更新时间：2023-12-17 10:10
照相天体测量学（photographic astrometry），天体测量学的一个分支。主要任务是利用照相方法来测定并研究天体的相对位置和运动，其中包括：①天体（包括人造天体）的空间位置的测定；②恒星自行的测定；③双星和聚星系统的运动的测定；④视差的测定；⑤照相星表的编制；⑥日全食时相对论效应的验证等。一百多年来，随着照相技术的不断革新，照相天体测量学得到很大的发展。趋势是：由于观测工作逐渐向暗星方面发展，越来越多的口径在一米以上的反射望远镜应用于天体测量工作，并运用全自动光电坐标量度仪来测量底片，以提高精度和效率。此外，正在试验利用光电技术直接在望远镜上测量恒星的位置，然后用快速电子计算机进行处理，以逐步实现仪器、设备的自动化。
早在20世纪初，佘山天文台使用40厘米赤道式“双筒折射望远镜”开展照相天体测量工作。民国19～20年第433号小行星——爱神星冲日前后，用该望远镜对爱神星进行了照相定位测量，共获得了243次照相定位资料。
1955年开始，当时的佘山观象台参加苏联《微星星表》的编制工作。1955～1963年，对10颗选定的小行星进行照相定位工作，共获得了700多次小行星的精确位置的测量资料。
同年，余山观象台又与苏联普尔科沃天文台合作，进行河外星系的照相观测。1956～1965年，共拍摄了51个天区，122张第一期底片，赤道范围+42°～－23°。1965年发表了《赤纬－5°～－25° 50个区域内，为测定恒星绝对自行而选定的河外星云星表》。此项工作，共鉴定了262个河外星云，其中有60个河外星云在其他星表内都没有记载过，并在大量底片上辨认出100多对双星，其中9对是属新发现的。
1962年开始，上海天文台开展天琴座RR型变星自行的测定。1980年发表《天琴座RR型变星自行星表》。它是当时同类星表中含星最多、精度最高的，受到国内外同行的好评。利用这本星表中的资料及国外的资料，对天琴座RR型变星的绝对星等、吻切轨道参数与金属含量指数ΔS的关系等问题，进行了一系列的研究，取得了有价值的成果。
1963年9月～1964年3月，上海天文台对月球进行了29次照相定位，其目的在于确定历书时。照相定位结果求得历书时和世界时之差为：1963.85：470=32.32S±0.32S。该项工作要求有专用的双速月球照相仪，能同时把月球及恒星拍摄在同一张底片上，并要求有专用的计算月球速度的数表及月球边缘改正值的图表，当时能进行此项工作的只有上海天文台、苏联的普尔科沃天文台和美国海军天文台等。
1979年起，上海天文台有计划地进行第二期底片拍摄和资料处理，并归算了8个天区，测定了1311颗恒星的绝对自行，测定精度好于苏联普尔科夫天文台的结果。
1979年11月，上海天文台开始用40厘米口径、7米长焦距的折射望远镜进行恒星三角视差的试验性观测，至1989年共测定了15颗恒星的三角视差，测定精度达到国际上同类仪器的水平。此项观测成果被收入美国耶鲁大学天文台主持编制的新版《恒星三角视差总表》。
1985～1986年哈雷慧星回归时，上海天文台利用照相天体测量的方法，精确测定哈雷慧星的位置。此项工作为改进轨道、计算精确的历表、进行轨道演变的非引力效应的研究提供了资料，并以最快的方式，把观测结果在12小时内直接发送给《国际哈雷慧星联测》组织的有关单位，为飞往哈雷慧星的飞船导航。
80年代末使用新研制的口径为1.56米，焦比为1/10的反射望远镜，进行近距暗星，特别富有天体物理意义的恒星三角视差的测定。
利用照相方法来测定天体位置。这种方法与目视观测相比，具有下列优点：①照相底片对星光有累积作用，因此适当延长曝光时间，可以观测到更暗的天体；②在一张底片上可以同时测定多颗恒星的位置；③底片可以长期保存，需要时可以随时进行测量、归算，因此具有文献性。照相天体测量有三个基本过程。
为了拍摄暗弱的恒星，曝光时间往往需要几十分钟，所以要求望远镜能跟踪恒星的周日运动，为此，一般采用赤道式装置。如果在整个曝光过程中，望远镜不能准确地跟踪恒星的周日运动，在底片上就不能获得清晰的星像，因而也不能精确地测定位置。因此，要求星像与动丝交点在导星镜中保持重合。如稍有偏移，应立即对望远镜位置进行微调，通常是由观测者通过目视观测用微动螺旋调节。这种目视导星方法已逐渐为光电导星技术所取代。除此以外，望远镜的光学系统还要求尽可能地消除场曲、像散和彗差等像差。观测前要根据温度来调节焦距，合理地选择曝光时间，才可能拍得高质量的底片。
拍下底片后，首先用坐标量度仪量出底片上全部星像在某一直角坐标系内的量度坐标。量度时应调节底片架，使这一直角坐标系的X轴和Y轴尽可能分别同赤纬圈和赤经圈平行（见天球坐标系）。为了提高测量精度，需要把底片旋转180°，再测量一次。一般是采用旋转坐标量度仪目镜内的一块棱镜来达到这个目的。近年来已开始利用全自动光电坐标量度仪，以适应工作量大、精度高的要求。
归算 量度坐标只能给出这些天体相对位置的资料。量度坐标(x,y)与赤道坐标(α,δ)之间的关系，是以理想坐标(ξ,η)来作为过渡的。理想坐标也是一种直角坐标系统，它的原点在底片的光学中心，坐标轴分别与赤纬圈和赤经圈平行，它与赤道坐标之间的关系，可由下列严格的数学公式来表达：
或简化为下列形式：
ξ=tg(α-A)cos m sec(m-D)，
η=tg(m-D)；
tg m=tgδsec(α-A)。
式中A、D为底片光学中心的赤道坐标，m为计算用辅量。
某一星像的理想坐标和量度坐标并不相同。这是因为：①量度坐标的原点与理想坐标的原点不重合；②X轴和Y轴不正好与ξ轴和η轴平行；③X轴和Y轴不严格正交；④坐标量度仪x和y刻度尺的比例不相同；⑤受到较差大气折射和较差光行差的影响。根据上述原因，理想坐标和量度坐标之间的关系式可以表示为：
ξ=ax+by+c，
η=dx+ey+f，
式中a、b、c、d、e、f 称为底片常数。
用照相天体测量的方法来测定天体的位置时，在一张底片上应有一定数量的称为定标星的恒星，其精确的赤道坐标是已知的。定标星的用途就是确定底片常数。首先把定标星的赤道坐标用电子计算机或现存的数表换算成理想坐标，再测量出这些定标星的量度坐标。理论上只要有三颗定标星就可解算底片常数，但为了提高精度，一般选取均匀分布的十颗左右的定标星，用最小二乘法解算底片常数。底片常数一经求得，就可以把其他需要定位的恒星的量度坐标化为理想坐标，再求出它们的赤道坐标。
照相天体测量所用的是相对测量的方法。通常先在底片上任意选定一个坐标系，在这个坐标系中测量星像的相对位置，然后从星表中选择一些已知赤道坐标的星作为定标星，并利用这些定标星把量得的相对坐标归算为赤道坐标（见照相天体测量方法）。照相天体测量的精度，主要取决于底片的测量误差。增加定标星的数目，可以减少定标星测量的偶然误差和星表的偶然误差，但是待定天体的测量的偶然误差、星表的系统误差和测量的系统误差，仍会全部反映到最后得到的赤道坐标中去。照相天体测量的精度还取决于定标星的自行。一般来说，底片的测量精度约为1～2微米,对于焦距为2米左右的望远镜，照相定位精度平均为0奖15。现代照相天体测量学有下述几个最活跃的课题。
建立参考坐标系
以恒星位置和自行为主建立参考系的工作，主要是把星表扩充到更暗的范围。其中有代表性的是德国天文学会第三星表AGK3，它刊载了亮于12等的恒星的位置和自行，是小行星、彗星及其他天体的照相定位工作中选取定标星最好的星表。1932年苏联天文学家提出了编制“暗星星表”的计划。其特点之一是以河外星系为背景来测定恒星自行。如河外星系的横向速度为每秒1,000公里,则最近的星系的位置变化仅为每年0奖0001,比自行的测量误差小得多，因此在100年内，可以认为是不变的，这就能作为不动的参考坐标系来测定恒星自行。美国也有类似的计划。最近，利用苏联和美国的相对于星系测定的自行资料进行分析研究，求得了岁差常数的改正值以及奥尔特常数A和B（见银河系自转）。岁差常数改正值与根据基本星表求出的值相差不大，奥尔特常数B值也符合得较好，但A值相差较大。这些结果说明，相对于星系求恒星自行的系统，在赤纬方面比较好，在赤经方面则有较大的系统差，其原因还有待研究。
暗星自行的测定
为了研究银河系的力学特征，需要测定直到21等的暗星的自行，其中包括测定疏散星团、行星状星云、新星的自行。根据自行资料，可以证认星团成员，研究星团的内部运动、扩散运动和绝对自行等。发现大自行的暗星并测定其自行，对于研究太阳附近银河系的力学特征是很有意义的。最近一、二十年来，有几个天文台从事这方面的工作，发表了数以万计的自行大于每年 0奖2的恒星星表。大自行的暗星可能是近距矮星，还需要测定它们的视差。
暗星三角视差的测定
自1837～1839年贝塞耳等人第一次精确测定恒星的视差以来，已经有一百多年的历史，其重要意义逐渐为人们所认识。美国华盛顿海军天文台专门研制了一台口径为1.55米的天体测量望远镜，用于测定暗星视差。在已经测定过视差的几千颗星中,暗于目视星等14等的只有100多颗。
研究双星和聚星系统的运动
对双星特别是对距离在20秒差距以内的双星进行照相观测，可以精确地测定恒星的质量。为了确定双星轨道及其质量，需要几十年甚至上百年的观测资料，要拍几百甚至上千张底片。利用照相观测还可获得双星的各个子星相对于定标星的位置，这样就可计算相对于这一系统的质心的轨道。对轨道周期变化作详细的分析，还可以发现质量小的不可见伴星，以至找到可能存在的类行星伴星。