產生視差的原因

　　視差是在光學實驗的調整過程中，隨著眼睛的晃動***觀察位置稍微改變***，標尺與被測物體之間產生相對移動，造成難以進行準確的實驗測量的一種現象。下面是小編精心為你整理的，一起來看看。

　　視差是視覺得到的影象與實際情況發生的偏差,人的雙眼觀察物體時兩眼由於位置不同而分別得到有微細觀察角度不同的影象,這是雙眼視差;照相機取景器與實際得到的照片有區別,那是取景器視差;讀取指標式儀表讀數時由於觀察位置的區別導致讀取到不同數值,這也是視差;有些視差是有用的,不能消除,如雙眼的視差使得人有距離遠近的辨別能力;根據視差可以做出光學測距裝置等等;至於遊標卡尺上的遊標、指標式儀表錶盤刻度下安裝小鏡子、瞄準射擊時檔住一隻眼睛等,都是消除視差的辦法.

　　視差產生的原因：由於度量標尺***分劃板***與被測物體***像***不共面，使得當眼睛晃動***觀察位置稍微改變***時，標尺與被測物體之間會有相對移動。

　　消除視差的方法：若待測像與標尺***分劃板***之間有視差時，說明兩者不共面，應稍稍調節像或標尺***分劃板***的位置，並同時微微晃動眼睛，直到待測像與標尺之間無相對移動即無視差。具體辦法是：在分光計目鏡前上下晃動眼睛並觀察：當眼睛向上移動時，若綠十字像向下移動，則說明綠十字像位置在分劃板前面***如上圖的演示所示***，因此只需將目鏡略微移出來一點即可;反之，若綠十字像向上移動，則說明綠十字像位置在分劃板後面，將目鏡略微移進去一點即可;反覆多次調節，直至像與標尺之間無相對移動即可完全消除視差。

　　視差的分類

　　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***圖公式一*** 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嗞1和嗞2，則可用公式***圖公式二***

　　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。

　　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獎76，故有比鄰星之稱。

　　長期視差

　　是太陽在空間運動所產生的視差***也稱視差動***。

　　太陽對於鄰近恆星的空間速度V⊙=19.7公里/秒,因此,太陽附近恆星的長期視差等於其周年視差的4.15倍。對於具有某種共同特徵的一組星，如視星等或光譜型在某一確定範圍內的恆星，或某種型別的變星等，可利用自行或視向速度的觀測資料進行統計分析，求出它們的長期視差。