视差,什么是恒星视差？

19世纪，方位天文学进入天体物理学时代。天体物理学标志着人类探索宇宙的新进展，这是一次质的飞跃。 在观测天文学中，恒星视差的发现具有无与伦比的意义。 恒星不是看起来一成不变的，它们也在移动，不过恒星离我们实在是太遥远了，所以，在基础观察阶段，尤其是用肉眼，是无法看到这些移动的。 英国的天文学教授布拉德雷想证明恒星视差，但是却没有成功，然而却意外地发现了光行差。他所能分辨的精度相当于离1万米之外看一根1米长的棍棒。可是恒星离我们出奇的遥远，单凭发现光行差所能分辨的精度根本无法准确地识别行星视差。 恒星视差，就是地球与恒星之间的距离问题。在观测天文学阶段，这是一道难题。1834年，德国血统的俄籍天文学家斯特鲁维着手研究这一问题。 斯特鲁维于1794年出生，他一直学习的是文科课程，以至到了30岁时还是语言学的准博士生。1825年，31岁的斯特鲁维递交了一篇论文名为《杰尔宾特天文台的地理位置》。就是这篇论文被导师们所欣赏，理科教授予以承认，从此，他开始了真正热爱的工作——天文研究的生涯。 斯特鲁维用自己新制的天文望远镜观测织女星，天文学中称阿耳法星。整整观测了三年，他发现了织女星0.25角秒的周年视差。同时，1784年出生的德国天文学家贝塞尔也在观测视差。 他使用的方法比斯特鲁维更为先进。所以他的测量也更加准确。他使用了测量被测恒星与它附近恒星之间夹角的方法。斯特鲁维的方法是：选定了一个固定的时间、固定的地点观测，然后隔一段时间就在同一地点再观测。这样就会发现恒星的位置发生了移动。 英国人亨德林也观测到了一些恒星的视差。 这里面最准确的当属贝塞尔。但是因为他晚一年发表研究成果，所以世界上最早发现恒星视差的人是斯特鲁维。 恒星周年视差的发现有一个突出的贡献，即测定日地距离。也就是说，找到了一把“量天尺”。 半人马座的阿耳法星，它的视差最大，那么就可得知它是第一次测出的离地球最近的一颗恒星，因为越远的恒星越不易察觉出它的移动。人们把离地球最近的这颗恒星称作比邻星。就是这样，如果和太阳离我们的距离相比，也是远得多。 宇宙中离地球最近的恒星是太阳，比邻星到地球的距离是日地距离的272000倍!太阳系在宇宙中真是沙粒一般。 斯特鲁维发现并测量了双星和聚星。和赫舍尔相同，他发表了双星表。 斯特鲁维的观测达到当时世界的先进水平，在天体物理学时代到来之前，他做出了旧时代后期巨大贡献之一，和海王星的发现一起载入史册。 斯特鲁维创立了当时世界最先进的天文台即普尔科夫天文台，使此地成为“世界天文学之都”。他奠基了俄国天体测量学。

视差是指眼睛在目镜端上下移动，所看见的目标有移动。原因是物像与十字丝分划板不共面。消除方法是同时仔细调节目镜调焦螺旋和物镜调焦螺旋。 从目标看两个点之间的夹角，叫做这两个点的视差角，两点之间的连线称作基线。只要知道视差角度和基线长度，就可以计算出目标和观测者之间的距离。 观测者在两个不同位置看同一物体的方向之差。比如，当你伸出一个手指放在眼前，先闭上右眼，用左眼看它；再闭上左眼，用右眼看它，会发现手指相对远方的物体的位置有了变化，这就是从不同角度去看同一点的视差。视差可用观测者的两个不同位置之间的距离（基线）在天体处的张角来表示。 扩展资料： 消视差的方法：若待测像与标尺（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，并同时微微左右或上下晃动头部，做到不管眼睛离瞄准具的远近、左右、上下，瞄准线看来一直会是固定在目标上的同一点，直到待测像与标尺之间无相对移动。 测量天体视差是确定天体之间距离最基本的方法。 观测者在两个不同位置看到同一天体的方向之差。视差可以用观测者的两个不同位置之间的距离（又称基线）在天体处的张角来表示。 参考资料来源：百度百科——视差

观测者在两个不同位置看到同一天体的方向之差。视差可以用观测者的两个不同位置之间的距离（又称基线）在天体处的张角来表示。天体的视差与天体到观测者的距离之间存在着简单的三角关系。测出天体的视差，就可以确定天体的距离。因此，天体的视差测量是确定天体距离的最基本的方法，称为三角视差法。由于天体的距离都很遥远，它们的视差很小，为精确测定它们的视差，必须尽可能地把基线拉长。在测定太阳系内一些天体的视差时，以地球的半径作为基线，所测定的视差称为周日视差。在测定恒星的视差时，以地球和太阳之间的平均距离作为基线，所测定的视差称为周年视差。
　　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S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，它的周日视差达到极大值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： 。已知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，如果已知两地的地理纬度分别是嗞1和嗞2，则可用公式 计算P0值。1751～1753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，相当精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则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。恒星的周年视差π 与太阳到恒星的距离 r以及地球到太阳的平均距离α 之间的关系（图2）可以表示为： 。恒星的周年视差π 都小于一角秒，所以通常π 以角秒为单位，并把上式写为： ，已知α 和π，便可求得r。
　　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怀疑态度，其中包括丹麦著名天文学家第谷。直到1837～1839年，俄国В.Я.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α）、天鹅座61和南门二(即半人马座α)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，开始使用口径大、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）。长期视差πS和太阳到恒星的距离 r以及太阳在一年里所走过的距离d之间的关系(图3)可以表示为： 。恒星的距离遥远，πS十分小，所以当它以角秒计时： 。太阳对于邻近恒星的空间速度V⊙=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行统计分析，求出它们的长期视差。

水准仪的物镜和视镜的焦距没有调好，读数产生视觉误差。 由于焦距调整的不同，各人眼睛的曲光度不同，光线在人眼里成像会有不同，导致读数时读出不同的数值产生误差。建议用户反复调焦，以眼睛轻微上下晃动，而十字丝不产生可见偏移为准。 视差会影响到读数的准确性，这种情况是因为目标成像的平面与十字丝平面不重合，这时就需要重新且仔细的开始物镜对光，直到眼睛上下移动，读数不变为止才算成功。 扩展资料： 注意事项： 1、水准测量过程中应尽量保持前后视距基本相等。 2、仪器脚架要踩牢，观测速度要快，以减少仪器下沉。 3、估读要准确，读数时要仔细对光，消除视差。 4、检查塔尺相接处是否严密，消除尺底泥土。 5、记录要原始，记录员要复诵。 参考资料来源：百度百科-水准测量 参考资料来源：百度百科-视差