觀測者在兩個不同位置看到同一天體的方向之差。視差可以用觀測者的兩個不同位置之間的距離(又稱基線)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係。測出天體的視差,就可以確定天體的距離。因此,天體的視差測量是確定天體距離的最基本的方法,稱為三角視差法。由於天體的距離都很遙遠,它們的視差很小,為精確測定它們的視差,必須盡可能地把基線拉長。在測定太陽系內一些天體的視差時,以地球的半徑作為基線,所測定的視差稱為周日視差。在測定恒星的視差差時,以地球和太陽之間的平均距離作為基線,所測定的視差稱為周年視差。
周日視差 是地球自轉或天體周日視運動所產生的視差。它的定義是:通過M點的地球半徑在天體S處的張角(圖1)。
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測定天體的周日地平視差的最簡單方法是:在同一子午線上相距很遠的兩個地點同時觀測同一天體,測定它在中天時的天頂距z1和z2,如果已知兩地的地理緯度分別是φ1和φ2,則可用公式
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周年視差 是地球繞太陽周年運動所產生的視差。它的定義是:地球和太陽間的距離在恒星處的張角。恒星的周年視差π與太陽到恒星的距離r以及地球到太陽的平均距離α之間的關系(圖2)可以表示為:
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自哥白尼提出日心地動學說(見日心體系)以後的近三百年間,許多人企圖發現恒星的周年視差,但都沒有成功,以致有些人對哥白尼學說的正確性持懷疑態度,其中包括丹麥著名天文學傢第谷。直到1837~1839年,俄國В.Я.斯特魯維、德國貝塞耳和英國T.亨德森才分別測出瞭織女星(即天琴座α)、天鵝座61和南門二(即半人馬座α)三顆近距恒星的周年視差。早期用目視法測定恒星的周年視差,精度不高。二十世紀以來,開始使用口徑大、焦距長的大型折射或反射望遠鏡和照相方法測定視差。當恒星同地球的距離等於100秒差距時,其周年視差的觀測誤差已相當於其視差本身相等的數值,因此隻有對距離小於100秒差距的近距星,才能比較準確地測定它們的三角視差。美國耶魯大學天文臺在1952年出版的《恒星視差總表》中列出瞭約6,000顆恒星的三角視差。近二、三十年來又測定瞭百分之十以上的暗星的三角視差。例如在1969年版《格利澤星表》中,列出瞭1,049顆距離在20秒差距之內的近距星的視差。在全天恒星中,南門二的一顆伴星的視差最大,等於0.″76,故有比鄰星之稱。
長期視差 是太陽在空間運動所產生的視差(也稱視差動)。長期視差πS和太陽到恒星的距離r以及太陽在一年裡所走過的距離d之間的關系(圖3)可以表示為:
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