海鯰

[拼音]：shicha

[英文]：parallax

觀測者在兩個不同位置看到同一天體的方向之差。視差可以用觀測者的兩個不同位置之間的距離（又稱基線）在天體處的張角來表示。天體的視差與天體到觀測者的距離之間存在著簡單的三角關係。測出天體的視差，就可以確定天體的距離。因此，天體的視差測量是確定天體距離的最基本的方法，稱為三角視差法。由於天體的距離都很遙遠，它們的視差很小，為精確測定它們的視差，必須儘可能地把基線拉長。在測定太陽系內一些天體的視差時，以地球的半徑作為基線，所測定的視差稱為週日視差。在測定恆星的視差時，以地球和太陽之間的平均距離作為基線，所測定的視差稱為周年視差。

週日視差

是地球自轉或天體週日視運動所產生的視差。它的定義是：通過M點的地球半徑在天體S處的張角（圖1）。

週日視差隨著天體的高度變化而改變。當天體位於天頂Z時，它的週日視差為零；當天體位於地平時，它的週日視差達到極大值P0，稱為週日地平視差。週日地平視差 P0和地心到天體的距離D以及地球半徑R之間的關係可以表示為：

。

已知R和P0，便可求得D。考慮到地球是個扁球體，赤道半徑大於極半徑，同一天體的週日地平視差值，還將隨觀測地點的不同而變化。當觀測者位於赤道時，天體的週日地平視差具有最大值，稱為赤道地平視差。

測定天體的週日地平視差的最簡單方法是：在同一子午線上相距很遠的兩個地點同時觀測同一天體，測定它在中天時的天頂距z1和z2，如果已知兩地的地理緯度分別是φ1和φ2，則可用公式

計算P0值。1751～1753年，法國拉卡伊和拉朗德，首次在差不多位於同一經線上的柏林天文臺和好望角天文臺同時觀測月球，相當精確地測定了月球的週日地平視差。行星的週日地平視差也可在它們最接近地球時用上述方法測定。1672年，法國G.D.卡西尼根據他在巴黎和南美法屬蓋亞那所作的火星觀測，求得了火星的週日地平視差。至於太陽的週日地平視差則不能用上述方法直接測定，必須採用間接的方法來測定（見太陽視差）。

周年視差

是地球繞太陽週年運動所產生的視差。它的定義是：地球和太陽間的距離在恆星處的張角。恆星的周年視差π 與太陽到恆星的距離 r以及地球到太陽的平均距離α 之間的關係（圖2）可以表示為：

。

恆星的周年視差π 都小於一角秒，所以通常π 以角秒為單位，並把上式寫為：

，

已知α 和π，便可求得r。

自哥白尼提出日心地動學說(見日心體系)以後的近三百年間，許多人企圖發現恆星的周年視差，但都沒有成功，以致有些人對哥白尼學說的正確性持懷疑態度，其中包括丹麥著名天文學家第谷。直到1837～1839年，俄國В.Я.斯特魯維、德國貝塞耳和英國T.亨德森才分別測出了織女星（即天琴座α）、天鵝座61和南門二(即半人馬座α)三顆近距恆星的周年視差。早期用目視法測定恆星的周年視差，精度不高。二十世紀以來，開始使用口徑大、焦距長的大型折射或反射望遠鏡和照相方法測定視差。當恆星同地球的距離等於100秒差距時，其周年視差的觀測誤差已相當於其視差本身相等的數值，因此只有對距離小於100秒差距的近距星，才能比較準確地測定它們的三角視差。美國耶魯大學天文臺在1952年出版的《恆星視差總表》中列出了約 6，000顆恆星的三角視差。近二、三十年來又測定了百分之十以上的暗星的三角視差。例如在1969年版《格利澤星表》中，列出了1，049顆距離在20秒差距之內的近距星的視差。在全天恆星中，南門二的一顆伴星的視差最大，等於0.76，故有比鄰星之稱。