光电光度计是光电效应使用观察装置，该天体用于测量的亮度的目的望远镜附着到。它用于检测来自天体光检测器作为光电倍增管和光电二极管等。

在典型的光电光度计中，作为视野确认光学系统，在光阑的前面放置有用于倾斜的45度反光镜和广角目镜，并在目镜上拉伸了带有照明的十字准线。调整天体，使天体到达十字准线的交点并将镜子翻转45度时，天体到达光阑的中心。可以根据天体的大小和亮度从几种类型的转塔中选择膜片孔的直径。膜片后面是一个后视镜，它是一个类似于低倍显微镜的光学系统，可以通过放大膜片来观察，该光学系统装有一个反光镜，因此您可以查看目标天体是否偏离膜片。在光圈和光电倍增管的光电阴极之间放置一个Fabry透镜，并设置其位置，以便将望远镜的主镜（物镜）的真实图像连接到光电阴极。这样，望远镜的主镜会被目标恒星的光均匀照射，因此即使目标恒星在光圈中的位置发生偏移，均匀光也始终会撞击到光电阴极的固定位置，没有光度错误发生。此外，如果将光圈和法布里透镜之间的距离设定为与法布里透镜的焦距分开，则通过法布里透镜的光成为平行光束，并且获得由其后设置的滤光器设计的光学特性。滤光镜通常装在转塔中，可以选择几种类型的滤光镜，这些滤光镜的透射特性适合于以下描述的测光系统。最后，目标天体的光到达探测器。

作为用于测量光强度的电路方法，主要存在DC放大方法和光子计数方法。可以通过光电效应将光子转换成电子（该比率称为量子效率）。直流放大方法是将转换后的电子输入到直流放大器并记录信号，并且一直使用到实现宽带电子电路。另一方面，可以通过将弱光分解为单个光子来检测弱光（单光子事件），如果将光电倍增管或雪崩光电二极管用作检测器，则将一个光电转换的电子转换为元素。它可以被放大成一束电子。如果脉冲输入到计数器，则可以计算光子数。这是光子计数光子计数，称为光子计数器。

天文物体，尤其是恒星光，可以近似视为黑体辐射，并且该光的峰值波长在可见范围内，因此，如果您比较每个波段提取的亮度除以合适的滤光片，您可以准确知道恒星的表面温度。标准UBV系统由RCA光电倍增管1P21和有色玻璃滤光器分为三种颜色，首先由美国Johnson和Morgan建立为标准光度系统，并用于高精度恒星分类。特别是，通过星光团的光电光度法获得的色度图极大地促进了恒星演化的研究。然后，X框架格伦 uvbyβ系统等计量系统，由于进行了研究。除了在较长波长侧的RI外，用JHKLMN …扩展的光度学带还用于X天文学。R和I乐队包括Johnson和Cron和Cousins所定义的乐队，但现在CCD变得很流行，Johnson的UBV + Cron Cousins的RI（通常称为Rc，Ic）它经常被使用。

测量地面天体亮度的主要方法有三种。

X光度法

它将天体的光度与地面上经过良好校准的标准光源（例如，使用铂的X温度的黑体炉）进行比较，并测量其X值。由于是通过大气层进行观测，因此有许多困难需要克服。

全天空测光

与目标天体一起，对不同天顶距离的标准恒星（在光度系统中定义其大小和颜色指数的恒星）进行光度测光，并执行大气调光和转换因子校正（尤其是此过程）这称为“减少”减少，并且天体的大气外大小和颜色指数位于使用的光度系统中。如果在光度学夜晚进行仔细的观察和收缩，则精度将为0.01级。

相对光度法

这是一种找到目标天体与附近恒星（比较星）之间大小差异的方法。它是一种光度法，用于检查目标天体的精确大小变化，如果仔细观察和收缩，它的精度可以达到毫米级。不得更改要用作比较星的星，并且要提高其光度测量精度，不仅必须靠近目标天体，而且还必须选择坡度和颜色与目标天体相似的对象有。为了在测光系统中获得正确的值，有必要对所用的比较星进行全天候测光（在其他时间）。

光电测光观测，乔尔斯特宾斯开始通过附着根据望远镜硒光电池所进行的实验中，高精度的测量的执行结果，陵基绑的子最小的发现，那么靠近双星系统和变星的研究为发展做出了贡献 关于检测器历史的有趣之处在于它是半导体元件（硒光电管）→ 真空管元件（光电倍增管）→半导体元件（CCD图像传感器）的祖先。

在最近的光度学观察中，已经专门使用了能够与比较星同时进行光度学的冷却的CCD相机，这在光度学精度方面是有利的。仍有进行双管活动的空间。