天体测量学，是天文学中最先发展起来的一个分支，其主要任务是研究和测定天体的位置和运动，建立基本参考坐标系和确定地面点的坐标。天体测量依观测所用的技术方法和发展顺序，可以分为基本的、照相的、射电的和空间的四种。

确定天体的位置及其变化，首先要研究天体投影在天球上的坐标的表示方式、坐标之间的关系和各种坐标修正，这是球面天文学的内容。天体的位置和运动的测定属于方位天文学的内容，是天体测量学的基础。

天体测量依观测所用的技术方法和发展顺序，可以分为基本的、照相的、射电的和空间的四种。把已经精确测定位置的天体作为天球上各个区域的标记，选定坐标轴的指向，就可以在天球上确定一个基本参考坐标系，用它来研究天体（包括地球和人造天体）在空间的位置和运动。这种参考坐标系，通常用基本星表或综合星表来体现。

以天体作为参考坐标，测定地面点在地球上的坐标，是实用天文学的课题，用于大地测量、地面定位和导航。地球自转的微小变化，都会使天球上和地球上的坐标系的关系复杂化。

为了提供所需的修正值，建立了时间服务和极移服务。地球自转与地壳运动的研究又发展成为天文地球动力学，它是天体测量学与地学各有关分支之间的边缘学科。天体测量学的这些任务是相互联系，相互促进的。

天体测量学的起源可以追溯到人类文化的萌芽时代。远古时候为了指示方向、确定时间和季节，先后创造出日晷和圭表。对茫茫星空的观测，导致划分星座和编制星表，进而研究太阳、月球和各大行星在天球上的运动。当时的天体测量学既奠定了历法的基础，又确认了地球的自转和公转在天球上的反映，从而逐渐形成古代的宇宙观。因此，早期天文学的主要内容就是天体测量学。

根据浩瀚的天体测量资料，经过精心研究得出的开普勒行星运动三大定律，为天体力学的建立创造了重要条件。天体力学与天体测量学一向是密切配合的，依靠观测太阳、月球、大行星和小行星的大量资料和天体力学的研究方法，总结出太阳系天体（特别是地球和月球）的运动理论。它不但为太阳系演化的研究提供素材，而且是测定天文时间与导航工作的重要依据。

在航天时代，天体测量技术的提高与天体力学方法的改进更是相辅相成，互相推动。例如，研究人造卫星和宇宙飞行器的轨道，研究地球和月球运动的细节，都需要天体力学与天体测量学的配合。

对恒星的位置、自行和视差观测所得到的恒星的空间分布和运动状态的资料，是研究天体物理学，特别是研究恒星天文所需的基本资料。对银河系结构、星团和星协动力学演化、双星系统和特殊恒星的研究及宇宙学的研究，都需要依据大量的天体测量资料，这就对天体测量学提出更高的要求。

目前的天体制量的手段，已从可见光观测发展到射电波段，以及红外、紫外、X射线和γ射线等波段的观测；在观测方式上，已由测角扩展到测距；观测所在地已由固定天文台发展为流动站、全球性组网观测以及空间观测；观测精度正在走向千分之一角秒和厘米级观测的天体也向星数更多、星等更暗的光学恒星、星系射电源和红外源等扩展。

可以预期，现代的天体测量学不但能以厘米级的精度完成实用天文学的任务，建立更理想的基本参考坐标系，进一步推动天文地球动力学的研究，而且还能提供十分丰富的基础资料，为天体物理学、天体演化学和宇宙学的新理论开辟道路。

通过研究天体投影在天球上的坐标，在天球上确定一个基本参考坐标系，来测定天体的位置和运动，这种参考坐标系，就是星表。在实际应用中，可用于大地测量、地面定位和导航。地球自转和地壳运动，会使天球上和地球上的坐标系发生变化。为了修正这些变化，建立了时间和极移服务，进而研究天体测量学和地学的相互影响。古代的天体测量手段比较落后，只能凭肉眼观测，对于天体测量的范围有限。随着时代的发展，发现了红外线、紫外线、X射线和γ射线等波段，天体测量范围从可见光观测发展到肉眼不可见的领域，可以观测到数量更多的、亮度更暗的恒星、星系、射电源和红外源。随着各种精密测量仪器的出现，测量的精度也逐渐提高。

在天文学产生后的一段很长时间里，人类只限于用肉眼观测太阳、月亮、行星和恒星在天空中的位置，研究它们的位置随时间变化的规律。在对星星测量的基础上，古代的天文学家注意到恒星在天空的位置相对不动，由此绘制出星图，划分星座和编制星表；进而研究太阳、月亮及行星的运动，在测量天体视运动的基础上编制历法。

17世纪初发明了望远镜；17世纪下半叶又创立了微积分，发现了万有引力定律。拥有望远镜的巴黎天文台和格林尼治天文台相继建立起来了。天体测量学的新发现，如光行差现象、地轴的章动现象、恒星视差的测定等等接连为人们所认识，天体测量学的成果通过时间服务和历书编算（即授时和编历）等，被运用到大地测量和航海事业等方面。

远古时候，并没有现在的时钟和日历，人们通过对太阳的观察，发明了日晷，根据阴影的长短来判断时间。

为纪念这一学科的重要性，小行星25000被称为“天体测量”（Astrometria）。为了航海的需要，法国首先于1671年设立了巴黎天文台，英国也不甘落后，于1675年设立了格林威治皇家天文台。后来俄国的普尔科沃天文台、美国的华盛顿海军天文台也相继建成。而这个时期从事天体测量工作的主要是以天文台为基地的专业天文工作者。

在航海天文学上发挥最大作用的是英国格林威治天文台，它的第二任台长是哈雷，21岁那年他毅然放弃获得学位的良机，决心去测量南天星辰的位置。在父亲的支持下，携带观测仪器，来到南大西洋，建立了一座临时天文台，一年之内便作成了第一个南天星辰表，这使他在22岁时便享有盛名，称他为“南天的第谷”。他与牛顿一见如故，致力于彗星轨道的研究，应用万有引力定律，把所有能找到充分观测资料的彗星轨道一一推算出来。他发现1531年、1607年和1682年3次观测的彗星轨道十分相似，而且预言这颗彗星将在1758年和1759年再次归来，它果然如期而来，但哈雷已于1742年去世，为了纪念他的功绩，人们把这颗彗星命名为“哈雷彗星”。

1716年哈雷曾经建议观测1761年和1769年金星凌日（即金星过日面现象）来测定太阳的距离。但到实测之时哈雷却不能亲身观测了，但哈雷的建议还是实现了，而且成为观测太阳距离的一个好办法。1718年哈雷还发现了一个重要现象：恒星自行。哈雷得出结论，恒星并不是固定的，而是有它们自己的“自行”。自古以来人们总认为恒星是固定在天球上的，哈雷终于彻底打破了这个“恒星天球”。他的这一发现，在恒星天文学上开辟了广阔的园地。月亮的运行长期加速现象也是哈雷的又一重要发现。

由于人们承认日心体系，又因天体距离测量的需要，人们迫切想知道地球的大小。18世纪以来，人们又努力去探讨地球的扁平形状问题。牛顿曾从理论上推测，地球的形状是两极较扁而赤道部分突出。牛顿的看法遭到了法国学者的反对，经测量巴黎天文台认为地球是西瓜形的。争论从17世纪末开始，一直延续了半个世纪之久。

为了测量准确，法国派遣远征队，到秘鲁和北极圈实地测量，用测量数据证明牛顿的理论是正确的。根据万有引力，还测量了地球的质量。

地球到太阳的距离通常是用太阳的地心视差来表示。地心视差指的是地球半径对天体的张角。知道了这个角，有知道了地球半径的长度，地球到某一天体的距离就很容易求出了。但困难的是太阳距离地球很远，直接测量地心差误差很大，于是天文学家转而去求行星的视差。

哈雷早就提出利用金星凌日来测得太阳视差的办法。1761年和1769年天文学家做了充分的准备，组织了不少远征队到世界各地去，求得太阳视差为8’’8，被世界承认，直到1967年国际天文界都采用这个数据。

19世纪恒星测量学已经发展得相当完善，可以很精确地测定出恒星的方位，到19世纪末，运用三角视差求出距离的恒星已经多达七十余颗。19世纪中叶在太阳物理学的刺激下，恒星物理学发展起来，促使天文学家使用分光镜研究恒星。意大利教授赛奇把恒星按照光谱分成4类，即白星、黄星、橙红星、深红星，赛奇认识到这样的分类是和恒星的温度有关的；英国的哈斯根弄清了这些恒星的化学组成，指出亮星具有和太阳相同的化学组成，它们的光线来自下层炽热物，穿过高层具有吸收能力的大气层而向外辐射。

日趋成熟的太阳光谱研究，相当于把地球上的动植物种属进行了仔细的分类，19世纪后期光谱工作的结果以更精细更有意义的方式，将恒星按光谱型分了组，从而使天文学家们产生了恒星演化的想法，这一想法在20世纪结出了丰硕的成果。

1957年人类进入太空时代以后，对太阳系的研究发生了根本的变化，对月球进行多学科的研究。1961年美国“阿波罗”计划开始，先后执行“徘徊者”、“月球勘测者”、“月球轨道飞行器”三个辅助计划，1966年正式实施“阿波罗”登月计划，1972年结束。1969年7月20日“阿波罗”实现了第一次人类登月的创举。对月球进行了观测、照相、采样，还在月面上安装了各种实验仪器，发射了月球卫星。

“阿波罗”飞行获得了大量关于月球的科学资料，详尽地揭示了月球表面的结构特征，月面物质的化学成分、光学和热学的物理特性，并探测了月球的重力、磁场和月震等。前苏联的“月球号”探月计划，首次拍得月球背面照片，据此天文学家绘制了世界第一张月背图。

该计划的实施，使月球有了自动科学站，由地面站操纵，在月球上自动执行考察任务。对月球的太空探测，使人类对它的认识进入了崭新阶段，对月球的深层研究开始。

在对行星和卫星的空间探测中美国和前苏联处于主导地位，通过发射探测器使人类可以到行星附近去观测，还可以掘取土样，做化学、物理的实验分析。一系列探测活动使我们得到了大量清晰的行星极其卫星的各种照片和大量科学数据。人们研究太空行星是从地球开始的。发射的人造天体都不同程度对地球做了多种考察，提供了大量新资料，精确测定其形状、获得监测天气图，非常清楚地知道了地球是怎样“工作”的。

人类关注的第二颗行星是火星。这颗红色的星球自古以来就对天文学家有一种诱惑力，它是我们地球的邻居。1964年美国“水手4号”拍摄了火星照片，发现了火星表面有不少像月球上那样的环行山，1971年发现火星上有巨大的火山、峡谷和宽敞的河床，还特别做了生物探测实验，结果表明火星上不存在生命。美、苏两国的探测活动揭开了金星表面的神秘面纱，原来金星表面被一层浓密的大气包围，大气中的二氧化碳含量占97%以上，产生极为强烈的温室效应，致使其表面温度高达465~485℃，而且基本上没有地区、季节、昼夜的区别。金星表面大气层顶部存在着与其自转方向相同、速度高达320千米/秒的大环流。金星表面的大气压约为地球的90倍，而且有非常频繁的放电现象。金星表面被浓云密雾所覆盖，用普通摄影的方法无法了解其表面真实情况，美国科学家用雷达手段，对金星表面93%的地形进行勘察，绘出了精密的金星表面图，金星的表面被名为玄武岩的火成岩覆盖着。

截止21世纪，只有一艘探测器探测过水星，美国“水手10号”曾3次飞临水星，对水星表面60%的区域做了摄影考察，得到大量水星情报。水星的表面很像月球，有大大小小的环形山，其表面大气一直非常稀薄，昼夜温差十分悬殊。“水手10号”还发现水星有磁场，与地球磁场相似，是偶极场。

木星和土星是各种媒体和人们关注最多的话题，是行星探测器光顾最多的两颗行星，发回了大量照片，获得重大发现，包括木星环、极光、木卫一的火山爆发和关于5颗木卫的精彩照片，证实了木星的磁层、磁场、辐射带和极光。

天所谓经典天文学是指天体测量学和天体力学。天体测量学主要是研究和测量天体的位置和运动的，它是天文学中最先发展起来的一个分支，可以说，早期天文学的内容就是天体测量学。天体力学是研究天体运动和形状的科学，它是在天体测量学的基础上发展起来的。开普勒提出的行星运动三定律，为天体力学的建立创造了条件。牛顿提出的万有引力定律则奠定了天体力学的基础。18世纪天文学的主流是为了制定历法和航海的需要而进行的精密的子午线观测、月球运动的观测和日地距离的测定等，所以天体测量学占主导地位。但在18世纪末，天体力学取得了与天体测量学并肩的地位。

天体力学与天体测量学一向是密切配合的，依靠观测太阳、月球、大行星和小行星的大量资料和天体力学的研究方法，总结出太阳系天体（特别是地球和月球）的运动理论。它不但为太阳系演化的研究提供素材，而且是测定天文时间与导航工作的重要依据。在航天时代，天体测量技术的提高与天体力学方法的改进，更是相辅相成，互相推动。例如，研究人造卫星和宇宙飞行器的轨道，研究地球和月球运动的细节，都需要天体力学与天体测量学的配合。

对恒星的位置、自行和视差观测所得到的恒星的空间分布和运动状态的资料，是研究天体物理学，特别是研究恒星天文所需的基本资料。对银河系结构、星团和星协动力学演化、双星系统和特殊恒星的研究及宇宙学的研究，都需要依据大量的天体测量资料，这就对天体测量学提出更高的要求。

随着科学技术的发展，探空火箭、人造卫星和探测器的相继发射，突破了地球大气与磁场这两道屏障，赋于天文学以崭新的生命力。气象卫星、测量卫星、地球资源卫星等等从环绕地球的轨道上，居高临下仔细观测地球，使我们对地球的认识大大前进了一步。千百年来，我们对太阳系中的其他天体只能从远处凭跳，可望而不可及。现在，我们既能发射探测月球和各行星的卫星，并已把探测器降落到几个行星表面，直接收集第一手材料。随着观测设备和手段的不断进步，观测的波段也由单一的光学观测发展到全波段观测，使X射线天文学、γ射线天文学、红外天文学和紫外天文学等新的研究领域争放异彩。在空间技术高度发展的21世纪，天文观测研究已由地面观测进入空间时代。

测量宇宙的距离好像爬楼梯一样，从近距离到远距离一层一层的往上爬。而测量的距离的方法也好像接力赛跑者一样，各扮演着不同先后的角色，合力完成测量宇宙距离的任务。

距离指标需要用前一阶指标来校准，自然地，不准确也逐渐累积，所以对愈大距离的天体，距离的不确定愈高。

天文学家用来作为远距离指标的天体计有：新星、发射星云、行星状星云、球状星团、I 型超新星、星系…...其中，行星状星云与I 型超新星的亮度范围明确，亮度高，是较成功的远距离指标。

远距离指标经常需要利用近距离指标来校准，各种量距离方式的关联性，可以用一倒立的“距离金字塔图（the distance pyramid）” 来表示。

（radar ranging）

精确决定地球与太阳平均距离（一天文单位，1 AU），是量测宇宙距离的基础。

由开普勒定律，可以推算出金星与地球的最近距离约是0.28 A.U.。在金星最近地球时，用金星表面的雷达回波 时间，可找出（误差小于一公里）：

1 AU = 149,597,870 公里≒1.5* 10^8 公里

测距适用范围：～1AU。

（stellar parallax）

以地球和太阳间的平均距离为底线，观测恒星在六个月间隔，相对于遥远背景恒星的视差。恒星的距离d：

d （秒差距，pc) = 1/ p （视差角，秒弧）

1 pc 定义为造成一秒视差角的距离，等于3.26 光年。地面观测受大气视宁度的限制，有效的观测距离约为100 pc （～300 光年）。在地球大气层外的Hipparcos 卫星与哈勃望远镜，能用视差法量测更远的恒星，范围可推广到1000 pc。

测距适用范围：～1,000 pc。

（spectroscopic parallax）

如果星体的视星等为mV，绝对星等MV，而以秒差距为单位的星体距离是d。它们间的关系称为距离模数，公式为：

mV - MV = -5 + 5lgd

如果知道恒星的光谱分类与光度分类 ，由赫罗图 可以找出恒星的光度。更进一步，可以算出或由赫罗图读出恒星的绝对星等，代入距离模数公式，即可以找出恒星的距离。

因为主序星的分布较集中在带状区域，所以光谱视差法常用主序星为标的。利用邻近的恒星，校准光谱视差法的量测。另也假设远处的恒星的组成与各项性质，大致与邻近恒星类似。误差常在25% 以上。（注：本银河系直径约30 Kpc)

测距适用范围：～7Mpc。

例：若某恒星的视星等为+15 ，其光谱判定为G2 V 的恒星‘i从赫罗图读出该星的绝对星等为+5 ，代入距离模数公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出该星的距离d= 1000 pc = 3260 光年。

位在不稳定带的后主序带恒星，其亮度有周期性的变化（周光曲线），而综合许多变星的周光关系，可以发现变星亮度变化周期与恒星的光度成正比（参见周光关系）。用来做距离指标的变星种类主要有造父变星（I 型与Ⅱ 型）与天琴座RR型变星。

测定变星的光谱类别后，由周光图可以直接读出它的光度（绝对星等）。由变星的视星等和绝对星，利用距离模数公式，

mV - MV = -5 + log10d

即可定出变星的距离。目前发现，最远的造父变星 在M 100，距离我们约17 Mpc。

测距适用范围：～17 Mpc。

平均每年可以观测到数十颗外星系的超新星。大部份的超新星（I 型与Ⅱ 型） 的最大亮度多很相近，天文学家常假设它们一样，并以它们做为大距离的指标。

以造父变星校准超新星的距离，以找出I 型与Ⅱ 型星分别的平均最大亮度。由超新星的光度曲线 ，可以决定它的归类。对新发现的超新星，把最大视亮度（mV） 与理论最大绝对亮度（MV） 带入距离模数公式，即可找出超新星的距离。

Ⅱ 型超新星受外层物质的干扰，平均亮度的不确定性较高，I 型超新星较适合做为距离指标。

测距适用范围：> 1000 Mpc。

漩涡星系的氢21 公分线，因星系自转而有杜卜勒加宽。由谱线加宽的程度，可以找出谱线的位移量Δλ，并求出星系的漩涡臂在视线方向的速度Vr，公式为：

Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c

i 为观测者视线与星系盘面法线的夹，由此可以推出漩涡星系的旋转速率。Tulley 与Fisher 发现，漩涡星系的光度与自转速率成正比，现在称为Tulley-Fisher 关系。

量漩涡星系的旋转速率，可以知道漩涡星系的光度，用距离模数公式，就可以找出漩涡星系的距离。Tulley-Fisher 关系找出的距离，大致与I 型超新星同级，可互为对照。

注：现常观测红外线区谱线，以避免吸收。

测距适用范围：> 100 Mpc。

几乎所有星系相对于本银河系都是远离的，其远离的径向速度可用多普勒效应来测量星系的红位移 ，进而找出星系远离的速度。

1929年Edwin Hubble得到远离径向速度与星系距离的关系如下：

哈勃定律：Vr = H*d

其中Vr = 星系的径向远离速度；H = 哈勃常数=87 km/(sec*Mpc)；d = 星系与地球的距离以Mpc 为单位。

哈柏定律是一个很重要的距离指标，量得星系的远离速度，透过哈柏定律可以知道星系的距离。

例：室女群（Vigro cluster） 的径向远离速度为 Vr =1180 km/sec， 室女群与地球的距离为 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc。

测距适用范围：宇宙边缘。

红超巨星

假设各星系最亮的红超巨星绝对亮度都是MV = -8 ，受解析极限的限制，适用范围与光谱视差法相同。测距适用范围：～7Mpc。

新星

假设各星系最亮的新星，绝对亮度都是MV = -8。测距适用范围：～20 Mpc。

HⅡ 区

假设其他星系最亮的HⅡ区之大小，和本银河系相当。（定H Ⅱ区的边界困难，不准度很高）

假设星系行星状星云，光度分布的峰值在MV = - 4.48。测距适用范围：～30 Mpc。

球状星团

假设星系周围的球状星团，光度分布的峰值在MV = - 6.5。测距适用范围：～50 Mpc。

Faber-Jackson 关系、D-σ关系

Faber-Jackson 关系与Tulley-Fisher 关系类似，适用于椭圆星系。Faber-Jackson 关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ的四次方与星系的光度成正比。

D-σ关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ与星系的大小D 成正比。测距适用范围：> 100 Mpc。

星系

假设其他更远的星系团，与室女星系团中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83。测距适用范围：～4,000 Mpc。

室女座星系团的距离

本超星系团(Local Supercluster) 含本星系群，大熊座星系群，室女座星系团 和其他星系群。下表为用数种测距方法量得的室女座星系团的距离，测宇宙距离常需要比对不同方法所定出的距离，室女座星系团的距离平均值约为16 Mpc。