產(chǎn)生視差的原因
產(chǎn)生視差的原因
視差是指眼睛在目鏡端上下移動，所看見的目標(biāo)有移動。那么產(chǎn)生視差的原因有什么呢?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
原因是物像與十字絲分劃板不共面。消除方法是同時仔細(xì)調(diào)節(jié)目鏡調(diào)焦螺旋和物鏡調(diào)焦螺旋。
由于物鏡調(diào)焦不完善，導(dǎo)致目標(biāo)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。其原因由于物鏡調(diào)焦不完善，使目標(biāo)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(biāo)也隨之相對移動，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。
產(chǎn)生視差的思路分析
視差法
觀測者在兩個不同位置看同一天體的方向之差?？捎糜^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(guān)系，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(nèi)天體的距離時，以地球半徑為基線，所得視差稱為周日視差。周日視差隨著天體的高度變化而改變，當(dāng)天體位于地平時，它的周日視差達(dá)到極大值，稱為周日地平視差。當(dāng)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。在測定恒星的距離時，以地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道半長徑(即太陽和地球的平均距離)為基線，所得視差稱為周年視差。假設(shè)恒星位于黃極方向時的周年視差稱為恒星周年視差，簡稱恒星視差，用π表示。恒星視差只與恒星至太陽的距離有關(guān)，所以通常用π表示恒星距離。所有恒星的π值都小于1〃。由于太陽在空間運動所產(chǎn)生的視差稱為長期視差，也稱視差動。它取太陽在一年里所走過的距離為基線。
解題過程
人們常常用“天文數(shù)字”來形容數(shù)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(shù)字是什么得出的?天文學(xué)家用的是什么尺子?窗口望去我可以判斷大街上的行人距離我多遠(yuǎn)，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后用尺子量。然而對于天文學(xué)家來說，這些方法全都是遙不可及——的確是遙不可及，天文學(xué)家的工作就是研究那些遙不可及的天體。那么，天文學(xué)家是如何測量距離的呢? 從地球出發(fā) 首先來說說視差。什么是視差呢?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(fā)現(xiàn)拇指向?qū)τ诒尘白笥乙苿?。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)， 那么這個三角形就 可以被完全確定。
天體的測量也可以用三角視差法。它的關(guān)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，地球繞太陽作周年運動，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(cè)和另一側(cè)，觀測者可以察覺到恒 星方向的變化——也就是恒星對日-地距離的張角θ(如圖)。圖中所示的是周年視 差的定義。通過簡單的三角學(xué)關(guān)系可以得出：r=a/sinθ 由于恒星的周年視差通常小于1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如果我們用角 秒表示恒星的周年視差的話，那么恒星的距離r=206 265a/θ。 通常，天文學(xué)家把日-地距離a稱作一個天文單位(A.U.)。只要測量出恒星的周 年視差，那么它們的距離也就確定了。當(dāng)然， 周年視差不一定好測。 第谷一輩子也 沒有觀測的恒星的周年視差——那是受當(dāng)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(xué)家又提出了秒差距(pc)的概念。也就是說，如果恒星的周年視差是1角秒(1/3600秒)，那么它就距離我 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，我們不可能把周年視差觀測的相當(dāng)精確。現(xiàn)代天文學(xué)使用三角視差法 大約可以精確的測量幾百秒差距內(nèi)的天體，再遠(yuǎn)，就只好望洋興嘆了。
星等的關(guān)系
星等是表示天體相對亮度的數(shù)值。我們直接觀測到的星等稱為視星等，如果把恒 星統(tǒng)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(guān)系： 5lg r=m-M+5 這就意味著，如果我們能夠知道一顆恒星的視星等(m) 和絕對星等(M)，那么 我們就可以計算出它的距離(r)。不消說，視星等很好測量，那么絕對星等呢?很幸 運，通過對恒星光譜的分析我 們可以得出該恒星的絕對星等。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(xué)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(rèn)為所有的主序星都具有相同的性質(zhì)。那么相同光譜 型的恒星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恒星的赫羅圖，我們就可以求出遙
遠(yuǎn)恒星的絕對星等，進(jìn)而求出距離。 造父變星是一種性質(zhì)非常奇特的恒星。所謂變星是指光度周期性變化的恒星。造父變星的獨特之處就在于它的光變周期和絕對星等有一個特定的關(guān)系(稱為周光關(guān)系 )。通過觀測光變周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(jīng)典造父變星和室女座W型造父變星， 它們有不同的周光關(guān)系 。天琴座的RR型變星也具有特定的周光關(guān)系，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秒差距的恒星。
向紅端移動
人們觀測到，更加遙遠(yuǎn)的恒星的光譜都有紅移的現(xiàn)象，也就是說，恒星的光譜整個向紅端移動。造成這種現(xiàn)象的原因是：遙遠(yuǎn)的恒星正在快速的離開我們。根據(jù)多普勒效應(yīng)可以知道，離我們而去的物體發(fā)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(shù)H確定，那么距離也就確定了(事實上，哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的一項主要任務(wù)就是確定 哈勃常數(shù)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(xué)的測量如同一級一級的金字塔，那么金字塔的地基——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(jì)60年代以前，天文單位也是用三角測量法 測出的，在這之后，科學(xué)家使用雷達(dá)測量日-地距離。 雷達(dá)回波可以很準(zhǔn)確的告訴我們太陽里我們有多遠(yuǎn)，這樣一來，天文學(xué)家就可以大 膽的測量遙遠(yuǎn)的星辰了。
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