视差

视差简介

视差 (PARALLAX)指摄影机中观景窗和镜头所取到的景框的差异。

观测者在两个不同位置看同一物体的方向之差。比如，当你伸出一个手指放在眼前，先闭上右眼，用左眼看它；再闭上左眼，用右眼看它，会发现手指相对远方的物体的位置有了变化，这就是从不同角度去看同一点的视差。视差可用观测者的两个不同位置之间的距离（基线）在天体处的张角来表示。

因为人的左、右眼有间距，造成两眼的视角存在细微的差别，而这样的差别会让两只眼睛分别观察的 景物有一点点的位移。人类之所以能够产生有空间感的立体视觉效果，恰恰就是这种在医学上被称之为视差的位移，在大脑中的有机合成。大开眼界就是视差的作用结果。同一个人的不同眼睛，观察事物的结果尚不尽相同，不同人的眼睛，自然更是相去甚远。当你和你的搭档之间出现“视觉差异”时，不妨换个角度看看，学会说服自己，学会放弃已见。那时候你会发现：你们之间的不同见解，存在着合成的可能，而且合成的结果会让你茅塞顿开，让你大开眼界。要学会利用角度、利用视差。别忘了：如果两眼之间没有6CM的距离，那么你永远无法享受3D！

科学应用

测量学

⑴视差是在光学实验的调整过程中，随着眼睛的晃动（观察位置稍微改变），标尺与被测物体之间产 生相对移动，造成难以进行准确的实验测量的一种现象。

⑵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。

视差就是指你所见到的物体与物体的客观形态有一定差距。

消除的办法就是调整目镜（也就是对焦），一直调整到眼睛在目镜中上下移动，而目镜中的十字丝一直都是重合的，不会出现影像。

天文学

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。

分光计

为了准确定位和测量，必须把像与叉丝或分划板标尺调到一个平面上，即作消视差调节。例如，用直尺直接测量长度，尺和物必须紧贴才能使测量和读数准确。

精度较高的仪表，其指针与标尺之间总会有一段小距离，应尽量在正视位置进行读数。有些表盘上安装平面镜，用以引导正确的视点位置，眼睛、指针、指针象三点一线，从而减小视差，使读数更准确。有视差时，若眼睛没有保持在中心位置，瞄准点可能会有偏差。

物理学

坐火车时，会感到大地瞬间旋转，是因为人的视觉有分辨率（0.17s）而图像变换太快，大脑处理时我们会

感到图片连接起来了，大地就会瞬间旋转（坐火车时在平原会感到这种情况）

视差类别

视差与天体

测量天体视差是确定天体之间距离最基本的方法。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。（如图）

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。

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

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

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。

视差与测距

人们早就知道，双眼视觉具有对方向和深度进行信息加工的特殊功能。眼睛的视网膜是平面的（视网膜是眼光学系统的成像屏幕，它是一凹形的球面），却能产生三维空间的知觉。

高级动物的视觉可分为两大类。双眼在头部两侧的哺乳动物，如兔，两眼的视野完全不同。左眼和右眼分别感受头部左侧和右侧的光刺激，因此只有单眼视觉。人和灵长类动物，如猴，双眼都在头的前部，绝大部分视野重叠，左右眼可同时接受同一物体的光刺激，因而具有双眼视觉的功能。双眼视觉可以弥补视野中存在盲点的缺陷，又扩大了平面视野，对立体视觉的形成以及通过视觉判断物体的远近距离起着重要作用。

人类通过双眼视觉判断距离的能力叫作深度知觉。它包括两种情况。一种是判断观察者到物体的距离，也称为绝对距离。另一种是判断两个物体之间的距离，或者同一物体内部不同部分之间的距离，又称为相对距离。实验表明，人判断相对距离的能力比判断绝对距离的能力要精确许多倍。

在我们眼球的视网膜中央密集着大量的锥体细胞，呈黄色，叫黄斑。黄斑中央有一小凹，叫中央窝，它具有最敏锐的视觉。在观看一个物体时，两只眼睛要同时对准这个物体，即双眼视轴向鼻侧集中，从而使两眼的中央窝对准物体，获得清晰的视象。这种现象叫双眼视轴的辐合。看近距离物体时，双眼的辐合角度增大，视轴趋于集中；看远距离物体时，双眼的辐合角度减小，视轴趋于分散；观察更远的物体时，视轴接近平行。图一表明，视轴的辐合角度Q取决于观察者的目间距d和物体P离开眼睛的距离L，即Q=d/L。显然，目间距大的人对距离知觉的准确性有利。当物体的距离非常远，L接近∞时，距离再有变化，辐合角度的变化就很小了。这时辐合机制在距离知觉中基本上不再起作用。人依靠辐合所提供的信息能相当准确地判断45米范围内物体的距离。

看一个平面物体时，物体的视象分别落在两眼视网膜的对应部位上。图二中，如果注视点为Z，则Z点的象便落在两眼视网膜的中央窝Z1和Z2处。物体上x和y点的视象也分别落在两眼视网膜的对应部位x1、x2、y1、y2处。即y1z1=y2z2，z1x1=z2x2。物体的其他部分的视象也同样落在两个视网膜各自的对应部位上。可以想象，如果把两个视网膜重合起来，两个视象是完全重叠的。这时人知觉到的便是平面物体。

在看立体物体时，由于人的两眼之间相距大约65毫米，所以两眼是从不同角度观察的：除两眼能看到的物体的共同部分外，左眼看到物体的左边部分多些；右眼看到物体的右边部分多些。如图三所示，如果注视点为Z，这时y1z1不等于y2z2，z1x1也不等于z2x2。此时如果把两眼的视网膜重叠起来，则两个视象在中央窝及其附近是重合的，其余部分却不完全重合。因此在左眼和右眼视网膜上分别感受着不完全相同的刺激，从而产生了双眼视网膜的视象差，简称为双眼视差。双眼视差所引起的神经冲动传送到大脑，经大脑皮质视区的综合作用便形成一个单一的，具有立体感的视觉影象，形成立体知觉。在观看相隔一定距离的两个物体时，不但能感知到它们之间的前后关系，还能判断它们相隔的距离，这就是深度知觉。可见，双眼视差是立体视觉和深度知觉的基础。蒙上一只眼就不容易看出物体的厚度，用单眼穿针引线不如双眼方便，就是这个道理。

视差计算法

视差法

观测者在两个不同位置看同一天体的方向之差。可用观测者的两个不同位置之间的距离（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，因此能以视差的值表示天体的距离，而以此测定天体距离的方法称为三角视差法。在测定太阳系内天体的距离时，以地球半径为基线，所得视差称为周日视差。周日视差随着天体的高度变化而改变，当天体位于地平时，它的周日视差达到极大值，称为周日地平视差。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。在测定恒星的距离时，以地球绕太阳公转的轨道半长径（即太阳和地球的平均距离）为基线，所得视差称为周年视差。假设恒星位于黄极方向时的周年视差称为恒星周年视差，简称恒星视差，用π表示。恒星视差只与恒星至太阳的距离有关，所以通常用π表示恒星距离。所有恒星的π值都小于1〃。由于太阳在空间运动所产生的视差称为长期视差，也称视差动。它取太阳在一年里所走过的距离为基线。

解题过程

人们常常用“天文数字”来形容数字的巨大，事实也确实如此：日－地距离是149597 870千米，仙女座星 系距离我们236万光年，整个宇宙的尺度大约是1500y光年（大约合94608ykm）。这些硕大无朋的数字是什么得出的？天文学家用的是什么尺子？窗口望去我可以判断大街上的行人距离我多远，这依靠的是周围的参照物和生活常识，要测量旗杆的高度可以把它放倒然后用尺子量。然而对于天文学家来说，这些方法全都是遥不可及——的确是遥不可及，天文学家的工作就是研究那些遥不可及的天体。那么，天文学家是如何测量距离的呢？从地球出发 首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位置看到同一天体的 方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手拇指，交替闭合和睁开双眼，你会 发现拇指向对于背景左右移动。这就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线），那么这个三角形就 可以被完全确定。

天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——因为天体的距 离通常是很大的——以及精确测量角度。我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条件：较长的基 线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另一侧，观测者可以察觉到恒 星方向的变化——也就是恒星对日－地距离的张角θ（如图）。图中所示的是周年视 差的定义。通过简单的三角学关系可以得出： r=a/sinθ 由于恒星的周年视差通常小于1°，所以（使用弧度制）sinθ≈θ。如果我们用角 秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）。只要测量出恒星的周 年视差，那么它们的距离也就确定了。当然，周年视差不一定好测。第谷一辈子也 没有观测的恒星的周年视差——那是受当时的观测条件的限制。天文单位其实是很小的距离，是天文学家又提出了秒差距（pc）的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么它就距离我 们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使用三角视差法 大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好望洋兴叹了。

星等的关系

星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星等，如果把恒 星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（M）有一个简单的关系： 5lg r=m-M+5 这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m）和绝对星等（M），那么 我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好测量，那么绝对星等呢？很幸 运，通过对恒星光谱的分析我 们可以得出该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出 来了。通常这被称作分光视差法。绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那么相同光谱 型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫罗图，我们就可以求出遥

远恒星的绝对星等，进而求出距离。造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变化的恒星。造

父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好 说了 造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星，它们有不同的周光关系。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以用来测定距离。这种使用变 星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。

向红端移动

人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的光的频率会变低。

1929年，哈勃（Hubble，E.P.）提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视向退行 速度和距离成正比：v=HD.这样，通过红移量我们可以知道星体的推行速度，如果哈勃常数H确定，那么距离也就确定了（事实上，哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定

哈勃常数H）。这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。

回到地球

不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，其他的测量就都成了空中楼阁 天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学家就可以大 胆的测量遥远的星辰了。

视差艺术

视差——本指人们在视觉上的误差，就是我们通常所说的视错觉。造成所谓视差的不仅是人们肉眼所存在 的局限和障碍，同时，也是由于文化深层所带来的联想和思考引起的。“任何事物都有其内在的连续性和规律性，因观者的身份、文化背景以及角度的差异而造成的视觉感受的异化，不仅仅是体现在眼睛上的，更多的是体现在心灵上的。从这个层面来看，正是这个视差给我们提供了如此丰富的视觉感受和文化思考。”著名雕塑家李象群如此解读“视差”。2008年11月8日至11月25日，“视差”雕塑联展在798艺术区0工场艺术中心举行。展览的艺术主持是著名评论家顾丞峰先生。参展艺术家为李象群、松泌、蔡志松、崔宪基、费俊、薛承林、姜杰、陈小文。展览作品近二十件，包括雕塑、装置和多媒体等。开幕式上诸多嘉宾，包括著名收藏家、评论家、学者等一百多位应邀出席。参展艺术家也是0工场的创建者李象群介绍说，0工场艺术中心的运作思路是希望在学院与社会之间架设一个交流的平台。这里不仅作为重要的展示中心与众多艺术大家合作，同时也朝向国际最前沿的艺术家交流中心的目标迈进。

视差法解析

视差法是一种比较容易理解的距离测量技术。你可以自己来体验一下：举起你的一个手指放在鼻子前几厘米处，睁着左眼闭起右眼观察手指在背景中的位置；然后闭上左眼睁开右眼，你会发现手指在你面前移动了一段距离。实际上并不是手指移动了，而是因为观察的角度改变了的缘故。这种视运动就叫做视差。“这同测量恒星的距离有什么关系？”不要着急，把你的同一个手指放在你面前30厘米处，重复刚才的实验，你将发现由于视差而产生的手指位移大大减少了。也就是说，当被观测物体（手指）与观测者的距离增加时，由视差产生的位移也成比例地减少。当我们要测量恒星的距离时，首先要计算出一条基线的长度（在上面的实验中，你双眼的距离就是作为基线的），这条基线必须足够长，因为恒星的距离太远了。如果我们选择地球一月份的空间位置作为始点，选择地球七月份时的空间位置作为终点，两点的距离作为基线才“足够大”。在一月份和七月份分别观察被测恒星相对于邻近背景天体的位置，就得到了恒星的视差值，通常是一个很小的角度。利用基线的长度和这个角度，根据三角关系就可以计算恒星的距离。

贝塞耳选择了天鹅座中的一颗恒星，并求出半年间该星在天空的角位移移动了约1/5000度。利用这个数据，贝塞耳计算出天鹅座的这颗恒星的距离是94.6万亿千米。虽然当我们参加赛跑比赛，气喘吁吁地到达终点时，感觉几千米的赛程真是太远了；但是在天文学研究中，“千米”作为长度单位实在是太短而不便于使用，就好比用毫米来计算赤道的长度一样。人们有一把更好的尺子——光年。光年并不是时间单位，而是长度单位，光在一年里传播的距离，就是一光年。贝塞耳的数字用光年来表示为10光年多一点。亨德森虽然比贝塞耳较早行动，但由于健康原因，直到贝塞耳发表了结果之后才完成了他的计算。他选择的恒星是半人马座α星，因为它在天空中非常明亮，亨德森认为它是因为距离近才如此明亮的。亨德森的判断是正确的，半人马座α星距离地球只有4.3光年，是天空中除太阳外离我们最近的恒星。斯特鲁维的工作更为艰巨，因为他选择的研究对象是天琴座中的织女星，距离地球有26光年，由于视差很小，使当年斯特鲁维的观测结果不太准确。

该页面最新编辑时间为 2024年3月18日