哈勃太空望远镜新近观测到一个神秘天体，这可能把人类带入更深遂的未知宇宙空间。天文学家根据天体发生的红移现象判断它和地球的距离，红移越大，说明距离越远。目前最远能看到距地球120亿光年的天体。红移达到6.7的一个星系和达到5.8的一个类星体，是我们至今观测到的最远天体。
据巴尔第摩太空望远镜科学研究会的布鲁斯－迪金森介绍，哈勃望远镜发现的新天体，红移可能达到12。初步推断，该天体可能是一个虽距地球不远，但极其暗淡的星系，即所谓碳星（carbon star），或是一个已知宇宙内最遥远的天体。天文学家们正在夏威夷，利用世界最大的凯克反射望远镜做进一步观察。
关于天体：
天体的定义
宇宙物质的任何集聚形成的各种天文研究对象。天体就是宇宙间物质的存在形式而言的，是各种星体和星际物质的通称。如在太阳系中的太阳、行星、卫星、小行星、彗星、流星、行星际物质，银河系中的恒星、星团、星云、星际物质，以及河外星系、星系团、超星系团、星系际物质等。通过射电探测手段和空间探测手段所发现的红外源 、紫外源 、射电源、X射线源和γ射线源，也都是天体。人类发射并在太空中运行的人造卫星、宇宙火箭、空间实验室、月球探测器、行星探测器、行星
天体的位置
天体在某一天球坐标系中的坐标，通常指它在赤道坐标系中的坐标（赤经和赤纬）。由于赤道坐标系的基本平面（赤道面）和主点（春分点）因岁差、章动而随时间改变，天体的赤经和赤纬也随之改变。此外，地球上的观测者观测到的天体的坐标也因天体的自行和观测者所在的地球相对于天体的空间运动和位置的不同而不同。
天体的位置有如下几种定义：
①平位置。只考虑岁差运动的赤道面和春分点称为平赤道和平春分点，由它们定义的坐标系称为平赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经 和赤纬称为平位置。
②真位置。进一步考虑相对于平赤道和平春分点作章动的赤道面和春分点称为真赤道和真春分点，由它们定义的坐标系称为真赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经和赤纬称为真位置。平位置和真位置均随时间而变化，而与地球的空间运动速度和方向以及与天体的相对位置无关。
③视位置。考虑到观测瞬时地球相对于天体的上述空间因素，对天体的真位置改正光行差和视差影响所得的位置称为视位置 。视位置相当于观测者在假想无大气的地球上直接测量得到的观测瞬时的赤道坐标。
星表中列出的天体位置通常是相对于某一个选定瞬时
要得到观测瞬时的视位置需要加上：
①由星表历元到观测瞬时岁差和自行改正。
②观测瞬时的章动改正。
③观测瞬时的光行差和视差改正。
天体的距离
地球上的观测者至天体的空间距离。不同类型的天体距离远近相差十分悬殊，测量的方法也各不相同。
①太阳系内的天体是最近的一类天体，可用三角测量法测定月球和行星的周日地平视差；并根据天体力学理论进而求得太阳视差。也可用向月球或大行星发射无线电脉冲或向月球发射激光，然后接收从它们表面反射的回波，记录电波往返时刻而直接推算天体距离。
②对于太阳系外的较近天体，三角视差法只对离太阳 100 秒差距范围以内的恒星适用。更远的恒星三角视差太小，无法测定，要用其他方法间接测定其距离。
主要有：
分析恒星光谱的某些谱线以估计恒星的绝对星等，然后通过恒星的绝对星等与视星等的比较求其距离 ；
分析恒星光谱中星际吸收线强弱来估算恒星的距离；
利用目视双星的绕转周期和轨道张角的观测值来推算其距离；
通过测定移动星团的辐射点位置以及成员星的自行和视向速度来推算该星团的距离；
对于具有某种共同特征的一群恒星根据其自行平均值估计这群
利用银河系较差自转与恒星视向速度有关的原理从视向速度测定值求星群平均距离。
③对于太阳系外的远天体测量距离的方法主要有：
利用天琴座RR型变星观测到的视星等值；
利用造父变星的周光关系；
利用球状星团或星系的角直径测定值；
利用待测星团的主序星与已知恒星的主序星的比较；
利用观测到的新星或超新星的最大视星等；
利用观测到的河外星系里亮星的平均视星等；
利用观测到的球状星团的累积视星等；
利用星系的谱线红移量和哈勃定律等。
天体的形状和自转
由于天体不是质点，具有一定的大小和形状，天体内部质点之间的相互吸引和自转离心力使得天体的形状和内部物质密度分布产生变化，同时也对天体的自转运动产生影响。天体的形状和自转理论主要是研究在万有引力作用下天体的形状和自转运动的规律。
在天体的形状理论中，通常把天体看作不可压缩的流体，讨论天体在均匀或不均匀密度分布情况下自转时的平衡形态及其稳定性问题。目前研究得最深入的是地球的形状理论 ，建立了平衡形状的旋转椭球体，三轴椭球体等等地球模型 。近年来利用专用于地球测量的人造卫星所得的资料，正在与地面大地测量的结果相配合，
天体的自转理论，主要是讨论天体的自转轴在空间和本体内部的移动以及自转速率的变化。其中，地球的自转理论现已讨论得十分详细。地球的自转轴在本体内部的运动形成地极移动（见极移）；同时，地球自转轴在空间的取向也是变化的（见岁差，章动）。地球自转的速率也在变化，它既有长期变慢，使恒星日的长度每100年约增加1／1000秒左右，又有一些短周期变化和不规则变化（见地球自转）。
天体质量的测定
地球及其它天体的质量很大，牛顿发现的万有引力定律为计算天体质量提供了可能性。假定某天体的质量为M，有一质量为m的行星(或卫星)绕该天体做圆周运动，圆周半径为r，运行周期为T，由于万有引力就是该星体做圆周运动的向心力，故有 GMm/r^2=4π^2rm/T^2 ,由此式得M=4π^2r^3/(GT^2) ,若测知T和r,则可计算出天体的质量M。
天体密度的测定
应用万有引力定律测出某天体质量，又能测知该天体的半径或直径，就可求出该天体的密度，即ρ=M/V=M/(4πR^3/3)。
