在1838年发现第一个恒星视差之前的300年里，天体测量的主要工作包括两大方面，一是集中测量单个恒星的视差，以贝塞尔等人的开创性工作为例；二是忽略视差而进行巡天工作，比如18世纪早期约翰·弗兰斯蒂德(John Flamsteed)在格林威治进行的巡天。在1838年之后的150年时间里，天体测量主要是在地球上进行照相巡天观测，也包括两个方面，一是获取高精度恒星位置（方向）来建立恒星参考架，二是获取恒星运动（自行）来研究银河系结构和性质。

　　/ 照相观测与视差测量

　　在贝塞尔成功测量了第一个公认的可靠视差之后，人们认识到绝大多数的恒星距离十分遥远，而当时的天体测量仪器无法准确测量出这些遥远天体小于1角秒的视差效应。除了选择近距离的目标外，天体测量学家只能尽力检查可能存在的观测误差。在20世纪初之前，目视观测法占主导地位，照相天体测量技术精度进步缓慢，截至1901年，雅各布斯·卡普坦（Jacobus Kapteyn）发表了一份仅有58个视差的清单。

　　照相天体测量技术的起步得益于1850年7月，哈佛天文学家J.A.惠普尔（J.A.Whipple）和威廉·克兰奇·邦德（William Cranch Bond）使用了最早期商业上用的摄影方法——银版照相法（利用水银蒸汽对曝光的银盐涂面进行显影的方法），拍摄了织女星的第一张摄影图像。此后不久，查尔斯·普里查德（Charles Pritchard）在1886年于伦敦第一次将照相观测法用于视差测量。而弗兰克·施莱辛格（Frank Schlesinger）适时开启了照相视差测定的新时代。

　　弗兰克·施莱辛格（Frank Schlesinger）。来源／wiki

　　随着天文学的发展，对恒星距离的测定变得非常重要。施莱辛格认为，结合照相底片和具有长焦距的折射望远镜可以更经济、更方便、更准确地测定视差。

　　1903年，施莱辛格在威斯康星州的叶凯士天文台使用40英寸（约1米）的折射镜，开始了照相视差测量工作。这架望远镜是当时世界上口径最大的折射望远镜，有着非常长的焦距。在1910年和1911年，施莱辛格发表了他关于视差测量结果的经典论文，他在里面详细描述了28颗天体的视差测量结果。1920年至1941年间，施莱辛格担任耶鲁大学天文台台长的第一项任务就是设计一台新望远镜，以进一步提升视差测量精度和效率。最终，他研制出了口径为26英寸（约0.6米）、焦距为36英尺（约1.1米）的照相天体测量折射望远镜，放置于南半球的约翰内斯堡。1924年，施莱辛格发表了他的恒星视差总表，将已知的视差总数提高到近2000颗，由于测量精度的提升，将恒星距离扩展到了几十光年远。

　　照相天体测量技术的起步得益于银版照相法的应用。1903年，施莱辛格在叶凯士天文台（下图）使用折射镜开始了照相视差测量工作。来源／wiki

　　1910年至1933年担任英国皇家天文学家的弗兰克·沃森·戴森爵士，于1925年在格林尼治发表了利用好角皇家天文台观测到的南半球恒星视差结果。

　　耶鲁大学的路易斯·弗里兰·詹金斯（LouiseFreeland Jenkins）于1952年推出了新版的施莱辛格恒星三角视差总星表，将施莱辛格时代测定的恒星视差数据增加至近6000颗，在1963年又一次性将恒星视差数目增加至6500颗。1995年出现了进一步的更新，耶鲁大学天文学家威廉·范·阿尔特纳（ William van Altena）发布了包含8000多颗恒星的耶鲁三角视差星表。这是欧空局发布依巴谷（Hipparcos）空间天体测量星表之前最后一个地面恒星视差星表。随着对观测精度的需求提升，人们逐渐认识到地面观测受到闪烁的大气等各种限制，迫切需要一种新的距离测量方法和设备。

　　从1945年至1999年间，美国和英国同时发起了利用南北半球的施密特望远镜和多色照相底片开展全天球照相巡天的工作，此工作持续了近半个世纪，实现了人类首次暗至20等的全天多色照相测量，这些照相底片后期均被高精度的底片扫描仪进行了数字化（Digitized Sky Surveys，DSS），数字化后的图像在编制导星星表GSC（Guide Star Catalog）和美国海军天文台星表USNO（US Naval Observatory）方面起到了不可或缺的作用。2009年-2015年，上海天文台的天体测量团队基于DSS和GSC数据编制了我国第一部银盘外绝对自行星表（ABSOLUTE PROPER MOTIONS OUTSIDE THE PLANE，APOP），在国际上得到了认可和科学应用。

　　/ 天球参考架的建立

　　除了视差测量之外，天体测量的另一个主要使命是尽可能大范围、高密度、高精度地测定恒星等天体的位置（方向）和运动参数，创建星表。恒星星表对于探测银河系结构、行星运动和地球自转等研究是必不可少的空间基准源头。为此，早期诸多天文学家如依巴谷、兀鲁伯、第谷、弗兰斯蒂德和德雷伯等在建立天球参考架方面做出了巨大努力。

依巴谷。

　　在没有开展空间照相天体测量之前，国际上比较著名的星表均是地面照相观测编制的，其中以德国基本星表FK（Fundamental Catalogue）最为知名。这一星表始于阿杜尔·奥威尔士（Arthur von Auwers）在1870至1880年的工作。一开始，奥威尔士建立了一个只有36颗基准恒星的系统。在几代天文学家的努力下，1973年，海德堡天文计算研究所开展了第五代基本星表（the Fifth Fundamental Catalogue，FK5) 的编制工作。该星表提供了1535颗恒星的平均位置和自行，视星等暗至9.5等。作为对FK5的扩充，1976年发布了位置自行星表（Positions and Proper Motions Star Catalogue，PPM，包含了在J2000.0时刻，378910颗目标的位置和自行数据）。

　　20世纪八十年代，FK系列星表代表了天体测量领域所创建的天球参考架的最高水平。然而，随着科学快速进步，FK系列星显得星数密度过于稀疏，天体测量参数也不够准确，逐渐变得无法满足现代科学和应用需求。对于整个天文学研究如此基础的领域来说，和视差测量一样，需要一种更高精度的全新的天体测量技术和方法的出现。这也是之后欧空局研制和发射依巴谷以及盖亚空间天体测量卫星的主要原因之一。

　　/ 太阳系的天体测量

　　过去的几个世纪里，在天体测量学家开展恒星位置观测的同时，太阳系内的天体不可避免地出现在天文学家的望远镜视野中。在牛顿公布其力学理论后，行星的运动成为了一个神奇的实验室，可用来观察引力的影响，海王星也因此而被发现。

　　19世纪中叶，法国数学家勒威耶（Urbain Le Verrier，1811年-1877年）一直在巴黎天文台仔细研究天王星的轨道，但他发现自己测定的轨道与牛顿力学理论预测轨道之间存在着系统性的差异。勒威耶认为应该是在太阳系远端存在一颗未被发现的行星，这颗星在天王星绕太阳的运动中给天王星带来了不稳定的牵引力。1846年9月23日，约翰·加勒（JohannGalle）和海因里希·达雷斯特（Heinrichd'Arrest）在其预测位置的一度范围内发现了海王星。

　　19世纪中叶，法国数学家勒威耶通过长期观测天王星的轨道，预测在太阳系远端存在一颗未被发现的行星，即后来发现的海王星。来源／wiki

　　此外，天文学家发现水星轨道存在每年1角分的进动，而牛顿力学定律无法完全解释这种缓慢变化。1915年，爱因斯坦发表了他的广义相对论，将引力描述为时空的几何属性，由于质量的存在，时空结构发生了扭曲，物体在沿着扭曲的测地线运动。爱因斯坦的预测大多与牛顿是一致的，但在某些情况下，它们却有着显著的不同，因此天文学家急切地寻求验证或否定相对论的实验。根据观测结果和理论结果对比，广义相对论完美解释了水星轨道的进动。此外，根据广义相对论，当遥远恒星的星光从靠近太阳边缘传播到地球上的观测者时，它应该被偏转一个非常微小但完全可以预测的角度（约2角秒），这种效应在当时只能在日全食时进行测量。

　　1919年5月29日的日全食期间，来自剑桥的艾丁顿和埃德蒙顿前往几内亚湾，而来自格林尼治皇家天文台的克罗姆林（Andrew Crommelin）和查尔斯·戴维森（Charles Davidson）在巴西小镇索布拉尔（Sobral）附近建立了基地，他们均观测到了星光因太阳巨大质量的存在而发生的微小偏转，使得人类首次观察到了这种空间的弯曲，并初步验证了广义相对论的正确性。