天体测量包括天体位置的角度测量、角度测量的误差研究、角度随时间或因观测者空间位置不同的变化（即自行、切向速度和视差）和从这些测量值推导天体物理量。相对于视场内参考星测定天体位置的方法亦称为较差或相对测量方法。大气的湍流严重影响了广角天体测量的精度，它对窄角天体测量并不太严重，所以它的测量精度比广角测量的精度高。这种方法已在光学、射电波段和近红外波段使用。天体照相仪的工作原理如图所示：AA′为仪器的光轴，恒星S在天球切面上的投影为S′，如果望远镜的焦距为f，由此得到切面上的坐标x和y，从位置已知的参考星坐标计算底片参数，然后再由底片参数得到待测星的坐标。进行窄角天体测量的仪器有：经典的天体照相仪（包括折射和反射望远镜，如1900年编制天图星表（AC）的天体照相仪，为编制AGK星表在1975年制造的汉堡天体照相仪，还有USNO双筒望远镜，Lick和Yale天体照相仪等）。接收设备使用底片（或CCD），精度一般为0.2″～0.4″，使用CCD取代底片后，则精度将提高。除此以外，还有VLBI和光干涉（如谱斑干涉仪、迈克耳孙干涉仪）、HST的精细导星感知器，精度已达几十个微角秒。有些仪器，如VLBI既可作广角天体测量，又可作窄角天体测量。视场的大小不一定，可以几个角分至几度。如保加利亚科学院天文研究所和国家天文台编制的大视场天文照相底片目录（Catalogue of Wide-Field Plate Archives，CWFPAs）时，取视场≥1°的底片；而在寻找外星行星的ESPRI（全称Exoplanet Search with PRIMA）计划中用的设备VLTI-PRIMA（Phase Referenced Imaging and Micro-Arcsecond）在窄角天体测量模式时视场仅2′。

随着大口径光学望远镜研制和大的镶嵌CCD（mosaics of CCD）出现，望远镜光学结构使大视场中成像质量优越，能观测的天体暗至24星等（mag），并且计算机具备及时处理1012字节的能力，现在地面观测主要是窄角天体测量方法，但是在参考星选用河外星系时，由此编制的星表是绝对的，如南天自行星表SPM4。截至2020年正在进行和部分完成的项目有：

①Pan-STARRS（Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System）。由夏威夷大学天文研究所负责的国际合作项目。它由4个相互校准的大视场RC光学望远镜组成。每个望远镜的主镜为1.8米，视场7deg²（直径3°），仪器安放在夏威夷Mauna Kea，能观测赤纬-47.5°以北约30000deg²的天区，极限星等为24mag。科学目标为研究太阳附近几百秒差距内的小质量和亚矮星族；银河系动力学结构、大尺度冕流；以及银河系形成和演化；太阳系天体轨道的改进。第一和第二个望远镜PS1（采用1.4×10⁹像素照相机）和PS2分别已在2010年和2014年开始科学项目的观测。PS1单历元的天体测量精度为10毫角秒，期望这些观测可得到100秒差距内恒星的视差和至几百秒差距内恒星的自行，3.5年内60次观测的最终精度分别为1.5～2.2毫角秒和1.2毫角秒/年。

②SkyMapper。它是一架口径1.35米、视场5.7deg²的光学望远镜，并采用268×106像素照相机，安放在澳大利亚Siding Spring Observatory，作为SDSS南天巡天的补充。2007年4月开始常规观测，5年中对Stromlo南天20000deg²天区进行6颜色和6个历元的巡天观测，极限星等为21mag。对1×10⁹个天体观测36次，共有～2 TB资料。天体测量精度好于50毫角秒，并对恒星进行测光。科学目标为研究海王星以外太阳系天体的分布；太阳附近最年轻星的形成；银河系暗物质晕的扩充和形状；测定1×10⁸颗恒星的重力和金属丰度，核棒、薄/厚盘和晕化学和形成的历史；极端贫金属星的研究；星系红移巡天2dF/6dF测光校准；宇宙电离历史的探测。

③URAT（USNO Robotic Astrometry Telescope）。望远镜的口径203毫米，焦距2060毫米，采用4块10560×10560像素照相机，单次露光可覆盖28deg²天空。2012年4月至2015年6月安放在美国海军天文台Flagstaff站，以后搬移至CTIO（Cerro Tololo Inter-American Observatory）进行南天观测。2015年10月发表URAT1星表，包括赤纬 ≥－15°，星等R＝3-18.5mag的228×10⁶颗天体。在平均历元2013.5处，位置精度为10～30毫角秒。188×10⁶颗天体与2MSS点源星表重合，给出自行精度5～7毫角秒/年。其重要性是提供在ICRF框架中全天恒星的自行，也是依巴谷与Gaia之间的桥梁，另外，补充Gaia不能观测亮星的不足。

④LSST（Large Synoptic Survey Telescope）。它是继SDSS以后，美国下一代的地面巡天计划。反射望远镜的主镜为8.4米，视场直径3.5°，采用3.2×10⁹像素CCD照相机。仪器安放在智利北部Cerro Pachón，2015年4月14日开始建设，预计2022年1月正式运行。在6个波段上对δ=＋34.5o以南的30000deg2的天区进行观测。用SDSS和POSS可以测定暗至V=20mag，2×10⁷个天体的绝对自行（精度为3毫角秒/年）和80000类星体的光谱。LSST与SDSS和POSS或Gaia巡天结合可得到V=24mag精度至1毫角秒/年的自行。在V=20mag时，视差测定精度为0.3毫角秒，而V=24mag时，视差精度为3毫角秒。LSST与Gaia可以互补，Gaia只能对r＜20mag的天体进行精确测量，而LSST可观测至24mag，两者有3～4mag重叠，用于LSST自行精度的校准。它的科学目的为：检测暗能量和暗物质；观测太阳系的小天体，特别是近地小行星和柯依伯天体；发现暂现光学事件，如新星和超新星；测绘银河系。

天体照相仪的工作原理