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(biāo)實(shí)像與十字絲平面不完全重合出現(xiàn)相對(duì)移動(dòng)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(biāo)實(shí)像不完全成像在十字絲平面上;在目鏡端觀測(cè)者眼睛略作上下少量移動(dòng)，如發(fā)現(xiàn)目標(biāo)也隨之相對(duì)移動(dòng)，即表示有視差存在;再仔細(xì)進(jìn)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(cè)像與標(biāo)尺(分劃板)之間有視差時(shí)，說明兩者不共面，應(yīng)稍稍調(diào)節(jié)像或標(biāo)尺(分劃板)的位置，并同時(shí)微微晃動(dòng)眼睛，直到待測(cè)像與標(biāo)尺之間無相對(duì)移動(dòng)即無視差。 具體辦法是： 在分光計(jì)目鏡前上下晃動(dòng)眼睛并觀察：當(dāng)眼睛向上移動(dòng)時(shí)，若綠十字像向下移動(dòng)，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(diǎn)即可;反之，若綠十字像向上移動(dòng)，則說明綠十字像位置在分劃板后面，將目鏡略微移進(jìn)去一點(diǎn)即可;反復(fù)多次調(diào)節(jié)，直至像與標(biāo)尺之間無相對(duì)移動(dòng)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(yùn)動(dòng)所產(chǎn)生的視差。它的定義是：通過M點(diǎn)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(dāng)天體位于天頂Z時(shí),它的周日視差為零;當(dāng)天體位于地平時(shí)，它的周日視差達(dá)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(gè)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(cè)地點(diǎn)的不同而變化。當(dāng)觀測(cè)者位于赤道時(shí)，天體的周日地平視差具有最大值，稱為赤道地平視差。
測(cè)定天體的周日地平視差的最簡(jiǎn)單方法是：在同一子午線上相距很遠(yuǎn)的兩個(gè)地點(diǎn)同時(shí)觀測(cè)同一天體，測(cè)定它在中天時(shí)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(jì)算P0值。1751～1753年，法國(guó)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(tái)和好望角天文臺(tái)同時(shí)觀測(cè)月球，相當(dāng)精確地測(cè)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(shí)用上述方法測(cè)定。1672年，法國(guó)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(cè)，求得了火星的周日地平視差。至于太陽(yáng)的周日地平視差則不能用上述方法直接測(cè)定，必須采用間接的方法來測(cè)定(見太陽(yáng)視差)。
周年視差
是地球繞太陽(yáng)周年運(yùn)動(dòng)所產(chǎn)生的視差。它的定義是：地球和太陽(yáng)間的距離在恒星處的張角。恒星的周年視差π 與太陽(yáng)到恒星的距離 r以及地球到太陽(yáng)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(dòng)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(duì)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(guó)В.Я.斯特魯維、德國(guó)貝塞耳和英國(guó)T.亨德森才分別測(cè)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(cè)定恒星的周年視差，精度不高。二十世紀(jì)以來，開始使用口徑大、焦距長(zhǎng)的大型折射或反射望遠(yuǎn)鏡和照相方法測(cè)定視差。當(dāng)恒星同地球的距離等于100秒差距時(shí),其周年視差的觀測(cè)誤差已相當(dāng)于其視差本身相等的數(shù)值，因此只有對(duì)距離小于100秒差距的近距星,才能比較準(zhǔn)確地測(cè)定它們的三角視差。美國(guó)耶魯大學(xué)天文臺(tái)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(cè)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(jiǎng)76，故有比鄰星之稱。
長(zhǎng)期視差
是太陽(yáng)在空間運(yùn)動(dòng)所產(chǎn)生的視差(也稱視差動(dòng))。長(zhǎng)期視差πS和太陽(yáng)到恒星的距離 r以及太陽(yáng)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(yuǎn)，πS十分小，所以當(dāng)它以角秒計(jì)時(shí)： 。
太陽(yáng)對(duì)于鄰近恒星的空間速度V⊙=19.7公里/秒,因此,太陽(yáng)附近恒星的長(zhǎng)期視差等于其周年視差的4.15倍。對(duì)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(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行統(tǒng)計(jì)分析，求出它們的長(zhǎng)期視差。
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