例えば球状星団のような、非常に混んでいる領域で測光を行う場合は、恒星の像が大幅に重なり合っていることがあるので、それらを分離する手法を用いる必要がある。星像にPSFの輪郭を当てはめることで、個々の恒星の明るさを推定するPSF測光が、その代表的な手法である[9]。
表面測光

銀河などのように広がった天体では、銀河全体で合計した明るさよりも、銀河内における明るさの空間分布の方が重要であることは少なくない。天球面に投影された天体の、単位立体角当たりの明るさを表面輝度と言い、表面輝度を測定するための測光手法を表面測光（surface photometry）と言う。実際の観測でよく行われるのは、表面輝度を銀河の中心からの距離の関数として表す表面輝度分布を測定することである。立体角の単位としては、平方秒がよく用いられ、表面輝度は、1秒平方当たりの等級で表されることが多い。
較正

測定された天体のカウント数から換算される明るさは器械等級であり、真の等級を決めるためには、何らかの方法で較正をする必要がある。どのような方法で較正するかは、測光方法によって決まる。相対測光は、複数の天体を観測し、その相対的な明るさから等級を求める手法である。絶対測光は、天体の明るさをエネルギーの単位で直接測定する手法である。差測光は、目標天体単独の等級ではなく複数天体間の等級差を測定する手法である。一般的に、差測光が最も測定精度が良く[10]、絶対測光が最も精度を上げるのが難しい。また、天体の見かけの明るさが暗くなる程、正確な測光が難しくなる。
絶対測光

絶対測光（absolute photometry）は本来、黒体炉などの実験室系の光源を比較光源として、目標天体からの光を直接エネルギーの単位で測定する[10]。しかし、この本来の手法による天文観測の実績は、多くない。

或いは、望遠鏡・観測装置の光学系の効率や地球大気の減光量について、係数が全てわかっていれば、測定値から目標天体の明るさの絶対値が計算でき、これを絶対測光ということもある。この場合、大気減光量は時々刻々と変化し、実際には測定できないので、目標天体を複数の異なる空気関数（英語版）（airmass）で観測し、その測定値から大気減光を受けない場合の明るさを推定する[5]。大気の影響を受けない宇宙機による観測では、絶対測光が一般的に行われている。
相対測光

相対測光（relative photometry）では、明るさの基準となる最寄りの標準星と明るさを比較することで、目標天体の明るさを求める[1][10]。その際、標準星の明るさのカタログ値との差から、装置内の効率や大気減光、観測で使用した測光システムから国際的に認められた標準測光システムへの変換について、評価し補正する。標準測光システムにおける確立された標準星の数は限られるので、多くの場合目標天体と標準星、それぞれを交互に観測する。その場合でも、雲の有無や空気関数などの条件が目標天体と標準星でなるべく同じになるようにする。そのような標準星を選べない場合は、空気関数の異なる標準星を複数観測し、それによって大気減光を推定し、補正する。
差測光

差測光（differential photometry）は、目標天体と比較星（参照星）を同じ視野に捉えて直接比較し、その器械等級差を測定する手法で、較正が最も単純で、連続した観測に有用である[10]。CCD測光の場合、目標天体と比較星を同一画像で、同じ光学系で観測することになり、装置効率や大気減光は同じとみなすことができ、それらの誤差要因の殆どを打ち消せるので、器械等級の差が単純に、目標天体と比較星の等級差となる。この手法は、明るさが時間によって変化する目標天体を追跡し、光度曲線を作る場合に非常に有効である。
応用色等級図の一例。球状星団M3の色等級図

測光観測の結果は、逆二乗則と組み合わせることで、天体までの距離が決まれば天体の光度を決めることができ、逆に天体の光度がわかっていれば天体までの距離を求めることができる。

天体の他の物理的性質、例えば温度や化学組成などは、分光測光で決められる可能性がある[5]。例えば、複数天体を2つのフィルターを通して観測すると、色等級図を作成することができる。これは、恒星の場合には、観測量だけで作成できるヘルツシュプルング・ラッセル図の一種ということになる。

測光は、変光星[10]、小惑星[11]、活動銀河核[12]といった天体の明るさの変化を調べたり、太陽系外惑星のトランジット[13]を検出するのにも有効な手法である。それらの変光の観測は例えば、食連星の公転周期や半径の決定、小惑星や恒星の自転周期の決定、超新星の全放出エネルギーの推定などに用いることができる。