近几十年来，随着天体测量精度的不断提高，传统的牛顿理论体系逐渐不能适应高精度天体测量的需要。相对论作为目前与实验符合最好、最简单易用的理论，在天体测量与天体力学中的作用越来越重要。为了适应这一变化，国际天文学会成立了专门的相对论问题工作组(WorkingGroup)。从1991年起，该工作组对相对论体系下坐标系、时间体系、后牛顿引力势、物理量及天文常数等问题作出了一系列的决议。这些决议经过不断地修改和完善，逐渐成为相对论天体测量体系的规范。　　 然而，IAU的决议并未解决所有相对论天体力学体系的理论问题，相对论天体力学的标准模型也只是对于太阳系天体比较完善。而高精度的天体测量计划，其精度已经要求太阳系外一些大质量天体所造成的相对论效应也必须被考虑。但由于太阳系外天体质量测量的困难性和不精确性，相对论标准模型暂时没有推广到太阳系以外。在目前的研究中，或者将这些效应完全忽略，或者仅仅当作一些误差来处理。这与微角秒量级的天体测量计划不相称。本文通过应用未来高精度的天体测量数据进行模拟计算，指出部分大自行、近距离单个恒星的质量可以通过这些微角秒量级的高精度天体测量数据测出。这些恒星质量的测出不仅对于天体物理学中恒星及星系的形成和演化具有重要意义，而且可以将太阳系内的相对论标准模型在一些局部扩展到太阳系外，这有助于天体历表的归算和恒星运动的研究。　　 本文分为七章，第一章是前言，主要介绍相对论的时空观，高精度天体测量计划中使用相对论的必要性和IAU有关决议的形成历史。第二章是IAU相关决议和补充说明的介绍，以及IERS规范中关于一些具体相对论应用问题的介绍，在以后的章节中会对IAU决议中的内容加以引用。第三章以Gaia为主介绍一些高精度天体测量计划，分析这些计划要实现如此高的精度所要考虑的有关相对论的问题，以及如何将相对论的模型运用到计划中并和其它的引力理论(大都可以使用参数化的后牛顿方法表示)进行比较，并且应用实验的结果验证相对论。　　 第四章至第六章主要由作者的工作组成。第四章是计算一阶后牛顿近似下内部为理想流体的旋转椭球体的内外度规，度规是相对论天体测量体系中最重要的部分，因此选取与实际天体接近的一个模型计算度规。这里选取谐和规范，应用椭球坐标系下的广义球谐函数展开，得到了一阶后牛顿近似下度规的精确表达式，这一结果有助于外部小天体运动和内部天体结构的研究。　　 第五，六章是本文的主要内容。第五章主要介绍在微角秒量级下河外源精确定位所要面对的问题，并针对这些问题提出相应的解决方案。目前之所以无法在相对论天体测量模型下对河外源进行精确定位，主要原因在以下几个方面：　　 1，可见光物质(主要指恒星)的质量测量尚不够精确。　　 2，宇宙中引力波的扰动尚无法估计。　　 3，暗物质和暗能量的面貌还不够清晰。　　 而对于银河系来说，第一个问题是人们更为关心的。因为对于不随时间改变的量一般可以不予考虑，所以我们主要关心时变量，即由于恒星自行和周年视差可能带来的光线引力偏折的改变、以及由于长期光行差效应和太阳系内天体多极矩造成的对河外源精确定位的影响。通过计算这些效应的量级，有助于在微角秒量级下对河外源进行精确定位和进一步精化天球参考架。除此之外，可能影响Gaia精度的相对论光行差效应也在第五章中进行了分析。　　 有了第五章的基础，第六章则给出了高精度天体测量数据的一个应用：测定太阳附近部分较大质量和自行的恒星的质量。在某颗较大质量和自行的恒星附近，如果存在一个在天球背景上理应不动的河外源，那么这个源的视位置会因为这颗恒星造成的引力偏折的变化而发生微小的漂移。高精度的天体测量计划可以测出这个微小的漂移，从而根据这颗恒星的自行和距离等天体测量数据及相对论引力偏折公式计算出这颗恒星的质量。这样这颗已知质量的恒星就可以加入到太阳系外的度规计算之中。相对论标准模型也得以扩展。　　 第七章为总结和展望，不仅对全文的内容进行总结概括，而且对相对论与其他引力理论作综合比较，对相对论天体测量学前景进行展望。　　 本文主要解决了以下问题：　　 1，在一阶后牛顿近似下计算了内部为理想流体的旋转椭球体的内外度规。　　 2，给出了综合考虑恒星自行和周年视差下通过未来高精度天体测量数据计算孤立恒星的质量的方法。　　 3，应用Hipparcos星表中星的视差，自行等数据，假想每颗恒星周围都有一个理想的射电源，估算出Hipparcos星表中应用这种方法可以计算出质量的恒星个数，编写出通用的找星程序。　　 4，对于不存在理想背景源，而是恒星之间相互影响的情况，提出了估算和修正质量的方法。　　 5，分析了Gaia观测中可能影响精度的相对论光行差问题。　　 6，根据以上结果对相对论标准模型进行扩展和应用。