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视差

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  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:

视差

已知RP0,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z1z2,如果已知两地的地理纬度分别是12,则可用公式

视差

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:

视差

已知απ,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奬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:

视差

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。

 

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