什么叫视差？
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：(🕵) 。已知R和P0，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z1和z2，如果已知两地的地理纬度(😡)分别是嗞1和嗞(🦗)2，则(🐲)可用公式 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(🤭) </FONT> 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： ，已知α 和π，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奖76，故有(🐿)比邻星之称(🖐)。
长期视差 </FONT> 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： 。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。
什么(🛩)是(🎇)视差？
视差：在瞄准目标时，如果眼睛在目镜端上下移(😸)动，发现(🐱)十(👻)字丝(⬅)和影(🕘)像有相对(🌉)移动，这种现象叫做视差。
视差(🏏)产生(⏰)的原(🐤)因(🎭)：目(💥)标影像没有恰好与(👊)十字丝分(❗)划版重合
消(😯)除视差的方法是眼睛放松，再仔细转动(😣)目镜调焦螺旋(❤)和物(🍙)镜调焦螺旋(❤)，使十字丝和物像都(💩)十分清晰。
——(⛺)摘(🚷)自 天(🐍)津大学出版社《测(🌙)量学》（第三版）P15
