天体测量学
天体测量学是最先发展起来的天文学分支，主要研究和测定天体位置和运动，建立基本参考坐标系和确定地面点坐标。
德国天文学家和数学家贝塞尔是天体测量学的奠基人。贝塞尔订正了《布拉德莱星表》，并加上岁差和章动以及光行差的改正。他编制了暗至9等星的75 000多颗恒星的基本星表，此表由阿格兰德扩充成著名的《波恩巡天星表》。1837年，贝塞尔发现天鹅座61在缓慢改变位置，第二年，他宣布这颗星的视差是0.31弧秒，这是最早测定的恒星视差之一。
当今天体测量学的重要任务就是确定天体的距离，下面介绍几种测量天体距离的方法。
视差和三角视差法确立距离
从前测量天体距离最常用的是三角视差法，为了了解这一方法，我们先介绍视差概念。所谓视差，就是基线对于目标的张角，即两个固定点对另一点形成的张角，两固定点的距离称基线。
由于天体的距离都比较远，它们的视差都比较小，对基线的长度和测角工具的精度要求比较高。在测量太阳系内天体的距离时，通常以地球的半径为基线，所得的视差称为“周日视差”，用来测量恒星距离。
由于恒星绝大多数距离我们非常遥远，周日视差表达太不方便，于是就有人设想：既然地球轨道的半径是1.5亿千米，相隔6个月的两次观测就是在太阳的相对两侧，亦即在一条长达3亿千米的基线的两端进行的(从得到对恒星距离的基本估计的角度看，基线的长度是2.9亿千米还是3.1亿千米都没关系，结果都会大致正确)，这就是“周年视差”。事实上，天文学家还据此原理定义了一个新的长度单位。如果从一条长度等于日地距离的基线的两个端点看去，一颗恒星显示出1角秒的视差位移，则它到该基线的距离就称为1秒差距，记作pc。也就是说，若以长为3亿千米的地球轨道直径作为基线，一颗距离为1秒差距。1pc的恒星将显示出2角秒的视差。1秒差距是日地距离(即天文单位)的将近206 265倍，即略大于30万亿(3×10\+\{13\})千米。速度为每秒30万千米的光要用3.26年才能跑完1秒差距的距离。
图4-30就简略地表示了这种情况。把地球在1月1日的位置和7月1日的位置这两点用一条直线连起来，它的长度是已知的，也就是地球轨道半径的2倍。天文学家只要在这2天观测某星，就能测出图4-30中的CAB角和CBA角。这样，三角形ABC的两角和一边已知，用我们在中学里就已学过的数学可以求出所有未知的角和边，就是说，也能算出地球和该星在1月1日和7月1日两个时刻的距离。这就是利用“周年视差”的“三角视差”测距法。不过实际上恒星都是极为遥远，这两段距离之间的细微差别完全可以忽略不计。
分光视差法确定距离
通过分析恒星光谱来测定其视差的方法，可用于测定不能用三角视差法直接测量的遥远恒星的距离。
1902年，丹麦赫茨普龙发现恒星SrⅡ4078谱线强度同绝对星等有关。威尔逊山天文台亚当斯和德国天文学家研究光谱强度与绝对星等关系，于1914年建立起测定恒星视差的分光方法。
M=m+5-5lgr
其中m是恒星视星等，M是绝对星等，r是距离。根据恒星谱线强度，估计出恒星的绝对星等，再测出视星等，即可求得周年视差或距离。由这种方法测得的视差称为分光视差。
分光视差法可以测100秒差距以外的天体，但是也有一定的范围。即使用5米口径望远镜，拍摄绝对星等为0等的恒星，当它的距离超过100千秒差距时，也很难得到它的光谱。测定更遥远的天体的距离不得不求助于其他方法。
造父视差法确定距离
造父视差法可取代分光视差法测更遥远天体的距离。这种方法主要是利用了造父变星的亮度作周期性变化的特点。造父变星距离都很远，最近的造父变星是北极星。三角视差法和分光视差法都无法测定它们的距离。
1912年，美国哈佛天文台女天文学家勒维特研究得出，造父变星的光变周期和绝对星等之间有周光关系。这种周光关系对测定遥远天体的距离很有价值。在许多球状星团和河外星系中发现有造父变星，用照相方法定出这些造父变星的光度曲线和光变周期，利用周光关系求出它们的平均绝对星等，再结合视星等，就可求出距离。这种方法确定的视差称为造父视差，造父视差法可以测定约5百万秒差距。
哈勃定律确定距离
测量更远天体的距离要采用谱线红移方法。观测表明，河外星系的谱线都有红移现象。通常用字母z来代表天体的红移量。将光谱中处于正常位置(未红移)的某一光谱线的波长记作λ\-0，由于天体有视向运动而使该谱线移到波长为λ的位置上，则红移量为：
z=(λ-λ\-0）/λ\-0
1929年，哈勃根据星系红移现象得到著名的哈勃定律：
z=HD／c
式中c是光速，D是星系距离，H是哈勃常数，哈勃常数的最新测量值约H=(50～60)kin／(s·百万秒差距)。
根据哈勃定律，测出星系的红移量便可得到该星系的距离。哈
