在1838年發(fā)現(xiàn)第一個恒星視差之前的300年里，天體測量的主要工作包括兩大方面，一是集中測量單個恒星的視差，以貝塞爾等人的開創(chuàng)性工作為例；二是忽略視差而進行巡天工作，比如18世紀早期約翰·弗蘭斯蒂德(John Flamsteed)在格林威治進行的巡天。在1838年之后的150年時間里，天體測量主要是在地球上進行照相巡天觀測，也包括兩個方面，一是獲取高精度恒星位置（方向）來建立恒星參考架，二是獲取恒星運動（自行）來研究銀河系結(jié)構(gòu)和性質(zhì)。

　　/ 照相觀測與視差測量

　　在貝塞爾成功測量了第一個公認的可靠視差之后，人們認識到絕大多數(shù)的恒星距離十分遙遠，而當時的天體測量儀器無法準確測量出這些遙遠天體小于1角秒的視差效應(yīng)。除了選擇近距離的目標外，天體測量學家只能盡力檢查可能存在的觀測誤差。在20世紀初之前，目視觀測法占主導(dǎo)地位，照相天體測量技術(shù)精度進步緩慢，截至1901年，雅各布斯·卡普坦（Jacobus Kapteyn）發(fā)表了一份僅有58個視差的清單。

　　照相天體測量技術(shù)的起步得益于1850年7月，哈佛天文學家J.A.惠普爾（J.A.Whipple）和威廉·克蘭奇·邦德（William Cranch Bond）使用了最早期商業(yè)上用的攝影方法——銀版照相法（利用水銀蒸汽對曝光的銀鹽涂面進行顯影的方法），拍攝了織女星的第一張攝影圖像。此后不久，查爾斯·普里查德（Charles Pritchard）在1886年于倫敦第一次將照相觀測法用于視差測量。而弗蘭克·施萊辛格（Frank Schlesinger）適時開啟了照相視差測定的新時代。

　　弗蘭克·施萊辛格（Frank Schlesinger）。來源／wiki

　　隨著天文學的發(fā)展，對恒星距離的測定變得非常重要。施萊辛格認為，結(jié)合照相底片和具有長焦距的折射望遠鏡可以更經(jīng)濟、更方便、更準確地測定視差。

　　1903年，施萊辛格在威斯康星州的葉凱士天文臺使用40英寸（約1米）的折射鏡，開始了照相視差測量工作。這架望遠鏡是當時世界上口徑最大的折射望遠鏡，有著非常長的焦距。在1910年和1911年，施萊辛格發(fā)表了他關(guān)于視差測量結(jié)果的經(jīng)典論文，他在里面詳細描述了28顆天體的視差測量結(jié)果。1920年至1941年間，施萊辛格擔任耶魯大學天文臺臺長的第一項任務(wù)就是設(shè)計一臺新望遠鏡，以進一步提升視差測量精度和效率。最終，他研制出了口徑為26英寸（約0.6米）、焦距為36英尺（約1.1米）的照相天體測量折射望遠鏡，放置于南半球的約翰內(nèi)斯堡。1924年，施萊辛格發(fā)表了他的恒星視差總表，將已知的視差總數(shù)提高到近2000顆，由于測量精度的提升，將恒星距離擴展到了幾十光年遠。

　　照相天體測量技術(shù)的起步得益于銀版照相法的應(yīng)用。1903年，施萊辛格在葉凱士天文臺（下圖）使用折射鏡開始了照相視差測量工作。來源／wiki

　　1910年至1933年擔任英國皇家天文學家的弗蘭克·沃森·戴森爵士，于1925年在格林尼治發(fā)表了利用好角皇家天文臺觀測到的南半球恒星視差結(jié)果。

　　耶魯大學的路易斯·弗里蘭·詹金斯（LouiseFreeland Jenkins）于1952年推出了新版的施萊辛格恒星三角視差總星表，將施萊辛格時代測定的恒星視差數(shù)據(jù)增加至近6000顆，在1963年又一次性將恒星視差數(shù)目增加至6500顆。1995年出現(xiàn)了進一步的更新，耶魯大學天文學家威廉·范·阿爾特納（ William van Altena）發(fā)布了包含8000多顆恒星的耶魯三角視差星表。這是歐空局發(fā)布依巴谷（Hipparcos）空間天體測量星表之前最后一個地面恒星視差星表。隨著對觀測精度的需求提升，人們逐漸認識到地面觀測受到閃爍的大氣等各種限制，迫切需要一種新的距離測量方法和設(shè)備。

　　從1945年至1999年間，美國和英國同時發(fā)起了利用南北半球的施密特望遠鏡和多色照相底片開展全天球照相巡天的工作，此工作持續(xù)了近半個世紀，實現(xiàn)了人類首次暗至20等的全天多色照相測量，這些照相底片后期均被高精度的底片掃描儀進行了數(shù)字化（Digitized Sky Surveys，DSS），數(shù)字化后的圖像在編制導(dǎo)星星表GSC（Guide Star Catalog）和美國海軍天文臺星表USNO（US Naval Observatory）方面起到了不可或缺的作用。2009年-2015年，上海天文臺的天體測量團隊基于DSS和GSC數(shù)據(jù)編制了我國第一部銀盤外絕對自行星表（ABSOLUTE PROPER MOTIONS OUTSIDE THE PLANE，APOP），在國際上得到了認可和科學應(yīng)用。

　　/ 天球參考架的建立

　　除了視差測量之外，天體測量的另一個主要使命是盡可能大范圍、高密度、高精度地測定恒星等天體的位置（方向）和運動參數(shù)，創(chuàng)建星表。恒星星表對于探測銀河系結(jié)構(gòu)、行星運動和地球自轉(zhuǎn)等研究是必不可少的空間基準源頭。為此，早期諸多天文學家如依巴谷、兀魯伯、第谷、弗蘭斯蒂德和德雷伯等在建立天球參考架方面做出了巨大努力。

依巴谷。

　　在沒有開展空間照相天體測量之前，國際上比較著名的星表均是地面照相觀測編制的，其中以德國基本星表FK（Fundamental Catalogue）最為知名。這一星表始于阿杜爾·奧威爾士（Arthur von Auwers）在1870至1880年的工作。一開始，奧威爾士建立了一個只有36顆基準恒星的系統(tǒng)。在幾代天文學家的努力下，1973年，海德堡天文計算研究所開展了第五代基本星表（the Fifth Fundamental Catalogue，F(xiàn)K5) 的編制工作。該星表提供了1535顆恒星的平均位置和自行，視星等暗至9.5等。作為對FK5的擴充，1976年發(fā)布了位置自行星表（Positions and Proper Motions Star Catalogue，PPM，包含了在J2000.0時刻，378910顆目標的位置和自行數(shù)據(jù)）。

　　20世紀八十年代，F(xiàn)K系列星表代表了天體測量領(lǐng)域所創(chuàng)建的天球參考架的最高水平。然而，隨著科學快速進步，F(xiàn)K系列星顯得星數(shù)密度過于稀疏，天體測量參數(shù)也不夠準確，逐漸變得無法滿足現(xiàn)代科學和應(yīng)用需求。對于整個天文學研究如此基礎(chǔ)的領(lǐng)域來說，和視差測量一樣，需要一種更高精度的全新的天體測量技術(shù)和方法的出現(xiàn)。這也是之后歐空局研制和發(fā)射依巴谷以及蓋亞空間天體測量衛(wèi)星的主要原因之一。

　　/ 太陽系的天體測量

　　過去的幾個世紀里，在天體測量學家開展恒星位置觀測的同時，太陽系內(nèi)的天體不可避免地出現(xiàn)在天文學家的望遠鏡視野中。在牛頓公布其力學理論后，行星的運動成為了一個神奇的實驗室，可用來觀察引力的影響，海王星也因此而被發(fā)現(xiàn)。

　　19世紀中葉，法國數(shù)學家勒威耶（Urbain Le Verrier，1811年-1877年）一直在巴黎天文臺仔細研究天王星的軌道，但他發(fā)現(xiàn)自己測定的軌道與牛頓力學理論預(yù)測軌道之間存在著系統(tǒng)性的差異。勒威耶認為應(yīng)該是在太陽系遠端存在一顆未被發(fā)現(xiàn)的行星，這顆星在天王星繞太陽的運動中給天王星帶來了不穩(wěn)定的牽引力。1846年9月23日，約翰·加勒（JohannGalle）和海因里希·達雷斯特（Heinrichd'Arrest）在其預(yù)測位置的一度范圍內(nèi)發(fā)現(xiàn)了海王星。

　　19世紀中葉，法國數(shù)學家勒威耶通過長期觀測天王星的軌道，預(yù)測在太陽系遠端存在一顆未被發(fā)現(xiàn)的行星，即后來發(fā)現(xiàn)的海王星。來源／wiki

　　此外，天文學家發(fā)現(xiàn)水星軌道存在每年1角分的進動，而牛頓力學定律無法完全解釋這種緩慢變化。1915年，愛因斯坦發(fā)表了他的廣義相對論，將引力描述為時空的幾何屬性，由于質(zhì)量的存在，時空結(jié)構(gòu)發(fā)生了扭曲，物體在沿著扭曲的測地線運動。愛因斯坦的預(yù)測大多與牛頓是一致的，但在某些情況下，它們卻有著顯著的不同，因此天文學家急切地尋求驗證或否定相對論的實驗。根據(jù)觀測結(jié)果和理論結(jié)果對比，廣義相對論完美解釋了水星軌道的進動。此外，根據(jù)廣義相對論，當遙遠恒星的星光從靠近太陽邊緣傳播到地球上的觀測者時，它應(yīng)該被偏轉(zhuǎn)一個非常微小但完全可以預(yù)測的角度（約2角秒），這種效應(yīng)在當時只能在日全食時進行測量。

　　1919年5月29日的日全食期間，來自劍橋的艾丁頓和埃德蒙頓前往幾內(nèi)亞灣，而來自格林尼治皇家天文臺的克羅姆林（Andrew Crommelin）和查爾斯·戴維森（Charles Davidson）在巴西小鎮(zhèn)索布拉爾（Sobral）附近建立了基地，他們均觀測到了星光因太陽巨大質(zhì)量的存在而發(fā)生的微小偏轉(zhuǎn)，使得人類首次觀察到了這種空間的彎曲，并初步驗證了廣義相對論的正確性。