先前提及過。
黑白照相機技術在1839年才出現，距今不過才11年的時間而已。
因此對於絕大多數觀測記錄來說。
繪製者所處的時代雖然可以看到星體，但座標系卻只能用肉眼判定並且記錄。
畢竟宇宙本身的尺度對於人類來說就已經很大了，手繪和肉眼又存在兩個階段的誤差。
所以這些誤差反饋在觀測記錄上，便會出偏差值與實際影象嚴重不符的情況。
當然了。
考慮到有些同學對於天文知識有些迷糊，比如什麼行星不發光肉眼看不到啊云云，所以這裡先解釋一件事：
觀測記錄到底記錄的是什麼內容。
從性質角度上來看，觀測記錄可以分成兩個型別：
一是肉眼觀測。
二是望遠鏡觀測。
上面這句話如果還無法理解，真可以另請高明瞭.....
人類肉眼能看到的天體決定於該天體的“視星等”，也就是觀測者在地球上用肉眼所看到的星體亮度。
視星等的大小可以取負數，負得越多亮度越高，反之則越低。
視星等大於+6的天體，就幾乎不可能用肉眼觀察到了。
比如冥王星是+13.65，海王星是+7.9。
所以肉眼觀測的情況下。
除了極限條件下可見的天王星外。
平時能被看到的行星就只有水星、金星、火星、木星、土星這五顆而已。
因此在望遠鏡發明出來之前的星圖，記錄的99%都是恆星。
至於望遠鏡就不一樣了，它可以觀測到很多行星，包括了海王星冥王星以及各類小行星等等......
當然。
這裡的‘很多’二字，是相對於肉眼而言的。
如果與恆星探測相比較，行星探測的難度就要高上無數倍了。
因為行星既不發出可見光，體積一般也都不大，只能靠著反射恆星的光線顯形。
由於很難直接觀察到行星，所以在目前的天文界，主要用多普勒分光法和凌日法等間接手段來捕捉行星。
多普勒分光法是利用行星引力造成恆星的微小搖動來判斷行星的存在，並可計算出行星質量等資訊。
凌日法則是根據行星從恆星前方橫穿過時觀察到的恆星亮度下降來判斷行星存在，並能由此推斷出行星的質量和大小，甚至其內部構造等多種物理要素。