幾何大地測量學的分支學科，研究觀測天體以測定地麵點的天文經度、緯度和該點至一相鄰點的方位角的理論和方法的學科。也是大地測量學和天體測量學的邊緣學科。

　　天文經、緯度的觀測結果，用於推算天文大地垂線偏差，以供將地面上的觀測值歸算到橢球面上，由幾何法測定地球橢球參數和確定該橢球在地球體中的定位，以及由天文水準法或天文重力水準法測定大地水準面對於橢球面的差距。

　　由天文經度和方位角的觀測結果，可可以推算拉普拉斯方位角（見國傢大地網），用來控制地面大地網中由於水平角觀測誤差所導致的方位誤差積累。

　　大地天文學的坐標系統

　　天球坐標系　為瞭確定天體位置及其運動規律，並利用天體測定地面點的位置，大地天文學中常用兩種天球坐標系：

　　①地平坐標系　以天頂Z為極，地平圈ESWN為基本圈的坐標系（圖1）。通過天體σ 作一垂直圈，與地平圈交於D。天體σ 在此坐標系中的位置以高度h(=

)和方位角 A表示。 h由地平圈向天頂 Z度量為正，向天底 Z′度量為負，有時也用 代替高度，稱為天頂距，以 z表示，由天頂向天體度量。 h同 z的關系是 h+ z=90°。方位角 A是子午面 PZP′ Z′和天體垂直圈面 ZσDZ′之間的兩面角，以天頂 Z為角頂從北面的子午圈順時針量至天體的垂直圈，或者是在地平圈上，從北點 N順時針量至 D。有時也從南點S起量取天體的方位角，以 AS表示； A和 AS的關系是 A= AS±180°。顯然，天體的地平坐標取決於測站位置。

　　②赤道坐標系　以天極P為極，天赤道QTQ′為基本圈的坐標系(圖2)。通過天體σ 作一時圈，與赤道交於T。天體在此坐標系中的位置以赤緯δ=(Tσ)和時角t表示。δ由赤道向北極P度量為正，向南極P′度量為負；時角t是子午面PZP′Z′與天體時圈面PσTP′之間的兩面角，以北極P為角頂從上子午圈順時針量至天體的時圈。顯然，天體的時角同測站位置有關。這個坐標系稱為第一赤道坐標系。若以天體的赤經α 代替時角t，它從春分點γ沿赤道逆時針量至天體時圈，則以（δ、α ）表示的天體位置同測站位置無關；這個坐標系稱為第二赤道坐標系。在計算中，地方恒星時等於天體的赤經α 加上天體的時角t。

　　③地平坐標系同赤道坐標系的關系　將這兩個坐標系用同一個圖表示（圖3），就可以看出兩者間的關系。過天體σ 的垂直圈Zσ DZ′、時圈Pσ TP′和過測站的子午圈PZP′構成一個球面三角形PZσ，稱為定位三角形，它的3個角和3條邊是：

　　地理坐標系　以地極P′為極，以與之相對應的赤道QZ′G′Q′為基本圈的坐標系(圖4)。一地面點 Z在此坐標系中的位置用地理經度λ和緯度φ表示，也稱為天文經、緯度。λ是起始子午圈PGG′P′(或本初子午線OG′)與地方子午圈PZZ′P′(或地方子午線OZ′)之間的夾角，在起始子午圈以東者為東經，以西者為西經。φ是地面點的垂線與對應於地極的赤道面的夾角，在赤道以北者為北緯，以南者為南緯。

　　地球的極移使地理坐標系復雜化，地極既然移動，同它對應的赤道也隨之移動。起始子午圈是通過南、北地極和經度零點的大圈，地方子午圈是通過南、北地極和地方天頂的大圈，極移也使這兩個子午圈移動。這樣，以地理坐標系為參考的地面點位置隨時都在變化。

　　為解決由極移所引起的問題，必須選定一個參考平極作為坐標原點，用兩個坐標值表示地極的瞬時位置。這樣，就可建立一個以平極為極、平赤道為基本圈的地理坐標系，以這個坐標系為參考的地面點位置就有瞭確定的值。實際觀測的天文經度和緯度，都利用地極坐標歸算到這個坐標系中。

　　極移有周期分量和長期分量。現在有兩種平極，一是以一個或幾個觀測站在某一歷元消去瞭極移中各種周期分量的緯度值作為該歷元的平均緯度，稱為歷元平緯。由歷元平緯所確定的平極，稱為歷元平極。但由於極移有長期分量，歷元平極並不固定，也還在移動著。為瞭統一全球地理坐標系和便於研究極移本身，國際上采用統一的地極坐標原點，稱為國際協議原點(簡稱CIO)。這個原點是根據5個國際緯度站在1900～1905年期間緯度觀測結果的平均值來確定的，也就是由該5個站確定的地球自轉軸在此期間內的平均位置。由於該原點是由固定的平均緯度值來確定，所以稱為固定平極。

　　中國為瞭消除大規模天文大地網觀測資料的極移影響，利用瞭國內外41個臺站的緯度觀測資料，研究瞭極移的長期和周期分量，在此基礎上建立瞭以1968.0年的平極為原點的地極坐標系統，稱為1968.0年JYD(縮寫JYD為極原點3個字的漢語拼音縮寫詞)。

　　全球經度的起始子午線，稱為本初子午線或零子午線。它不是天然存在的一條線，而是為瞭協調經度測定和時間計量，人為規定的。歷史上對本初子午線有過不同的規定。16世紀法國把通過大西洋耶羅島（加那利群島最西的一個島）的子午線規定為本初子午線。到瞭19世紀上半葉，許多國傢轉而采用本國首都或主要天文臺的子午線作為本初子午線。隨著國際航運事業和科學技術的發展，這種各自選擇本初子午線所帶來的不便越來越明顯。從1884年起，國際上約定采用英國倫敦格林威治天文臺中星儀所在處的子午線作為本初子午線，該線上的經度為零，向東和向西計量各180°。

　　采用平極代替瞬時地極，本初子午線和任一地點的子午線都將通過平極，這些子午線稱為平子午線。以平子午線計量經度就消除瞭極移影響。但這裡還存在著如何保持本初子午線的問題。把本初子午線定義為格林威治天文臺中星儀所在處的子午線，這意味著由該中星儀的觀測結果來保持本初子午線。由於存在觀測誤差，實際上不可能達到這一目的。如果觀測中斷或者更換儀器，問題將會更加復雜。為瞭克服這種困難，後來就改由分佈在全球的相當多的天文臺共同來保持本初子午線，即將這些天文臺觀測的數據進行統一處理，得出所謂平均天文臺的本初子午線。它不是以地面上某一地點為參考，而是由分佈全球的幾十個天文臺計算結果的綜合所確定的一個系統。由於采取瞭這一措施，盡管格林威治天文臺已於1948年遷到原址東南方向75公裡處，但平均天文臺的本初子午線仍能保持，到1967年，平均天文臺體系已包括有54個臺站。1968年，國際時間局(BIH)認定平均天文臺的經度零點在國際協議原點所對應的平赤道上，把通過該原點和平均天文臺經度零點的子午線定義為本初子午線，它將由參加平均天文臺體系的各天文臺共同保持，這就是1968BIH系統的本初子午線。

　　為瞭統一中國的天文經度測定成果，1977年決定采用上海天文臺丹容超人差目視棱鏡等高儀所在處子午線的經度值121°25′37.584″作為中國天文經度起算值。此值是由該臺3架天文測時儀器多年精密測時成果綜合分析得來的。

　　大地天文測量的實施　大地天文測量的實施一般有兩種情況，第一種是在測站上隻需測定天文經度和緯度，這種測站通常稱為天文點。另一種是在測站上除瞭測定天文經度和緯度之外，還要測定天文方位角，這種天文點稱為拉普拉斯點。在中國的天文大地網中，大約每隔100 公裡測設一天文點。拉普拉斯點設在天文大地網一等三角鎖段起始邊的兩端，間隔大約為200公裡。在一等導線中，拉普拉斯點的間隔較密。中國天文大地網中的一等天文經度、緯度和方位角的精度分別不低於0.3″、0.3″和0.5″。

　　大地天文測量所采用的主要儀器設備有：天文觀測儀器、守時儀器、記時儀器和無線電收訊機。其中天文觀測儀器有全能經緯儀(圖5)、中星儀和棱鏡等高儀等。守時儀器過去是采用精密的機械鐘，現在逐漸為石英鐘所代替。記時儀器用於記錄觀測恒星的時刻，以及連同無線電收訊機一起收錄時號。

圖5　全能經緯儀

　　天文經度測定　同一瞬間某地的地方恒星時與格林威治本初子午線上零點的恒星時之差，就是該地的經度。因此，天文經度測定包括兩項工作，一是觀測恒星，確定地方恒星時，二是收錄無線電時號，求得同一瞬間本初子午線零點的恒星時，兩者之差就是當地的經度。

　　無線電時號是以一定頻率和一定程序播送的時間信號，中國陜西天文臺短波時號發射臺的呼號為BPM，采用標準頻率2.5兆赫、5兆赫、10兆赫、15兆赫和20兆赫交替發播。每一瞬間都有兩個以上頻率在工作，以保證全天連續發播。

　　經度測定法分為單向測定法和雙向測定法兩類。單向測定法隻需在測站上收錄時號和測時，雙向測定法則要由觀測組分別在兩個點上用同樣方法測時和收錄時號，而且觀測一個階段後，兩觀測組連同儀器對換測站，進行下一階段的觀測。測定一、二等天文點經度常采用前者，測定基本天文點的經度常采用後者。

　　中國大地天文測量中采用的測時方法是東西星等高法，系俄國的金格爾（Н.я.Цингер）於1874年首創，故又稱金格爾法。此法是使用全能經緯儀觀測赤緯近似相等的東、西星通過等高圈的時刻。觀測時刻應選取兩星對稱於子午圈，而且盡量接近於卯酉圈之時。兩星的赤經和赤緯可由恒星視位置表查取，測站緯度由其他方法測定，由這些已知元素，就可算出觀測瞬間天文鐘對於測站地方時的鐘差。此法的準備和計算工作都較繁瑣。為瞭簡化，後來編算有專用觀測星對表。自蘇聯的庫利科夫（А.К.Кулйков）1946年提出簡化公式後，可編算星對星歷表，減少瞭計算工作量，此法才被廣泛采用。中國1978年出版瞭《東西星等高法觀測星表》，並算出相應的《東西星等高法計算星表》。中國並在全能經緯儀上采用光電記錄技術，提高瞭測時精度，“人儀差”也大為削弱。

　　另一精密測時方法是中天法，即將中星儀的望遠鏡視準軸安置在測站子午面內，並能在該平面內旋轉，以便觀測各種高度的恒星中天的時刻。這一方法為丹麥的羅默(O.Rømer)於1675年首創。中天法的原理很簡單，因為恒星中天時的時角為零，所以觀測瞬時的測站地方時等於恒星的赤經，這是一個已知量。由於用許多顆恒星的觀測結果，一並求出天文鐘對於測站恒星時的鐘差和方位差，從而即可獲得極其精密的結果。因此，中天法是固定天文臺站目前常用的精密測時法之一。

　　天文經度測定是一項比較復雜的作業，要達到規定的精度要求，需要采取各種減弱誤差影響的措施。天文經度測定中最大的誤差源，是觀測員跟蹤星影的固有的人差和儀器誤差，統稱為人儀差。為瞭測定人儀差，在中國全國范圍內大致均勻地佈設瞭若幹個天文經度基本點，這些點的經度測定精度要比一等天文經度測定的精度高一個數量級，因此可作為標準值。觀測員采用某一架儀器在這些基本點上測定的經度值與標準值的差異，就是該觀測員和所用儀器的人儀差。在一期野外工作開始前和結束後，都需要進行人儀差的測定，以便對這一期間測定的所有經度結果加入人儀差改正。

　　天文緯度測定　天文緯度也等於測站的天極高度，即等於極高。故緯度測定又稱極高測定，由此提供瞭測定緯度的簡單方法。大地天文測量中采用赫瑞鮑-太爾各特（又譯太爾科特）法測定緯度，此法為丹麥的赫瑞鮑（P.Horrebow） 於1732年首創，其後由美國天文學傢太爾各特（A.Talcott）於1834年加以改進，並用於實踐。如圖6，南星SS和北星SN在測站中天時的天頂距ZS和ZN大致相等，赤緯分別是δS和δN，於是測站緯度為：

φ=1/2(δS+δN)+1/2(ZS-ZN)，

式中的δS和δN是已知量，所需要測量的隻是南星和北星的微小天頂距差，可用全能經緯儀或中星儀上的目鏡測微裝置來量取。由於南星和北星的天頂距大致相等，大氣折射的影響很小，因此，這一方法也同時是固定天文臺站采用的精密測定緯度法之一。為瞭便於應用，中國編有《太爾科特法星對表》。

　　經、緯度同時測定　目前普遍采用多星等高法，即觀測若幹顆恒星通過某一等高圈的時刻，以求定測站緯度和某一瞬間（一般取收錄時號的瞬間）天文鐘對於測站地方恒星時的鐘差，由收錄時號的結果可以推算天文鐘對於格林威治恒星時的鐘差，由兩鐘差之差可得出測站經度。

　　此法是C.F.高斯於1808年首創，故又稱高斯等高法。但因當時經緯儀結構不夠完善，加之外界環境的影響，望遠鏡所指的高度不可能保持不變。自從棱鏡等高儀出現後，可使儀器所指的高度保持恒定，多星等高法才進入精密方法的行列。

　　天文方位角測定　大地網中一條邊方位角的測定包括兩項工作：在該邊的一端測定恒星的方位角，以及恒星方向同另一端的地面目標方向之間水平角。前一工作通常采用恒星時角法。此法是於某一瞬間照準恒星，讀取天文鐘；由收錄時號結果推算天文鐘對於格林威治恒星時的鐘差；再由已知的測站經度，進一步推算天文鐘對於測站恒星時的鐘差；由觀測瞬間的測站恒星時減去已知的恒星赤經，得出恒星的時角。最後，由恒星的赤緯、測站的緯度以及所測定的恒星時角，即可由定位三角形計算恒星的方位角。

　　要減弱測站經、緯度誤差和鐘面時誤差對恒星方位角的影響，所觀測的恒星應盡可能靠近天極。因此，包括中國在內的北半球國傢普遍采用北極星時角法。

　　為瞭測定大地網中一條邊的方位角，在該邊的一端照準恒星之後，立即照準另一端的地面目標，以測定兩者間的水平角。恒星方位角加上此水平角，就是該邊的方位角。

　　天文方位角測定中也存在著人儀差，由於產生這種人儀差所涉及的因素更為復雜，所以目前尚無有效的測定方法予以改正。