視差法－❤ 愛分享 ❤ :: 隨意窩 Xuite日誌

資料來源：http://www.hudong.com/wiki/%E8%A7%86%E5%B7%AE

http://www.fg.tp.edu.tw/~earth/discuss/main/view.php?keyword=&dir=7&serial=1790

1 度＝ 60 角分＝ 3600 角秒
1 角分＝ 60 角秒

"視差法" 了: 在地球軌道的兩端分別以望遠鏡觀測同一星體, 看看它的方位是否隨著改變, 若有即可換算距離.

實務上是用攝影的方法, 將二次拍攝下來的照片疊覆比對, 在背景星空中可以很快找出位置有改變的星體.

太陽系星體如行星和彗星, 和地球的相對位置本來變化就很快, 因此不能用這種觀測時間相距半年的方法定距離. 那麼請想想: 如何把它們從這個方法中剔除?

背景星空太遠了, 即使是望遠鏡也看不出位置有任何的改變.

在地面上由於大氣的擾動, 光學望遠鏡的解析度有其上限, 最好的狀況大概是0.01角秒, 因此用視差法可以決定100秒差距以內的距離, 再遠就通通無法判別了. 而繞地軌道上的太空望遠鏡無大氣擾動, 其解析度由口徑決定, 用視差法可以判別更遠的距離.

測量學

遠近視差

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。

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。

視差就是指你所見到的物體與物體的客觀形態有一定差距。

天文學

視差就是從有一定距離的兩個點上觀察同一個目標所產生的方向差異。從目標看兩個點之間的夾角，叫做這兩個點的視差，兩點之間的距離稱作基線。只要知道視差角度和基線長度，就可以計算出目標和觀測者之間的距離。

消視差的方法：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，並同時微微左右或上下晃動頭部，做到不管眼睛離瞄準具的遠近、左右、上下，瞄準線看來一直會是固定在目標上的同一點，直到待測像與標尺之間無相對移動，即無視差。

在分光計的光路中，為了準確定位和測量，必須把像與叉絲或分劃板標尺調到一個平面上，即作消視差調節。例如，用直尺直接測量長度，尺和物必須緊貼才能使測量和讀數準確。

精度較高的儀表，其指針與標尺之間總會有一段小距離，應盡量在正視位置進行讀數。有些表盤上安裝平面鏡，用以引導正確的視點位置，眼睛、指針、指針像三點一線，從而減小視差，使讀數更準確。有視差時，若眼睛沒有保持在中心位置，瞄準點可能會有偏差。

物理學

坐火車時，會感到大地瞬間旋轉，是因為人的視覺有分辨率（0.17s）而圖像變換太快，大腦處理時我們會

感到圖片連接起來了，大地就會瞬間旋轉（坐火車時在平原會感到這種情況）

一個簡單的視差例子

比如，當你伸出一個手指放在眼前，先閉上右眼，用左眼看它；再閉上左眼，用右眼看它，會發現手指相對遠方的物體的位置有了變化，這就是從不同角度去看同一點的視差。視差可用觀測者的兩個不同位置之間的距離（基線）在天體處的張角來表示。

因為人的左、右眼有間距，造成兩眼的視角存在細微的差別，而這樣的差別會讓兩隻眼睛分別觀察的景物有一點點的位移。人類之所以能夠產生有空間感的立體視覺效果，恰恰就是這種在醫學上被稱之為視差的位移，在大腦中的有機合成。大開眼界，其實就是視差的作用結果。同一個人的不同眼睛，觀察事物的結果尚不盡相同，不同人的眼睛，自然更是相去甚遠。當你和你的搭檔之間出現「視覺差異」時，不妨換個角度看看，學會說服自己，學會放棄已見。那時候你會發現：你們之間的不同見解，存在著合成的可能，而且合成的結果會讓你茅塞頓開，讓你大開眼界。要學會利用角度、利用視差。別忘了：如果兩眼之間沒有3CM的距離，那麼你永遠無法享受3D。

思路分析

視差法

觀測者在兩個不同位置看同一天體的方向之差。可用觀測者的兩個不同位置之間的距離（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，因此能以視差的值表示天體的距離，而以此測定天體距離的方法稱為三角視差法。在測定太陽系內天體的距離時，以地球半徑為基線，所得視差稱為週日視差。週日視差隨著天體的高度變化而改變，當天體位於地平時，它的週日視差達到極大值，稱為週日地平視差。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。在測定恆星的距離時，以地球繞太陽公轉的軌道半長徑（即太陽和地球的平均距離）為基線，所得視差稱為週年視差。假設恆星位於黃極方向時的週年視差稱為恆星週年視差，簡稱恆星視差，用π表示。恆星視差只與恆星至太陽的距離有關，所以通常用π表示恆星距離。所有恆星的π值都小於1〃。由於太陽在空間運動所產生的視差稱為長期視差，也稱視差動。它取太陽在一年裡所走過的距離為基線。

解題過程

人們常常用「天文數字」來形容數字的巨大，事實也確實如此：日－地距離是149597 870千米，仙女座星系距離我們236萬光年，整個宇宙的尺度大約是1500y光年（大約合94608ykm）。這些碩大無朋的數字是什麼得出的？天文學家用的是什麼尺子？窗口望去我可以判斷大街上的行人距離我多遠，這依靠的是周圍的參照物和生活常識，要測量旗桿的高度可以把它放倒然後用尺子量。然而對於天文學家來說，這些方法全都是遙不可及——的確是遙不可及，天文學家的工作就是研究那些遙不可及的天體。那麼，天文學家是如何測量距離的呢？從地球出發首先來說說視差。什麼是視差呢？視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一天體的方向之差。我們來做個簡單的實驗：伸出你的右手拇指，交替閉合和睜開雙眼，你會發現拇指向對於背景左右移動。這就是視差。在工程上人們常用三角視差法測量距離。如圖，如果我們測量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線），那麼這個三角形就可以被完全確定。

天體的測量也可以用三角視差法。它的關鍵是找到合適的邊長a——因為天體的距離通常是很大的——以及精確測量角度。我們知道，地球繞太陽作週年運動，這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基線和兩個不同的觀測位置。試想地球在軌道的這一側和另一側，觀測者可以察覺到恆星方向的變化——也就是恆星對日－地距離的張角θ（如圖）。圖中所示的是週年視差的定義。通過簡單的三角學關係可以得出： r=a/sinθ 由於恆星的週年視差通常小於1°，所以（使用弧度制）sinθ≈θ。如果我們用角秒表示恆星的週年視差的話，那麼恆星的距離r=206 265a/θ。通常，天文學家把日－地距離a稱作一個天文單位（A.U.）。只要測量出恆星的周年視差，那麼它們的距離也就確定了。當然，週年視差不一定好測。第谷一輩子也沒有觀測的恆星的週年視差——那是受當時的觀測條件的限制。天文單位其實是很小的距離，是天文學家又提出了秒差距（pc）的概念。也就是說，如果恆星的週年視差是1角秒（1/3600秒），那麼它就距離我們1秒差距。很顯然，1秒差距大約就是206265天文單位。遺憾的是，我們不可能把週年視差觀測的相當精確。現代天文學使用三角視差法大約可以精確的測量幾百秒差距內的天體，再遠，就只好望洋興歎了。

星等的關係

星等是表示天體相對亮度的數值。我們直接觀測到的星等稱為視星等，如果把恆星統一放到10秒差距的地方，這時我們測量到的視星等就叫做絕對星等。視星等（m）和絕對星等（M）有一個簡單的關係： 5lg r=m-M+5 這就意味著，如果我們能夠知道一顆恆星的視星等（m）和絕對星等（M），那麼我們就可以計算出它的距離（r）。不消說，視星等很好測量，那麼絕對星等呢？很幸運，通過對恆星光譜的分析我們可以得出該恆星的絕對星等。這樣一來，距離就測出來了。通常這被稱作分光視差法。絕對星等是很有用的。天文學家通常有很多方法來確定絕對星等。比如主星序重疊法。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。那麼相同光譜型的恆星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恆星的赫羅圖，我們就可以求出遙
遠恆星的絕對星等，進而求出距離。造父變星是一種性質非常奇特的恆星。所謂變星是指光度週期性變化的恆星。造
父變星的獨特之處就在於它的光變週期和絕對星等有一個特定的關係（稱為周光關係）。通過觀測光變週期就可以得出造父變星的絕對星等。有了絕對星等，一切也就好說了造父變星有兩種：經典造父變星和室女座W型造父變星，它們有不同的周光關係。天琴座的RR型變星也具有特定的周光關係，因此也可以用來測定距離。這種使用變星測距的方法大致可以測量108秒差距的恆星。

向紅端移動

人們觀測到，更加遙遠的恆星的光譜都有紅移的現象，也就是說，恆星的光譜整個向紅端移動。造成這種現象的原因是：遙遠的恆星正在快速的離開我們。根據多普勒效應可以知道，離我們而去的物體發出的光的頻率會變低。

1929年，哈勃（Hubble，E.P.）提出了著名的哈勃定律，即河外星系的視向退行速度和距離成正比：v=HD.這樣，通過紅移量我們可以知道星體的推行速度，如果哈勃常數H確定，那麼距離也就確定了（事實上，哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定
哈勃常數H）。這樣，我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了。

回到地球

不過還是有一個問題，這種天文學的測量如同一級一級的金字塔，那麼金字塔的地基——天文單位到底是多少呢？如果測量不出天文單位，其他的測量就都成了空中樓閣天文單位的確是天文測量的基石。20世紀60年代以前，天文單位也是用三角測量法測出的，在這之後，科學家使用雷達測量日－地距離。雷達回波可以很準確的告訴我們太陽裡我們有多遠，這樣一來，天文學家就可以大膽的測量遙遠的星辰了