地平视差

首先将望远镜对着明亮的背景,转动目镜对光螺旋,使望远镜内的十字丝像十分清晰,然后松开制动螺旋,转动望远镜,用望远镜筒上方的缺口和准星瞄准水准尺,大致进行物镜对光,能在望远镜内看到水准尺像,此时拧紧制动

第一次落日,从太阳色彩,形状方面描写日出,第二次落日则突出环境的渲染来表现日出的迷人

暮蔼中的夕阳未曾引起过我的注意,因为身处小城镇的我没有机会领略雄伟和大美,至多可以觅来“长河落日圆”“夕阳无限好”此类诗句来安抚渴望美的心.可是,高建群的震撼也让我震撼了.三次落日的景象如三幅巨画展现

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

用水准仪进行测量,后视51.76高程点,视线高=51.76+后视读数,室外地坪尺读数=视线高-52.06.钉桩测量即可.

视差：瞄准目标后,眼睛在目镜端作上下微量移动,会发现十字丝与目标影像也有相对移动,读数随眼睛的移动而改变,这种现象称为视差.产生视差的原因：目标通过物镜后的影像与十字丝划分板不重合,视差对读数精度颇有

把你的手臂伸直,伸出姆指,指向远处的一个目标,然后分别使用左眼和右眼来观测.你会发现,就算你的手臂丝毫不动,左右眼看到的姆指位置相对于远处的目标来说,却会发生变化.根据这些变化,我们就可以测出姆指到你

视差是光因引力而弯曲造成的.根据地球公转所处的位置不同来观察星体,用两次所得数据来确定星体的位置（只是减小误差而已）

平场消色差物镜和消色差物镜的区别在于是否消场曲有些物镜对场曲有要求,因此要消场曲个人理解相当于平面显示器和球面显示器的区别场曲一般由像散和匹兹堡和造成,而匹兹堡和只能通过正负光焦度来消

产生视差的原因是目标成像的平面和十字丝平面不重合.

日晷,又称“日规”,是我国古代利用日影测得时刻的一种计时仪器.其原理就是利用太阳投射的影子来测定并划分时刻.日晷通常由铜制的指针和石制的圆盘组成.这种利用太阳光的投影来计时的方法是人类在天文计时领域的

就是站在一个全新的起跑线上.一切都是新的,仿佛是一条清晰的地平线.

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

就是将那边的恒星当作角点,地球和太阳分别作为两条边,这样所成的角度.其实由于角度非常接近0度,所以公式中不论用sin还是tg都是可以的,两者在接近0度的区间数值相等.

视差是眼睛跟十字丝中丝不重合产生的差值对中目标反复调焦就可以消除

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

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

视差产生的原因：由于度量标尺（分划板）与被测物体（像）不共面,使得当眼睛晃动（观察位置稍微改变）时,标尺与被测物体之间会有相对移动.消除视差的方法：若待测像与标尺（分划板）之间有视差时,说明两者不共面

1.同一个概念.2.当被测天体位于北黄极时,视差是一个正圆.距离黄极越远,视差的椭圆轨迹约扁.赤道上的天体,视差是一条直线.为什么请仔细思考.3.利用背景上视差很小的天体即可.比如遥远的星团、星系.观

视差表示所观测天体的距离!