La 視差 是物體表觀位置的角度偏差，取決於所選的視點。 這在天文學領域有一定的應用，既可以測量距離，也可以可視化天體。 很多人不知道什麼是視差。
因此，在本文中，我們將告訴您視差是什麼、它的特點是什麼以及它的重要性。
什麼是視差
視差涉及將手指放在眼前。 背景不應該是統一的。 在不移動頭部或手指的情況下，先用一隻眼睛看，然後再用另一隻眼睛看，可以看出手指的位置相對於背景發生了變化。 如果我們將手指靠近眼睛，用一隻眼睛再看一遍，然後再用另一隻眼睛看， 背景上的兩個手指位置覆蓋了更大的部分。
這是因為雙眼之間有幾厘米的距離，所以連接手指和一隻眼睛的假想線與連接手指和另一隻眼睛的假想線形成一個角度。 如果我們將這兩條假想的線延伸到底部，我們將有兩個點對應於手指的兩個不同位置。
我們將手指放在離眼睛越近的地方，角度就越大，表觀位移就越大。 如果眼睛分開得更遠，兩條線形成的角度會增加更多，因此手指與背景的明顯位移會更大。
天文學中的視差
這也適用於行星。 實際上， 月亮離我們很遠，用眼睛看也看不出有什麼不同. 但是，如果我們從相距數百公里的兩個天文台以星空為背景觀察月球，我們會注意到一些事情。 在第一個天文台，我們會看到月球的邊緣與一顆特定恆星有一定距離，而在第二個天文台，相同的邊緣與同一顆恆星的距離不同。
知道月球相對於星空背景的視位移和兩個天文台之間的距離，可以藉助三角學計算出這個距離。
這個實驗非常有效，因為當改變觀察者的位置時，月球相對於星空背景的明顯位移非常大。 天文學家已將此偏移量標準化，以適應這樣一種情況：一個觀察者看到月亮在地平線上，而另一個觀察者在它上方。 三角形的底邊等於地球的半徑，它與月球頂點的夾角就是“赤道水平視差”。 它的值為 57,04 弧分或 0,95 弧度。
事實上，這是一個相當大的位移，因為它相當於滿月視直徑的兩倍。 這是一個可以足夠精確地測量以獲得到月球距離的良好值的量級。 這個距離是在視差的幫助下計算出來的，與通過地球在月食期間投下的陰影的舊方法獲得的數字非常吻合。
不幸的是， 1600 年的條件不允許將天文台放置得足夠遠，再加上發現行星的距離很遠，使得星空背景下的視位移太小而無法精確。
類型
我們可以說有兩種類型的視差：
- 地心視差： 當使用的半徑是地面時。
- 螺旋質心或年度視差： 當使用的半徑是地球繞太陽公轉的軌道時。
如果我們在一月和六月觀察一顆恆星，地球將處於地球軌道的兩個相對位置。 我們可以測量恆星表觀位置的變化。 視差越大，那顆恆星就越近。 為此，秒差距被用作單位，它被定義為以弧秒為單位測量的三角視差的倒數。
視差調查
後來出現了意大利科學家伽利略·伽利萊發明或改進的望遠鏡。 望遠鏡可以輕鬆測量肉眼無法檢測到的角距離。
視差最大的行星是最近的行星，即火星和金星。 金星在其最近經過時距離太陽如此之近，除非在凌日過程中在太陽圓盤的背景下可見，否則無法觀察到它。 然後， 唯一測量視差的情況是火星。
行星視差的首次望遠鏡測量是在 1671 年進行的。兩位觀測者是率領科考隊前往法屬圭亞那卡宴的法國天文學家讓·裡歇爾和留在巴黎的意大利-法國天文學家喬瓦尼·卡西尼。 他們盡可能同時觀察火星，並記下它相對於最近恆星的位置。 通過計算觀測到的位置差，知道卡宴到巴黎的距離，就可以計算出測量時距火星的距離。
一旦完成，開普勒模型的比例將可用，使我們能夠計算太陽系中的所有其他距離。 卡西尼號估計日地距離為 140 億公里， 比實際數字少了9萬公里，但第一次嘗試的結果非常好。
後來，對行星視差進行了更精確的測量。 金星上的一些恰好在地球和太陽之間經過的地方，可以看作是太陽圓盤上的一個小黑圈。 這些凌日發生在1761年和1769年。如果從兩個不同的天文台可以驗證金星與太陽盤接觸的時刻和它與太陽盤分離的時刻，即， 從一個天文台到另一個天文台，過境的持續時間不同。 知道了這些變化和兩個天文台之間的距離，就可以計算出金星的視差。 使用這些數據，您可以計算到金星的距離，然後再計算到太陽的距離。
我希望通過這些信息，您可以更多地了解什麼是視差及其特性。