簡介
照相天體測量學（photographic astrometry），天體測量學的一個分支。主要任務是利用照相方法來測定並研究天體的相對位置和運動，其中包括：①天體（包括人造天體）的空間位置的測定；②恆星自行的測定；③雙星和聚星系統的運動的測定；④視差的測定；⑤照相星表的編制；⑥日全食時相對論效應的驗證等。一百多年來，隨著照相技術的不斷革新，照相天體測量學得到很大的發展。目前的趨勢是：由於觀測工作逐漸向暗星方面發展，越來越多的口徑在一米以上的反射望遠鏡套用於天體測量工作，並運用全自動光電坐標量度儀來測量底片，以提高精度和效率。此外，正在試驗利用光電技術直接在望遠鏡上測量恆星的位置，然後用快速電子計算機進行處理，以逐步實現儀器、設備的自動化。
發展歷史
早在20世紀初，佘山天文台使用40厘米赤道式“雙筒折射望遠鏡”開展照相天體測量工作。民國19～20年第433號小行星——愛神星沖日前後，用該望遠鏡對愛神星進行了照相定位測量，共獲得了243次照相定位資料。
1955年開始，當時的佘山觀象台參加蘇聯《微星星表》的編制工作。1955～1963年，對10顆選定的小行星進行照相定位工作，共獲得了700多次小行星的精確位置的測量資料。
同年，余山觀象台又與蘇聯普爾科沃天文台合作，進行河外星系的照相觀測。1956～1965年，共拍攝了51個天區，122張第一期底片，赤道範圍＋42°～－23°。1965年發表了《赤緯－5°～－25° 50個區域內，為測定恆星絕對自行而選定的河外星雲星表》。此項工作，共鑑定了262個河外星雲，其中有60個河外星雲在其他星表內都沒有記載過，並在大量底片上辨認出100多對雙星，其中9對是屬新發現的。
1962年開始，上海天文台開展天琴座RR型變星自行的測定。1980年發表《天琴座RR型變星自行星表》。它是當時同類星表中含星最多、精度最高的，受到國內外同行的好評。利用這本星表中的資料及國外的資料，對天琴座RR型變星的絕對星等、吻切軌道參數與金屬含量指數ΔS的關係等問題，進行了一系列的研究，取得了有價值的成果。
1963年9月～1964年3月，上海天文台對月球進行了29次照相定位，其目的在於確定曆書時。照相定位結果求得曆書時和世界時之差為：1963.85：470＝32.32S±0.32S。該項工作要求有專用的雙速月球照相儀，能同時把月球及恆星拍攝在同一張底片上，並要求有專用的計算月球速度的數表及月球邊緣改正值的圖表，當時能進行此項工作的只有上海天文台、蘇聯的普爾科沃天文台和美國海軍天文台等。
1979年起，上海天文台有計畫地進行第二期底片拍攝和資料處理，並歸算了8個天區，測定了1311顆恆星的絕對自行，測定精度好於蘇聯普爾科夫天文台的結果。
1979年11月，上海天文台開始用40厘米口徑、7米長焦距的折射望遠鏡進行恆星三角視差的試驗性觀測，至1989年共測定了15顆恆星的三角視差，測定精度達到國際上同類儀器的水平。此項觀測成果被收入美國耶魯大學天文台主持編制的新版《恆星三角視差總表》。
1985～1986年哈雷慧星回歸時，上海天文台利用照相天體測量的方法，精確測定哈雷慧星的位置。此項工作為改進軌道、計算精確的歷表、進行軌道演變的非引力效應的研究提供了資料，並以最快的方式，把觀測結果在12小時內直接傳送給《國際哈雷慧星聯測》組織的有關單位，為飛往哈雷慧星的飛船導航。
80年代末使用新研製的口徑為1.56米，焦比為1/10的反射望遠鏡，進行近距暗星，特別富有天體物理意義的恆星三角視差的測定。
套用優點
利用照相方法來測定天體位置。這種方法與目視觀測相比，具有下列優點：①照相底片對星光有累積作用，因此適當延長曝光時間，可以觀測到更暗的天體；②在一張底片上可以同時測定多顆恆星的位置；③底片可以長期保存，需要時可以隨時進行測量、歸算，因此具有文獻性。照相天體測量有三個基本過程。
拍攝底片 為了拍攝暗弱的恆星，曝光時間往往需要幾十分鐘，所以要求望遠鏡能跟蹤恆星的周日運動，為此，一般採用赤道式裝置。如果在整個曝光過程中，望遠鏡不能準確地跟蹤恆星的周日運動，在底片上就不能獲得清晰的星像，因而也不能精確地測定位置。因此，要求星像與動絲交點在導星鏡中保持重合。如稍有偏移，應立即對望遠鏡位置進行微調，通常是由觀測者通過目視觀測用微動螺鏇調節。目前，這種目視導星方法已逐漸為光電導星技術所取代。除此以外，望遠鏡的光學系統還要求儘可能地消除場曲、像散和彗差等像差。觀測前要根據溫度來調節焦距，合理地選擇曝光時間，才可能拍得高質量的底片。
測量底片 拍下底片後，首先用坐標量度儀量出底片上全部星像在某一直角坐標系內的量度坐標。量度時應調節底片架，使這一直角坐標系的X軸和Y軸儘可能分別同赤緯圈和赤經圈平行（見天球坐標系）。為了提高測量精度，需要把底片鏇轉180°，再測量一次。一般是採用鏇轉坐標量度儀目鏡內的一塊稜鏡來達到這個目的。近年來已開始利用全自動光電坐標量度儀，以適應工作量大、精度高的要求。
歸算 量度坐標只能給出這些天體相對位置的資料。量度坐標(x,y)與赤道坐標(α,δ)之間的關係，是以理想坐標(ξ,η)來作為過渡的。理想坐標也是一種直角坐標系統，它的原點在底片的光學中心，坐標軸分別與赤緯圈和赤經圈平行，它與赤道坐標之間的關係，可由下列嚴格的數學公式來表達：
`\xi=\frac{cos\delta sin(\alpha-A)}{sin\delta sin D+cos\delta cos D cos(\alpha-A)}`
$\eta=\frac{sin\delta cos D-cos\delta sin D cos(\alpha-A)}{sin\delta sin D+cos\delta cos D cos(\alpha-A)}$
或簡化為下列形式：
ξ=tg(α-A)cos m sec(m-D)，
η=tg(m-D)；
tg m=tgδsec(α-A)。
式中A、D為底片光學中心的赤道坐標，m為計算用輔量。
某一星像的理想坐標和量度坐標並不相同。這是因為：①量度坐標的原點與理想坐標的原點不重合；②X軸和Y軸不正好與ξ軸和η軸平行；③X軸和Y軸不嚴格正交；④坐標量度儀x和y刻度尺的比例不相同；⑤受到較差大氣折射和較差光行差的影響。根據上述原因，理想坐標和量度坐標之間的關係式可以表示為：
ξ=ax+by+c，
η=dx+ey+f，
式中a、b、c、d、e、f 稱為底片常數。
用照相天體測量的方法來測定天體的位置時，在一張底片上應有一定數量的稱為定標星的恆星，其精確的赤道坐標是已知的。定標星的用途就是確定底片常數。首先把定標星的赤道坐標用電子計算機或現存的數表換算成理想坐標，再測量出這些定標星的量度坐標。理論上只要有三顆定標星就可解算底片常數，但為了提高精度，一般選取均勻分布的十顆左右的定標星，用最小二乘法解算底片常數。底片常數一經求得，就可以把其他需要定位的恆星的量度坐標化為理想坐標，再求出它們的赤道坐標。
測量方法
照相天體測量所用的是相對測量的方法。通常先在底片上任意選定一個坐標系，在這個坐標系中測量星像的相對位置，然後從星表中選擇一些已知赤道坐標的星作為定標星，並利用這些定標星把量得的相對坐標歸算為赤道坐標（見照相天體測量方法）。照相天體測量的精度，主要取決於底片的測量誤差。增加定標星的數目，可以減少定標星測量的偶然誤差和星表的偶然誤差，但是待定天體的測量的偶然誤差、星表的系統誤差和測量的系統誤差，仍會全部反映到最後得到的赤道坐標中去。照相天體測量的精度還取決於定標星的自行。一般來說，底片的測量精度約為1～2微米,對於焦距為2米左右的望遠鏡，照相定位精度平均為0奬15。現代照相天體測量學有下述幾個最活躍的課題。
建立參考坐標系 以恆星位置和自行為主建立參考系的工作，主要是把星表擴充到更暗的範圍。其中有代表性的是德國天文學會第三星表AGK3，它刊載了亮於12等的恆星的位置和自行，是目前小行星、彗星及其他天體的照相定位工作中選取定標星最好的星表。1932年蘇聯天文學家提出了編制“暗星星表”的計畫。其特點之一是以河外星系為背景來測定恆星自行。如河外星系的橫向速度為每秒1,000公里,則最近的星系的位置變化僅為每年0奬0001,比自行的測量誤差小得多，因此在100年內，可以認為是不變的，這就能作為不動的參考坐標系來測定恆星自行。美國也有類似的計畫。最近，利用蘇聯和美國的相對於星系測定的自行資料進行分析研究，求得了歲差常數的改正值以及奧爾特常數A和B（見銀河系自轉）。歲差常數改正值與根據基本星表求出的值相差不大，奧爾特常數B值也符合得較好，但A值相差較大。這些結果說明，相對於星系求恆星自行的系統，在赤緯方面比較好，在赤經方面則有較大的系統差，其原因還有待研究。
暗星自行的測定 為了研究銀河系的力學特徵，需要測定直到21等的暗星的自行，其中包括測定疏散星團、行星狀星雲、新星的自行。根據自行資料，可以證認星團成員，研究星團的內部運動、擴散運動和絕對自行等。發現大自行的暗星並測定其自行，對於研究太陽附近銀河系的力學特徵是很有意義的。最近一、二十年來，有幾個天文台從事這方面的工作，發表了數以萬計的自行大於每年 0奬2的恆星星表。大自行的暗星可能是近距矮星，還需要測定它們的視差。
暗星三角視差的測定 自1837～1839年貝塞耳等人第一次精確測定恆星的視差以來，已經有一百多年的歷史，其重要意義逐漸為人們所認識。美國華盛頓海軍天文台專門研製了一台口徑為1.55米的天體測量望遠鏡，用於測定暗星視差。在已經測定過視差的幾千顆星中,暗於目視星等14等的只有100多顆。
研究雙星和聚星系統的運動 對雙星特別是對距離在20秒差距以內的雙星進行照相觀測，可以精確地測定恆星的質量。為了確定雙星軌道及其質量，需要幾十年甚至上百年的觀測資料，要拍幾百甚至上千張底片。利用照相觀測還可獲得雙星的各個子星相對於定標星的位置，這樣就可計算相對於這一系統的質心的軌道。對軌道周期變化作詳細的分析，還可以發現質量小的不可見伴星，以至找到可能存在的類行星伴星。
