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(shí)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(shí)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(shí)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(gè)不同位置看同一天體的方向之差。可用觀測者的兩個(gè)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(shí)，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(shí)，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(shí)，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(shí)，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(shí)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(yùn)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(shí)也確實(shí)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(gè)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(gè)不同位置看到同一天體的 方向之差。我們來做個(gè)簡單的實(shí)驗(yàn)：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(gè)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?yàn)樘祗w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(yùn)動，這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基 線和兩個(gè)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(gè)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(shí)的觀測條件的限制。 天文單位其實(shí)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?，F(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(shí)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(gè)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(jì)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(yùn)，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(dú)特之處就在于它的光變周期和絕對星等有一個(gè)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(gè)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(shí)上，哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的一項(xiàng)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(gè)可觀測宇宙的邊緣了。
回到地球
不過還是有一個(gè)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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