Astrofotografi, fotografiens tillämpning vid astronomiska observationer, har först under de sista årtiondena vunnit större betydelse, men räknar sina anor tillbaka till fotografikonstens upptäckt genom Daguerre och Niepce. Omedelbart derefter, 1839, framställde nämligen Arago en daguerreotypi af månen, dock utan att å densamma lyckas erhålla några detaljer. Derefter anställdes vid Harvard College-observatoriet i Cambridge (Nord-Amerikas Förenta stater) astrofotografiska experiment på initiativ af dess direktor, den framstående astronomen W. C. Bond. Der togs d. 17 Juli 1850 med ett 15 tums eqvatoreal den första daguerreotypbild af en fixstjerna (Vega). Af dubbelstjernan a Geminorum erhölls, i det de båda komponenterna sammanflöto till ett, en oval bild, under det att polstjernan (af 2: dra storleken) icke förmådde göra något intryck på den preparerade silfverplattan. Försöken återupptogos 1857 af dåvarande direktorn G. P. Bond med användning af kollodiumplåtar, hvarvid det lyckades att fotografera stjernor till 6:te storleken, och stjernor af 2:dra storleken framkommo med 8 sekunders exposition. Äfven mätningar af plåtarna för bestämningen af de fotograferade stjernornas inbördes lägen företogos. I de i banden 57–59 af »Astronomische nachrichten» publicerade redogörelserna för dessa försök framhålles äfven huru stjernornas relativa ljusstyrka genom uppmätning af den större eller mindre diametern af de bilder, som starkare eller svagare stjernor framkalla, kan bestämmas, hvarjämte påpekas fördelen af fotografiens användning vid studiet af stjerngrupper (se d. o.).
Dessa experiment upprepades snart af de la Rue i London och Rutherfurd (1816–92) i New York. Den senare konstruerade särskilda objektiv för fotografiskt ändamål (11 och 13 tum), först blott genom att framför eller bakom en vanlig akromatisk dubbel-lins foga en tredje lins af lämplig form, senare genom beräkning af (de sferiska ytorna till) dubbel-linssystem så, att de blefvo akromatiserade för de aktiniska (kemiskt verksamma) strålarna, och det lyckades honom så allt fortfarande med användning af våta (kollodium-)-plåtar, drifva noggranheten så långt, att exempelvis hans månfotografier ernådde en skärpa, som tillät förstoring intill 1/2 m. i diameter och att stjernor af 9:de storleken kunde fotograferas. Resultaten af dessa observationer, för hvilkas reduktion Rutherfurd äfven konstruerade en mikrometerapparat, hafva först under de sista åren genom Rees, Jacobi och Davis vid Columbia College i New York börjat publiceras. Rutherfurd framställde äfven, 1864, det första (med tillhjelp af kolsvaflaprisma erhållna) fotogram af solspektrum, innehållande tre gånger så många linier som Kirchhoff-Bunsens atlas, och ökade än mer, sedan han konstruerat ett interferensgitter, denna skärpa, som sedermera först i nyaste tid överträffats af de Rowlandska fotogrammen af solspektrum. — Utom genom synnerligen skarpa månfotografier, som blifvit reproducerade i Nasmyth och Carpenters skrift »The moon: her motion, aspect, scenery and physical conditions» (1873), befordrade de la Rue den astrofotografiska forskningen genom konstruktion af en s. k. fotoheliograf för regelmässiga fotografier af solen med dess näckar, facklor och protuberanser, hvilken apparat sedermera vid de nord-amerikanska Venus-expeditionerna kom till utsträckt användning. En del af de la Rues egna solfotografiska undersökningar är publicerad af honom sjelf jämte Balfour-Stewart och Löwy i »Researches on solar physics» (1865–68).
Samtidigt med dessa båda mäns forskningar var W. Huggins i London sysselsatt med undersökningar öfver fixstjernornas spektra och gjorde dervid ett försök att för detta slags observationer göra fotografien tjenstbar. Han erhöll äfven en fotografi af Sirius' spektrum, dock så ofullständig, att inga spektrallinier kunde urskiljas. Det första lyckade fotografiska stjernspektrum erhöll amerikanen Henry Draper 1872, nämligen af Vega med 4 synbara spektral-linier.
Genom upptäckten af de torra (gelatin-) plåtarna fördes astrofotografien in i ett nytt skede, dels genom möjligheten att exponera dessa längre än de våta plåtarna, dels ock genom de torra plåtarnas större ljuskänslighet. Det var Draper, som 1881 började använda dylika plåtar och dermed dref den fotografiska skärpan derhän, att han exempelvis på en fotografi af Orion-nebulosan erhöll intryck af en stjerna af 15:de storleken. Då denna stjerna genom okular observation endast med användning af ett instrument af samma dimensioner som det använda fotografiska kunde upptäckas, hade fotografiplåten således nu blifvit lika känslig som ögat.
Att omnämna efter denna epok i astrofotografiens historia äro Commons (London) fotografi af Orion-nebulosan, Espins (i »Transactions of the Liverpool astronomical society», 1884), publicerade katalog af 500 stjernor, hvilkas relativa ljusstyrka fotografiskt blifvit bestämd, Isaac Roberts i Liverpool medelst spegelteleskop utförda fotografier af Orion-nebulosan och Andromeda-nebulosan, företeende den finaste detalj och särskildt beträffande den senare en tydligt spiralformig struktur, som vid okularinspektion af detta objekt icke framträder. Dessa båda fotografier hafva reproducerats i en nyligen af Roberts utgifven astrofotografisk atlas. Härtill komma Pritchards i Oxford fotografiska bestämningar af stjernparallaxer samt undersökningar å det ofvannämnda Harvard-College-observatoriet under dess nuv. direktor, E. C. Pickering. De senare förskrifva sig från 1882 och bestå i fotografiska positions- och storleksbestämningar af dubbelstjernor samt i tvänne större fotografiska observationsserier, omfattande alla himmelens stjernor till en viss storleks klass från — 25° deklination till nordpolen (jfr Zonobservationer), den ena serien för deras fotometriska bestämning och katalogisering, den andra för erhållande af fotografier af deras spektra. Vid den senare observationsserien var ett (objektiv-) prisma af dimensioner motsvarande tubens objektiv anbragt framför detta, hvilket medför den fördelen gent emot prismats anbringande vid fokus, att samtidigt flere stjernspektra — vid ifrågavarande observationer ofta öfver 100 — erhållas på samma fotografiska plåt. Med 5 minuters exposition erhöllos inom 10° omkrets spektra af alla stjernor större än 6:te storleken.
Det afgörande steget för fotografiens systematiska användning i största utsträckning för astronomiska ändamål skulle emellertid tagas från Frankrikes sida. Vid observatoriet i Paris hade assistenterna Prosper och Paul Henry 1872 påbörjat en serie (okular-) observationer för fullständigande af Chacornacs kartor öfver ekliptikan (jfr Stjernkarta). Detta ansträngande arbete blef dem öfvermäktigt då de kommo till den trakt af himmelen, der vintergatan korsar ekliptikan. Der skulle några af deras kartor af 5 qvadratgraders omfång hafva kommit att innehålla 15,000–18,000 stjernor. De togo då sin tillflykt till fotografien och konstruerade, såsom förut Rutherfurd, ett för kemiska strålar akromatiseradt objektiv af 16 cm. öppning. Då detta visade sig synnerligen användbart — det tog stjernor till 12:te storleken —, tillät observatoriets direktor, amiral Mouchez, förfärdigandet af ett 33 cm. objektiv. Med detta hade 1886 fotograferats: 1) flere tusen stjernor till 16:de storleken, af hvilka de svagaste undgå direkt observation under Paris' himmel, 2) Orion-nebulosan samt en nebulosa vid stjernan Maia i Plejaderna, dittills oupptäckt, men sedermera direkt sedd med refraktorerna i Nizza och Pulkova, 3) Saturnus' och Neptunus' drabant i alla delar af banan, 4) talrika dubbelstjernor och stjerngrupper.
Med anledning af dessa framgångsrika undersökningar vid Paris-observatoriet, för hvilka Mouchez redogjort i »La photographie astronomique à l'Observatoire de Paris» (1887), utfärdade franska vetenskapsakademien på Mouchez' förslag en inbjudning till en internationel astrofotografisk kongress. I denna Conférence internationale astronomique, som öppnades i Paris d. 16 April 1887, deltogo 22 representanter för Frankrike och 36 delegerade från 16 andra stater. De vigtigaste resultaten af öfverläggningarna vid denna kongress, hvars hufvuduppgift blef att fastställa ett program för internationel kartläggning af himmelssferen, kunna sammanfattas i följande punkter: 1) De föreslagna internationella fotografiska observationerna afse utförandet af en karta öfver himmelssferen i form af ett visst antal fotografiplåtar, hvilka samfäldt omfatta hela sferen. Expositionstiden skall tagas så lång, att å hvarje plåt alla inom motsvarande område af sferen befintliga stjernor till och med 14:de storleken (enligt den i Frankrike antagna skalan) reproduceras. Stjernstorlekarnas definitiva fastställande reserveras för en senare bestämning enligt fotografisk skala. 2) De fotografiska observationerna skola utföras med instrument, som till sina väsentliga delar äro identiska. 3) Vid desamma skola uteslutande refraktorer komma till användning, då reflektorerna, såsom mindre lättskötta och fordrande mera speciel uppmärksamhet af observatören, ansågos olämpliga vid ett gemensamt företag af många skilda Observatorier. 4) Objektivöppningen fastställes till 33 cm. och fokalvidden till 3,43 m., så att 1 bågminut å plåten kommer att motsvaras af 1 mm. Med dessa dimensioner hos objektivet fordras omkr. 1/4 timmes expositionstid för erhållande af 14:de storlekens stjernor. 5) Objektivets akromatism skall beräknas för våglängder nära den Fraunhoferska linien G. 6) Synfältet (plåtens utsträckning) skall omfatta minst 1° räknadt från centrum. Härmed komma (med dubbla serier, se nedan) 8,000–10,000 plåtar på hela himmelssferen. 7) Alla plåtar skola vara framställda enligt en och samma formel och pröfvas vid en gemensam för detta ändamål inrättad byrå. 8) För att eliminera sådana fel hos plåtarna, som kunna orsaka stjernlika punkter eller s. k. tillfälliga stjernor, skola två serier negativer tagas öfver hela himmelen. Dessa båda serier skola arrangeras så, att bilden af en stjerna i hörnet af en plåt faller så nära centrum som möjligt på den nästföljande plåten. 9) Utom denna observationsserie för den fotografiska himmelskartan skall ännu en annan serie plåtar fotograferas, hvilka skola mikrometriskt uppmätas för uppställande af en stjernkatalog. Dessa supplementära negativ skola omfatta blott till 11:te storlekens stjernor. Expositionstiden reduceras derigenom för dessa plåtar till omkr. 1 minut. Genom en sådan katalog skulle antalet kända stjernor tiodubblas. 10) Hvar och en af dessa senare plåtar skall förses med fotografi af ett noggrant rektangulärt nät för att möjliggöra upptäckt och elimination af sådana fel, som kunna uppstå genom den ljuskänsliga gelatinhinnans deformation under framkallningsprocessen, i det korspunkterna af detta nät skola tjena som fixpunkter vid plåtarnas uppmätning med mikroskop.
Att besluta med afseende på öfriga detaljer i arbetet tillsattes en af 11 medlemmar bestående permanent kommission, som sammanträder hvarje år. En särskild komité nedsattes dessutom att fatta beslut angående utförandet af andra astrofotografiska undersökningar än de ofvannämnda rörande himmelskartan. Till deltagande i det af Paris-kongressen planerade fotografiska samarbetet hade 1888 tretton Observatorier anmält sig.
Astrofysikaliska observatoriet i Potsdam, åt hvilket kongressen uppdrog utförandet af förundersökningar för det planerade arbetet, har sedan dess utom redogörelse för sådana provisoriska arbeten publicerat flere astrofotografiska undersökningar. Såsom betecknande af gjorda framsteg i konstruktionen af Potsdams-objektivet äro särskildt att nämna professor J. Scheiners fotografi samt uppmätning och katalogisering af stjerngruppen i Hercules (833 stjernor), en stjerngrupp, som å förut tagna fotografier företedde en mot dess centrum allt otydligare sammangyttring af stjernpunkter, så att det icke var att tänka på dess mikrometriska uppmätning. Dertill kommer en fotografisk genommönstring af stjernspektra, hvilka i Potsdam erhållits med en skärpa vida öfverträffande t. ex. de amerikanska fotogrammen vid Harvard-College-observatoriet, för bestämning af stjernornas rörelse i synliniens riktning. Under samma klass af undersökningar falla de likaledes i Potsdam på fotografiskt-spektrografisk väg gjorda upptäckterna, att vissa variabla stjernor (se d. o.) äro dubbelstjernor med så liten distans mellan komponenterna, att de med huru stark förstoring som hälst omöjligen kunna optiskt skiljas. K. B.