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恒星自行的測定；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，以提高精度和效率率。此外，正在試驗利用光電技術直接在望遠鏡上測量恒星的位置，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.″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 以恒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范圍。其中有代表性的是德國天文學會第三星表AGK3，它刊載瞭亮於12等的恒星的位置和自行，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年蘇聯天文學傢提出瞭編制“暗星星表”的計劃。其特點之一是以河外星系為背景來測定恒星自行。如河外星系的橫向速度為每秒1，000公裡，則最近的星系的位置變化僅為每年0.″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恒星自行。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，求得瞭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，相對於星系求恒星自行的系統，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 為瞭研究銀河系的力學特征，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征是很有意義的。最近一、二十年來，有幾個天文臺從事這方面的工作，發表瞭數以萬計的自行大於每年0.″2的恒星星表。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恒星的視差以來，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臺專門研制瞭一臺口徑為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等的隻有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，可以精確地測定恒星的質量。為瞭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。
參考書目
W.A.Hiltner，Astronomical Techniques，Chap.20，pp.461～486，Univ.of Chicago Press，Chicago，1962.