產(chǎn)生視差的原因有什么
由于物鏡調(diào)焦不完善，導(dǎo)致目標實像與十字絲平面不完全重合出現(xiàn)相對移動現(xiàn)象，稱為視差。下面是學(xué)習(xí)啦小編精心為你整理的產(chǎn)生視差的原因，一起來看看。
產(chǎn)生視差的原因
由于物鏡調(diào)焦不完善，使目標實像不完全成像在十字絲平面上;在目鏡端觀測者眼睛略作上下少量移動，如發(fā)現(xiàn)目標也隨之相對移動，即表示有視差存在;再仔細進行物鏡調(diào)焦，直至成像穩(wěn)定清晰。
視差的消除方法
若待測像與標尺(分劃板)之間有視差時，說明兩者不共面，應(yīng)稍稍調(diào)節(jié)像或標尺(分劃板)的位置，并同時微微晃動眼睛，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并觀察：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，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后面，將目鏡略微移進去一點即可;反復(fù)多次調(diào)節(jié)，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
周日視差
是地球自轉(zhuǎn)或天體周日視運動所產(chǎn)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。周日視差隨著天體的高度變化而改變。當天體位于天頂Z時,它的周日視差為零;當天體位于地平時，它的周日視差達到極大值P0，稱為周日地平視差。周日地平視差 P0和地心到天體的距離D以及地球半徑R之間的關(guān)系可以表示為(圖公式一) 已知R和P0，便可求得D?？紤]到地球是個扁球體，赤道半徑大于極半徑，同一天體的周日地平視差值，還將隨觀測地點的不同而變化。當觀測者位于赤道時，天體的周日地平視差具有最大值，稱為赤道地平視差。
測定天體的周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。
計算P0值。1751～1753年，法國拉卡伊和拉朗德，首次在差不多位于同一經(jīng)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周日地平視差。行星的周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(jù)他在巴黎和南美法屬圭亞那所作的火星觀測，求得了火星的周日地平視差。至于太陽的周日地平視差則不能用上述方法直接測定，必須采用間接的方法來測定(見太陽視差)。
周年視差
是地球繞太陽周年運動所產(chǎn)生的視差。它的定義是：地球和太陽間的距離在恒星處的張角。恒星的周年視差π 與太陽到恒星的距離 r以及地球到太陽的平均距離α 之間的關(guān)系(圖2)可以表示為：
恒星的周年視差π 都小于一角秒，所以通常π 以角秒為單位，并把上式寫為：(圖公式三)，已知α 和π，便可求得r。
自哥白尼提出日心地動學(xué)說(見日心體系)以后的近三百年間,許多人企圖發(fā)現(xiàn)恒星的周年視差,但都沒有成功，以致有些人對哥白尼學(xué)說的正確性持懷疑態(tài)度，其中包括丹麥著名天文學(xué)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)三顆近距恒星的周年視差。早期用目視法測定恒星的周年視差，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。當恒星同地球的距離等于100秒差距時,其周年視差的觀測誤差已相當于其視差本身相等的數(shù)值，因此只有對距離小于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(xué)天文臺在1952年出版的《恒星視差總表》中列出了約 6,000顆恒星的三角視差。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(nèi)的近距星的視差。在全天恒星中，南門二的一顆伴星的視差最大，等于0獎76，故有比鄰星之稱。
長期視差
是太陽在空間運動所產(chǎn)生的視差(也稱視差動)。長期視差πS和太陽到恒星的距離 r以及太陽在一年里所 走過的距離d之間的關(guān)系可以表示為：
恒星的距離遙遠，πS十分小，所以當它以角秒計時： 。
太陽對于鄰近恒星的空間速度V⊙=19.7公里/秒,因此,太陽附近恒星的長期視差等于其周年視差的4.15倍。對于具有某種共同特征的一組星，如視星等或光譜型在某一確定范圍內(nèi)的恒星，或某種類型的變星等，可利用自行或視向速度的觀測數(shù)據(jù)進行統(tǒng)計分析，求出它們的長期視差。
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