針對天體攝影的天體攝影術發明於何時?
1840年
針對天體攝影的天體攝影術誕生於1840年，當時約翰·威廉·德雷伯使用銀版照相法對月球進行攝影。哈佛大學天文台科學家喬治·菲利普斯·邦德和約翰·亞當斯·惠普爾在1840年7月17日對織女星進行攝影，它成為人類第一顆除了太陽以外攝影的恆星，也是使用銀版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月對織女星攝影的時候，得到了第一張恆星光譜的照片。這也使得他成為第一個展現恆星吸收譜線的人。天文學家已經在太陽的光譜裡辨識出類似的光譜線。威廉·哈金斯在1879年利用織女星和類似恆星的光譜照片來辨認一系列在該類恆星裡普遍存在的12條非常強烈的譜線。後來天文學家辨認出這是氫原子的巴耳麥系譜線。從1943年開始，天文學家將織女星的光譜當成分類其他恆星的標準之一。天文學家可以藉由地球環繞太陽公轉時，織女星相對於背景恆星的視差測量出它與地球之間的距離。歷史上首先發表恆星視差的人是瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125弧秒，但是弗里德里希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星系統天鵝座61的視差為0.314″時，斯特魯維把織女星的視差修正為先前的兩倍左右。這次修正使斯特魯維公布的數據更有疑問，因此當時大部分天文學家都認可貝塞爾的數據才是歷史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。地球上看到的恆星亮度是使用標準化的對數刻度－視星等來表示，它隨著恆星亮度的增加而減小。肉眼能見的最暗恆星為6等星，而最亮的恆星天狼星星等為-1.47等。為了標準化這個對數刻度，天文學家選擇織女星來作為所有波長的0星等。因此許多年以來，織女星被當作是絕對光度測定的亮度刻度。 然而這種規定沒有延續至今，現在視星等的零點普遍使用特定數值的光流量來表示。這種方法對於天文學家來說更加簡便，因為織女星並不能永遠作為度量的標準。
視差在應用上根據不同需要派生出各個稍有不同的概念：物理學中，指在不同位置觀察遠近兩物體時，它們間發生相對位置變化的現象。天文學中，指因為觀測者位置的移動或由不同地點觀測同一天體而引起的方向變化；測量天體視差是確定天體之間距離最基本的方法。天文學家在早期使用此方法測量了月球離地球的距離與天鵝座61的距離。攝影測量中，指立體像對上同名像點的坐標差，其橫坐標差稱為左右視差，縱坐標差稱為上下視差；在航空攝影測量中，左右視差可以推算地面點之間的高差，上下視差可用以確定像片之間在攝影時的相對關係。攝影術中，指從相機取景器中看到的物體位置和鏡頭攝入的物體位置不相一致的現象；相機距物體越遠，視差越小；高級取景器有校正視差的機能，使物體在感光成像上的位置和從取景器中所看到的位置無論遠近都相合；單眼相機由於取景器和攝影通過同一物鏡，所以基本沒有視差。
天體物理學是一門相當新近發展的科學領域。在十九世紀，研究重心逐漸從天文學轉變至天體物理學，這可以歸功於三項重要科技突破：幾何視差、光譜學與天體攝影。使用幾何視差方法，天體物理學者可以準確地測量恆星距離。光譜學技術的發展使得檢試天體的物理與化學性質成為可能。天體攝影增進天文學者通過可見光觀測與探索天體現象的能力。這些突破加上新一代望遠鏡，以及對於包括量子力學、廣義相對論在內的基本科學的深切了解，導致了二十世紀天體物理學的快速發展。愛因斯坦建立廣義相對論之初，由於場方程式的複雜性他一時還無法找到場方程式的任何一種精確解。在他研究水星近日點進動的問題中，他在近似計算了無轉動無電荷的球形質量的重力場。然而就在廣義相對論建立的同時，1915年12月德國物理學家卡爾·史瓦西給了他一個驚喜，史瓦西使用了球座標求得了這個問題的精確解。史瓦西解預言了在重力場非常強的情形下光也無法逸出的可能性，從而在理論上證明了黑洞的存在。
開發區依照產業重點的不同分為經濟開發區、經濟技術開發區、工業區等類型，此外還有產業園或工業園、科技園相對專業的區域等，多附屬於開發區。開發區為中國大陸地區推行「改革開放」以來設置最多的經濟區。按照所設層次的不同，分為國家級、省級、縣級三種主要類型，很多鄉鎮也設有開發區。為便於管理，開發區劃定的區域多為地級行政區範圍內跨縣級行政區的區域，或一個縣級行政區範圍劃定的區域，這類開發區以國家級或省級開發區為主；縣級行政區範圍劃定的開發區則以縣級開發區為主，在一個鄉鎮內或跨越鄉鎮劃定區域；鄉鎮一級設立的開發區多跨行政村劃定區域，或一個行政村範圍內劃定區域。