัญที่พบระหว่างกลุ่มดาวในแผนภาพสี-ความสว่างซึ่งสำหรับดาวฤกษ์แล้วเป็นแผนภาพ Hertzsprung–Russell เวอร์ชันที่สังเกตได้^{โดยทั่วไป การวัดค่าความสว่างของวัตถุหลายชิ้นผ่านตัวกรองสองตัวจะแสดงให้เห็น ตัวอย่างเช่น ในกระจุกดาวเปิด [} 25 ] วิวัฒนาการของ^{ดาวฤกษ์เปรียบเทียบ}ระหว่างดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบ หรือเพื่อกำหนดอายุสัมพัทธ์ของกระจุกดาว^{[ 26 ]}

เนื่องจาก ระบบการวัดแสงที่แตกต่างกันจำนวนมากที่นักดาราศาสตร์นำมาใช้ ทำให้มีการแสดงค่าความสว่างและดัชนีหลายรูปแบบ^{[ 11 ]}แต่ละระบบการวัดแสงแบบใหม่เหล่านี้ ยกเว้นระบบ UBV, UBVRI หรือ JHK จะกำหนดตัวอักษรพิมพ์ใหญ่หรือพิมพ์เล็กให้กับตัวกรองที่ใช้ ตัวอย่างเช่น ค่าความสว่างที่ใช้โดยGaiaคือ 'G' ^{[ 27 ]} (โดยใช้ตัวกรองแสงสีน้ำเงินและสีแดง G _BPและ G _RP ^{[ 28 ]} ) หรือระบบการวัดแสง Strömgrenที่ใช้ตัวอักษรพิมพ์เล็ก 'u', 'v', 'b', 'y' และตัวกรอง 'β' ( ไฮโดรเจน-เบตา ) สองตัวที่แคบและกว้าง ^{[ 11 ]} ระบบการวัดแสงบางระบบยังมีข้อดีบางประการ ตัวอย่างเช่นการวัดแสง Strömgrenสามารถใช้ในการวัดผลกระทบของการแดงและการดูดกลืนแสงระหว่างดาวได้^{[ 29 ]} Strömgren อนุญาตให้คำนวณพารามิเตอร์จาก ตัวกรอง bและy (ดัชนีสีของb  −  y ) โดยไม่มีผลกระทบของ ^การแดง เช่น ดัชนี m  ₁และ c  ₁ ^{[ 29} ]

ระบบวัดแสงมีประโยชน์มากมายในทางดาราศาสตร์ การวัดแสงสามารถนำมาใช้ร่วมกับกฎกำลังสองผกผันเพื่อหาค่าความสว่างของวัตถุได้ หาก สามารถกำหนด ระยะทางได้ หรือหาค่าระยะทางได้หากทราบค่าความสว่าง นอกจากนี้ คุณสมบัติทางกายภาพอื่นๆ ของวัตถุ เช่นอุณหภูมิหรือองค์ประกอบทางเคมี ก็สามารถหาได้โดยใช้สเปกโทรโฟโตเมตรีแบบแถบความถี่กว้างหรือแคบเช่นกัน

การวัดแสงยังใช้เพื่อศึกษาการเปลี่ยนแปลงของแสงของวัตถุต่างๆ เช่นดาวแปรแสงดาวเคราะห์น้อยนิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงานและซูเปอร์โนวา [ ^{8 ] หรือ}เพื่อตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่โคจรผ่านหน้าการวัดการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้สามารถนำมาใช้ได้ เช่น เพื่อกำหนดคาบการโคจรและรัศมีของสมาชิกในระบบดาวคู่ที่เกิดสุริยุปราคาคาบการหมุนของดาวเคราะห์น้อยหรือดาวฤกษ์ หรือพลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากซูเปอร์โนวา^{[ 8 ]}

กล้อง CCD ( charge-coupled device ) โดยพื้นฐานแล้วคือตารางของโฟโตมิเตอร์ ซึ่งวัดและบันทึกโฟตอนที่มาจากแหล่งกำเนิดทั้งหมดในขอบเขตการมองเห็นพร้อมกัน เนื่องจากภาพ CCD แต่ละภาพบันทึกค่าโฟโตเมตริกของวัตถุหลายชิ้นพร้อมกัน จึงสามารถทำการสกัดค่าโฟโตเมตริกในรูปแบบต่างๆ บนข้อมูลที่บันทึกไว้ได้ โดยทั่วไปจะเป็นแบบสัมพัทธ์ แบบสัมบูรณ์ และแบบดิฟเฟอเรนเชียล ทั้งสามแบบนี้จะต้องใช้การสกัดค่าความสว่าง ของภาพดิบ ของวัตถุเป้าหมาย และวัตถุเปรียบเทียบที่ทราบค่า สัญญาณที่สังเกตได้จากวัตถุโดยทั่วไปจะครอบคลุมพิกเซล จำนวนมาก ตามฟังก์ชันการกระจายจุด (PSF) ของระบบ การขยายตัวนี้เกิดจากทั้งเลนส์ในกล้องโทรทรรศน์และการมองเห็นทางดาราศาสตร์เมื่อทำการวัดค่าโฟโตเมตริกจากแหล่งกำเนิดจุดฟลักซ์จะถูกวัดโดยการรวมแสงทั้งหมดที่บันทึกจากวัตถุและลบแสงที่เกิดจากท้องฟ้า^{[ 30 ]}เทคนิคที่ง่ายที่สุดที่เรียกว่าโฟโตเมตริกแบบรูรับแสง ประกอบด้วยการรวมจำนวนพิกเซลภายในรูรับแสงที่อยู่ตรงกลางวัตถุ และลบผลคูณของค่าเฉลี่ยจำนวนพิกเซลในท้องฟ้าใกล้เคียงต่อพิกเซลและจำนวนพิกเซลภายในรูรับแสง^{[ 30 ] [ 31 ]}ผลลัพธ์ที่ได้จะเป็นค่าฟลักซ์ดิบของวัตถุเป้าหมาย เมื่อทำการวัดแสงในบริเวณที่มีดาวหนาแน่นมาก เช่นกระจุกดาวทรงกลมซึ่งโปรไฟล์ของดาวทับซ้อนกันอย่างมาก จะต้องใช้เทคนิคการแยกการทับซ้อน เช่น การปรับ PSF เพื่อกำหนดค่าฟลักซ์ของแหล่งกำเนิดที่ทับซ้อนกันแต่ละแหล่ง^{[ 32 ]}

หลังจากกำหนดฟลักซ์ของวัตถุเป็นจำนวนนับแล้ว ฟลักซ์จะถูกแปลงเป็นขนาดเครื่องมือ ตามปกติ จากนั้น การวัดจะถูกปรับเทียบด้วยวิธีใดวิธีหนึ่ง การปรับเทียบที่ใช้จะขึ้นอยู่กับประเภทของการวัดแสงที่กำลังดำเนินการ โดยทั่วไป การสังเกตการณ์จะถูกประมวลผลสำหรับการวัดแสงแบบสัมพัทธ์หรือแบบดิฟเฟอเรนเชียล^{[ 33 ]} การวัดแสงแบบสัมพัทธ์คือการวัดความสว่างที่ปรากฏของวัตถุหลายชิ้นเทียบกับกันและกัน การวัดแสงแบบสัมบูรณ์คือการวัดความสว่างที่ปรากฏของวัตถุบนระบบวัดแสงมาตรฐานการวัดเหล่านี้สามารถนำไปเปรียบเทียบกับการวัดแสงแบบสัมบูรณ์อื่นๆ ที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์หรือเครื่องมือที่แตกต่างกัน การวัดแสงแบบดิฟเฟอเรนเชียลคือการวัดความแตกต่างของความสว่างของวัตถุสองชิ้น ในกรณีส่วนใหญ่ การวัดแสงแบบดิฟเฟอเรนเชียลสามารถทำได้ด้วยความแม่นยำ สูงสุด ในขณะที่การวัดแสงแบบสัมบูรณ์ทำได้ยากที่สุดด้วยความแม่นยำสูง นอกจากนี้ การวัดแสงที่แม่นยำมักจะยากขึ้นเมื่อความสว่างที่ปรากฏของวัตถุจางลง

ในการดำเนินการวัดแสงสัมบูรณ์ จำเป็นต้องแก้ไขความแตกต่างระหว่างแถบความถี่ที่มีประสิทธิภาพซึ่งใช้ในการสังเกตวัตถุและแถบความถี่ที่ใช้ในการกำหนดระบบวัดแสงมาตรฐาน ซึ่งมักจะต้องทำเพิ่มเติมจากการแก้ไขอื่นๆ ที่กล่าวถึงข้างต้น โดยทั่วไป การแก้ไขนี้ทำได้โดยการสังเกตวัตถุที่สนใจผ่านตัวกรองหลายตัว และยังสังเกตดาวมาตรฐานสำหรับการวัดแสงอีก ด้วย ^{[ 34 ]}หากไม่สามารถสังเกตดาวมาตรฐานพร้อมกับเป้าหมายได้ การแก้ไขนี้จะต้องทำภายใต้สภาวะการวัดแสง เมื่อท้องฟ้าปลอดเมฆ และการดูดกลืนแสงเป็นฟังก์ชันง่ายๆของ มวลอากาศ

ในการดำเนินการวัดแสงเชิงสัมพัทธ์ จะต้องเปรียบเทียบค่าความสว่างของวัตถุกับวัตถุเปรียบเทียบที่ทราบค่า จากนั้นจึงแก้ไขการวัดค่าสำหรับความแปรผันเชิงพื้นที่ในความไวของเครื่องมือและการลดทอนของบรรยากาศ ซึ่งมักจะต้องแก้ไขเพิ่มเติมสำหรับความแปรผันเชิงเวลา โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อวัตถุที่นำมาเปรียบเทียบอยู่ห่างกันบนท้องฟ้ามากเกินไปจนไม่สามารถสังเกตพร้อมกันได้^{[ 6 ]}เมื่อทำการสอบเทียบจากภาพที่มีทั้งวัตถุเป้าหมายและวัตถุเปรียบเทียบอยู่ใกล้กัน และใช้ตัวกรองการวัดแสงที่ตรงกับค่าความสว่างในแคตตาล็อกของวัตถุเปรียบเทียบ ความแปรผันของการวัดส่วนใหญ่จะลดลงจนเป็นศูนย์

การวัดแสงเชิงอนุพันธ์เป็นวิธีการสอบเทียบที่ง่ายที่สุดและมีประโยชน์มากที่สุดสำหรับการสังเกตอนุกรมเวลา^{[ 5 ]}เมื่อใช้การวัดแสง CCD ทั้งวัตถุเป้าหมายและวัตถุเปรียบเทียบจะถูกสังเกตในเวลาเดียวกัน โดยใช้ฟิลเตอร์เดียวกัน โดยใช้เครื่องมือเดียวกัน และมองผ่านเส้นทางแสงเดียวกัน ตัวแปรการสังเกตส่วนใหญ่จะหายไป และขนาดเชิงอนุพันธ์ก็คือความแตกต่างระหว่างขนาดที่วัดได้จากเครื่องมือของวัตถุเป้าหมายและวัตถุเปรียบเทียบ (∆Mag = C Mag – T Mag) ซึ่งมีประโยชน์มากเมื่อพล็อตการเปลี่ยนแปลงขนาดเมื่อเวลาผ่านไปของวัตถุเป้าหมาย และมักจะรวบรวมเป็นเส้นโค้งแสง^{[ 5 ]}

สำหรับวัตถุที่มีขนาดแผ่ขยายในอวกาศ เช่นกาแล็กซีมักจะสนใจการวัดการกระจายความสว่างในอวกาศภายในกาแล็กซีมากกว่าการวัดความสว่างรวมของกาแล็กซีเพียงอย่างเดียวความสว่างพื้นผิว ของวัตถุ คือความสว่างต่อหน่วยมุมตันเมื่อมองจากภาพฉายบนท้องฟ้า และการวัดความสว่างพื้นผิวเรียกว่าการวัดแสงพื้นผิว^{[ 10 ]}การประยุกต์ใช้ทั่วไปคือการวัดโปรไฟล์ความสว่างพื้นผิวของกาแล็กซี ซึ่งหมายถึงความสว่างพื้นผิวเป็นฟังก์ชันของระยะทางจากศูนย์กลางของกาแล็กซี สำหรับมุมตันขนาดเล็ก หน่วยมุมตันที่มีประโยชน์คือตารางอาร์คเซคอนด์และความสว่างพื้นผิวมักจะแสดงในหน่วยแมกนิจูดต่อตารางอาร์คเซคอนด์ เส้นผ่านศูนย์กลางของกาแล็กซีมักจะกำหนดโดยขนาดของไอโซโฟตแมกนิจูด ที่ 25 ในแถบสีน้ำเงิน B ^{[ 35 ]}

ในการวัดแสงแบบบังคับจะทำการวัดที่ตำแหน่ง ที่กำหนด แทนที่จะเป็นวัตถุ ที่กำหนด เรียกว่า "บังคับ" ในความหมายที่ว่าสามารถทำการวัดได้แม้ว่าจะไม่มีวัตถุที่มองเห็นได้ (ในช่วงสเปกตรัมที่สนใจ) ในตำแหน่งที่กำลังสังเกต การวัดแสงแบบบังคับช่วยให้สามารถดึงค่าความสว่าง หรือค่าขีดจำกัดบนของความสว่าง ณ ตำแหน่งท้องฟ้าที่เลือกได้^{[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

มีโปรแกรมคอมพิวเตอร์ฟรีจำนวนมากที่สามารถใช้ในการวัดแสงด้วยรูรับแสงสังเคราะห์และการวัดแสงด้วยการปรับ PSF ได้

SExtractor ^{[ 39 ]}และAperture Photometry Tool ^{[ 40 ]}เป็นตัวอย่างที่นิยมใช้สำหรับการวัดแสงแบบรูรับแสง โดยตัวแรกมุ่งเน้นไปที่การลดข้อมูลการสำรวจกาแล็กซีขนาดใหญ่ และตัวหลังมีอินเทอร์เฟซผู้ใช้แบบกราฟิก (GUI) ที่เหมาะสมสำหรับการศึกษาภาพแต่ละภาพ DAOPHOT ได้รับการยอมรับว่าเป็นซอฟต์แวร์ที่ดีที่สุดสำหรับการวัดแสงแบบ PSF-fitting ^{[ 32 ]}

นอกจากนี้ Photutils ^{[ 41 ]}ซึ่งเป็นแพ็กเกจของโครงการ Astropyยังมีเครื่องมือสำหรับการวัดแสงทั้งแบบรูรับแสงและแบบ PSF-fitting อีก ด้วย

มีองค์กรจำนวนมาก ตั้งแต่ระดับมืออาชีพไปจนถึงระดับสมัครเล่น ที่รวบรวมและแบ่งปันข้อมูลทางโฟโตเมตริก และเผยแพร่ข้อมูลเหล่านั้นทางออนไลน์ บางเว็บไซต์รวบรวมข้อมูลเป็นหลักเพื่อเป็นแหล่งข้อมูลสำหรับนักวิจัยคนอื่นๆ (เช่น AAVSO) และบางเว็บไซต์ขอรับการบริจาคข้อมูลเพื่อการวิจัยของตนเอง (เช่น CBA)

• สมาคมผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งอเมริกา ( AAVSO ) ^{[ 42 ]}
• Astronomyonline.org ^{[ 43 ]}
• ศูนย์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์หลังบ้าน (CBA) ^{[ 44 ]}

• อัลเบโด
• เครื่องมือวัดค่ารูรับแสง - ซอฟต์แวร์
• ฟังก์ชันการกระจายการสะท้อนแบบสองทิศทาง
• พารามิเตอร์ Hapke
• การวัดรังสี
• การสำรวจการเลื่อนแดง
• สเปกโทรสโกปี

• "ลิงก์การวัดแสง" . CSIRO : ศูนย์กล้องโทรทรรศน์แห่งชาติออสเตรเลีย . 8 พฤษภาคม 2019.