视差法侧天体距离如题 视差法测量星体间的距离时r是否必须要与其中一视点垂直,如果不垂直又要怎样测量呢?

不需要算,就是10秒差距.
因为一个恒星的周年视差是1",那它的距离就是1pc(秒差距).
如果一个恒星的周年视差是0.1",那它的距离就是10pc(秒差距).
如果一个恒星的周年视差是0.01",那它的距离就是100pc(秒差距).
依此类推.

运动视差和运动透视都是深度和方位知觉单眼线索。
运动视差是说近处的物体看去移动得快，方向相反；远处的物体移动较慢，方向相同，和人的视角有关。
运动视差有条件，就是观察者随着物体移动，就像我们坐在火车或者汽车上。
运动透视是观察者单独运动时产生的，如我们跑步，看近处的物体移动得快；远处的物体移动较慢。
我的理解是这样，有没有其他显著的区别，我也想学习学习。...

视度可以通过目镜来调节.显微镜一般有一个目镜可以调节视度.首先用眼睛通过不能调节视度的目镜看样品,然后通过显微镜调焦把图像看清楚,然后停止调焦.通过调节另外一只目镜的视度调节螺旋把像调清楚,这样两个眼睛就能同时看清样品了.

天文学上的视差就是从有一定距离的两个点上观察同一个目标所产生的方向差异.从目标看两个点之间的夹角,叫做这两个点的视差,两点之间的距离称作基线.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.　　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,即无视差.

Among them,region-based matching algorithm is based on the similarity of the region as a matching element,three-dimensional visual parallax-based search algorithm region an important drawback is that a large quantity of calculation,we have to conduct a study on the algorithm to find a better algorithm and optimize the achievement of ,region-based matching techniques to accelerate the real-time optimization algorithm,and algorithm structure,the elimination of redundancy used to reduce computational complexity factor; in achieving,the Intel Pentium 4 processor for the characteristics of organizations and from the memory cache used to optimize the achievement.
Key words:stereo vision matching; regional matching; real-time; optimization; organizations and high-speed cache memory.

1秒化弧度制大约是PI/64800=4.848E-6
然后,因为1秒角角度极小,可近似看成1秒弧长为BC距离（1.5E8 km）,
1.5e8/4.848e-6=3.09E13即为1秒差距长,1光年大约为9.467E12 km
1秒差距大约为3.09E13/9.468E12,约为3.26光年

答：
当物和象同时位于望远镜物镜的焦平面上时,如果左右移动头部从不同的方位观察,则物和象之间没有相对移动,即没有视差,此时对物镜的调焦是准确的.所以说,可以用视差法来判断物和象是否在同一平面上.

视差就是从有一定距离的两个点上观察同一个目标所产生的方向差异.从目标看两个点之间的夹角,叫做这两个点的视差,两点之间的距离称作基线.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.

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.
这种误差是不可避免的,但可以用一些办法来减小误差.
1.反复调焦,以你眼睛轻微上下晃动,而十字丝不产生可见偏移为准.
2.尽量同一人操作读数.
3.多次读数求平均值.

通常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,以这个距离d为三角形底边,以基线两端到星体的连线的距离r为等腰三角形的两腰,则顶角θ就是视差,可见d=θr,d为常量,则θ与r成反比.若顶角为1'',则恒星距离为1秒差距,现在视差是0.37'',设距离为x秒差距,则有1'' ×1秒差距=0.37''×x秒差距,可得距离为 2.7秒差距.
日－地距离d=1.49517*10^11m,故天狼星距离r=d/θ,式子中θ应化为弧度制,即θ=0.37π/3600×180,代入数据可得r=8.3*10^16m

1、“视差”就是像我们的眼睛判断物体的远近一样,如果分别用两只眼睛观察同一个比较近的物体,它在更远处的背景上会位于不同的位置,我们就是通过两只眼睛得出的视差而判断物体的距离.
这这个原理用在测量恒星距离方面同样适用,如果地球公转过程中我们能够测出某个恒星在星空背景上出现位置变化,我们就能直接得出这个恒星的距离,就是叫做“视差测距法”.
2、我们描述天上两个物体的距离,一定不可能用千米、光年等距离单位,因为这样描述好像那个距离是那两个物体的事,我们好像成了局外人,非常不直观而且没有实在感.
所以我们是用角度制来描述天体之间的距离,也就是描述我们同时观察两个天体那两条视线之间的夹角,这样就会非常直观.所以这是用角度来描述的距离,也就是“角距”了.

按我说1楼是伪回答才是,说了跟没说一样,已知距离的话还算啥去?
如果设基线长度为d ,视差角为A ,恒星到地球的距离是L ,则有公式d = L·sinA(或d = L·tgA),微小角度之下两式通用,d和A已知,求L就成.
实际问题就是要知道视差角度A ,计算方面很简单.

视差是日地距离相对于遥远恒星的张角,借用楼主的描述,就是“地球到恒星与太阳到恒星的夹角是视差角”.其实这是一个常见的误区,初涉天文的时候也多次将两个概念混淆.天文奥赛决赛还专门出题靠这个概念.
测定出某颗恒星的视差,利用三角函数就可以解出这个问题：
tg视差=日地距离/恒星距离.
视差已知、日地距离已知,计算恒星距离高中数学就能完成.

感觉你的问题特别含糊

视差表示所观测天体的距离!

`````.`````````这行的.是被测恒星
````/|`````````
```/`|`````````
``/``|`````````
`/```|`````````
.```O````.````这行的.是地球 0是太阳
（百度喜欢消空格所以用`代替请无视）
然后已知地球公转半径,所以可以用三角函数来进行计算

经度每差一度,地方时相差4分钟,东边的经度比西边的经度（相对来说）地方时早.经度差10度,也就是地方时相差40分钟.

人以左右眼看同样的对象,由于两眼间存在一定的水平距离,两眼所见角度不同,在视网膜上形成的像并不完全相同,如附图左右双眼同时观察一方柱所得的像,主要在水平方向上存在一定的差别,这种现象就是双眼视差；这两个像经过大脑综合以后就能区分物体的前后、远近,从而产生立体视觉,也就是使能产生深度（离观察点距离远近）的感知.

个人见
三角测量法是测量天体的“周日地平视差”,这个视差主要是由地球自转引起的,所以它使用于很近的天体,范围是太阳系内部.
三角视差法测的视差,一般是半年的时间产生的,主要是地球公转产生的,因此测量距离范围较大.
光度法用于绝对星等测距,测出恒星的光谱推算出光度再推算出绝对星等,再测出恒星亮度,算出距离.

对

人的两眼瞳孔间的距离约为60毫米左右,看东西时因位置不同,所以看到的图象也略有差异,这两幅略有差异的图象会在大脑中形成一幅立体的图象,使人们产生距离感.再根据经验,就能够判断看到物体的远近.

物质在相互作用中作永恒的运动,没有不运动的物质,也没有无物质的运动,由于物质是在相互联系,相互作用中运动的,因此,必须在物质的相互关系中描述运动,而不可能孤立的描述运动.也就是说,运动必须有一个参考物,这个参考物就是参考系.
伽利略曾经指出,运动的船与静止的船上的运动不可区分,也就是说,当你在封闭的船舱里,与外界完全隔绝,那么即使你拥有最发达的头脑,最先进的仪器,也无从感知你的船是匀速运动,还是静止.更无从感知速度的大小,因为没有参考.比如,我们不知道我们整个宇宙的整体运动状态,因为宇宙是封闭的.爱因斯坦将其引用,作为狭义相对论的第一个基本原理：狭义相对性原理.其内容是：惯性系之间完全等价,不可区分.
著名的麦克尔逊·莫雷实验彻底否定了光的以太学说,得出了光与参考系无关的结论.也就是说,无论你站在地上,还是站在飞奔的火车上,测得的光速都是一样的.这就是狭义相对论的第二个基本原理：光速不变原理.
由这两条基本原理可以直接推导出相对论的坐标变换式,速度变换式等所有的狭义相对论内容.比如速度变换,与传统的法则相矛盾,但实践证明是正确的,因此,从这个意义上说,光速是不可超越的,因为无论在那个参考系,光速都是不变的.速度变换已经被粒子物理学的无数实验证明,是无可挑剔的.正因为光的这一独特性质,因此被选为四维时空的唯一标尺.

望远镜没有“视差”,只有“像差”!
像差又分为：
1.球差
与物高无关而与入射光瞳口径三次方成正比的像差.它使理想像平面中各像点都成为同样大小的圆斑.轴上物点只有球差这一种像差.通过入射光瞳上不同环带的光线,经过光学系统后会聚在光轴上的不同点.这些点与近轴光的像点之差称为轴向球差.
2.彗差
与物高一次方、入射光瞳口径二次方成正比的像差.若仅存在彗差,轴外物点发出的通过入射光瞳不同环带的光线,会在理想像平面上形成半径变化的并且沿视场半径方向偏移的像圈.它们的组合会使物点的像成为形状同彗星相似的弥散斑.
3.场曲和像散
与物高二次方、入射光瞳口径一次方成正比的像差.若仅存在场曲,则所有物平面上的点都有相应的像点,但分布在一个球面上；若采用弯成此种形状的底片,则可获得处处清晰的像.此时在理想像平面上,像点呈现为圆斑. 若仅存在像散,则轴外物点的光线通过光学系统后聚焦成两条焦.在这两条焦线的中点,光束形成最小弥散圆.若将底片弯成处处都在这样的位置,则可获得处处像点弥散成最小的圆形斑.此时在理想像平面上,像点呈椭圆斑.
4.畸变
仅与物高三次方成正比的像差.若仅有畸变,得到的像是清晰的,只是像的形状与物不相似. 上述单色像差,仅与物高和入射光瞳口径的幂总共三次方成正比,称为三级像差（又称初级像差）,此外还有与物高和入射光瞳口径的幂总共高于三次方的成正比像差,称为高级像差.
5.色差
由于透射材料折射率随波长变化,造成物点发出的不同波长的光线通过光学系统后不会聚在一点,而成为有色的弥散斑.它仅出现于有透射元件的光学系统中.按照理想像平面上像差的线大小与物高的关系,可区分为： ①位置色差（又称纵向色差） 与物高无关的像差,即不同波长的光线经由光学系统后会聚在不同的焦点. ②横向色差（又称倍率色差） 与物高一次方成正比的像差.它使不同波长光线的像高不同,在理想像平面上物点的像成为一条小光谱. 这是两种最基本的色差,由于波长不同还会引起单色像差的不同,这称为色像差,如色球差、色彗差等.如果物平面处在无穷远,上述物高应换为物点的视角(即它和光轴的夹角).

1 水准仪的物镜和视镜的焦距没有调好 读数产生视觉误差 2水准尺力尺不正前后倾斜 3在不同的时间段不同的温度光线大气压 的情况下有可能产生视差

三角视差法
测量天体之间的距离可不是一件容易的事.天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米）,天文学家用三角视差法测量它们的距离.三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点,地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点,通过测量地球到那个天体的视角,再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径,依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了.稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离,因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了.
天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等,测定恒星与我们的距离.恒星距离的测定,对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等,均有重要的意义.离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星.其中最近的是半人马座比邻星,距太阳约4．2光年,大约是40万亿千米.
三角视差法
测量天体之间的距离可不是一件容易的事.天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米）,天文学家用三角视差法测量它们的距离.三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点,地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点,通过测量地球到那个天体的视角,再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径,依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了.稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离,因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了.
移动星团法
这时我们要用运动学的方法来测量距离,运动学的方法在天文学中也叫移动星团法,根据它们的运动速度来确定距离.不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的.在银河系之外的天体,运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离.
造父视差法（标准烛光法）
物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式.S∝L0/r2
测量出天体的光度L0和亮度S,然后利用这个公式就知道天体的距离r.光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮,这是我们在地球上可直接测量的.光度是指发光物体本身的发光本领,关键是设法知道它就能得到距离.天文学家勒维特发现“造父变星”,它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系.于是可以通过测量它的光变周期来定出广度,再求出距离.如果银河系外的星系中有颗造父变星,那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了.那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系,当然要另外想办法.
三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法,前一支的尺度是几百光年,后一支是几百万光年.在中间地带则使用统计方法和间接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度达100亿光年数量级.
哈勃定律方法
1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究.当时只有46个河外星系的视向速度可以利用,而其中仅有24个有推算出的距离,哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系.现代精确观测已证实这种线性正比关系
V = H0×d
其中v为退行速度,d为星系距离,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0

视差是指；十字丝在瞄准测尺后,眼睛上下移动,十字丝与测尺有相对移动,需要重新调节十字丝,消除误差,经纬仪也是同样的.

1÷0.37,等于2.7秒差距.
一秒差距为3.2光年,即为8.65光年左右

用不透明物体,如白纸等档住N1的上方,N2的上方,当然,白纸与白纸之间得有空隙能看到小球掉落.在N1处看到小球记下时间,在N2处出现记下时间,OK