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1、产生视差的原因视差是在光学实验的调整过程中，随着眼睛的晃动观察位置稍微改变，标尺 与被测物体之间产生相对移动，造成难以进展准确的实验测量的一种现象。下面 是我精心为你整理的，一起来看看。视差是视觉得到的图像与实际情况发生的偏差，人的双眼观察物体时两眼由 于位置不同而分别得到有微细观察角度不同的图像，这是双眼视差;照相机取景 器与实际得到的照片有区别，那是取景器视差;读取指针式仪表读数时由于观察 位置的区别导致读取到不同数值,这也是视差;有些视差是有用的，不能消除，如 双眼的视差使得人有距离远近的区分能力;根据视差可以做出光学测距设备等等; 至于游标卡尺上的游标、指针式仪表表盘刻度下安装小镜子、
2、瞄准射击时档住一 只眼睛等，都是消除视差的方法.视差产生的原因：由于度量标尺分划板与被测物体像不共面，使得当眼睛晃 动观察位置稍微改变时，标尺与被测物体之间会有相对移动。消除视差的方法:假设待测像与标尺分划板之间有视差时，说明两者不共面， 应稍稍调节像或标尺分划板的位置，并同时微微晃动眼睛，直到待测像与标尺之 间无相对移动即无视差。具体方法是：在分光计目镜前上下晃动眼睛并观察：当 眼睛向上移动时，假设绿十字像向下移动，那么说明绿十字像位置在分划板前面 如上图的演示所示，因此只需将目镜略微移出来一点即可;反之，假设绿十字像 向上移动，那么说明绿十字像位置在分划板后面，将目镜略微移进去一点即可；
3、反复屡次调节，直至像与标尺之间无相对移动即可完全消除视差。视差的分类周日视差是地球自转或天体周日视运动所产生的视差。它的定义是：通过M点的地球 半径在天体、处的张角图1。周日视差随着天体的高度变化而改变。当天体位于 天顶Z时，它的周日视差为零;当天体位于地平时，它的周日视差到达极大值P0， 称为周日地平视差。周日地平视差P0和地心到天体的距离D以及地球半径R之 间的关系可以表示为图公式一R和P0，便可求得D。考虑到地球是个扁球体，赤道半径大于极半径，同一天体 的周日地平视差值，还将随观测地点的不同而变化。当观测者位于赤道时，天体 的周日地平视差具有最大值，称为赤道地平视差。测定天体的周日地平视
4、差的最简单方法是：在同一子午线上相距很远的两个 地点同时观测同一天体，测定它在中天时的天顶距z1和z2，如果两地的地理纬 度分别是嗞1和嗞2,那么可用公式图公式二计算P0值。17511753年，法国拉卡伊和拉朗德，首次在差不多位于同一 经线上的柏林天文台和好望角天文台同时观测月球，相当准确地测定了月球的周 日地平视差。行星的周日地平视差也可在它们最接近地球时用上述方法测定。 1672年，法国G.D.卡西尼根据他在巴黎和南美法属圭亚那所作的火星观测，求 得了火星的周日地平视差。至于太阳的周日地平视差那么不能用上述方法直接测 定，必须采用间接的方法来测定见太阳视差。周年视差是地球绕太阳周年运动所产
5、生的视差。它的定义是：地球和太阳间的距离在 恒星处的张角。自哥白尼提出日心地动学说见日心体系以后的近三百年间，许多人企图发现 恒星的周年视差，但都没有成功，以致有些人对哥白尼学说的正确性持疑心态度， 其中包括丹麦著名天文学家第谷。直到18371839年，俄国B.只.斯特鲁维、 德国贝塞耳和英国T.亨德森才分别测出了织女星即天琴座a、天鹅座61和南门 二即半人马座a三颗近距恒星的周年视差。早期用目视法测定恒星的周年视差， 精度不高。二十世纪以来，开场使用口径大、焦距长的大型折射或反射望远镜和 照相方法测定视差。当恒星同地球的距离等于100秒差距时，其周年视差的观测 误差已相当于其视差本身相等的数
6、值，因此只有对距离小于100秒差距的近距星, 才能比较准确地测定它们的三角视差。美国耶鲁大学天文台在1952年出版的？ 恒星视差总表？中列出了约6,000颗恒星的三角视差。近二、三十年来又测定了百分之十以上的暗星的三角 视差。例如在1969年版?格利泽星表？中，列出了 1,049颗距离在20秒差距之内 的近距星的视差。在全天恒星中，南门二的一颗伴星的视差最大，等于0奖76, 故有比邻星之称。长期视差是太阳在空间运动所产生的视差也称视差动。太阳对于邻近恒星的空间速度0=19.7公里/秒，因此，太阳附近恒星的长 期视差等于其周年视差的4.15倍。对于具有某种共同特征的一组星，如视星等 或光谱型在某一确定范围内的恒星，或某种类型的变星等，可利用自行或视向速 度的观测数据进展统计分析，求出它们的长期视差。
