什麼是照相天體測量學

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，隨着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應用於天體測量工作，並運用全自動光電座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。

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座標系，在這個座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座標的星作爲定標星，並利用這些定標星把量得的相對座標歸算爲赤道座標（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座標中去。照相天體測量的精度還取決於定標星的自行。一般來說，底片的測量精度約爲1～2微米，對於焦距爲2米左右的望遠鏡，照相定位精度平均爲0.15。現代照相天體測量學有下述幾個最活躍的課題。

建立參考座標系

以恆星位置和自行爲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”的計劃。其特點之一是以河外星系爲背景來測定恆星自行。如河外星系的橫向速度爲每秒1，000公里，則最近的星系的位置變化僅爲每年0.0001，比自行的測量誤差小得多，因此在100年內，可以認爲是不變的，這就能作爲不動的參考座標系來測定恆星自行。美國也有類似的計劃。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

爲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，有幾個天文臺從事這方面的工作，發表了數以萬計的自行大於每年0.2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，其重要意義逐漸爲人們所認識。美國華盛頓海軍天文臺專門研製了一臺口徑爲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。爲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。對軌道週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。

ner，Astronomical Techniques，Chap.20，pp.461～486， Chicago Press，Chicago，1962.