水准仪的视差是指

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

视差是日地距离相对于遥远恒星的张角,借用楼主的描述,就是“地球到恒星与太阳到恒星的夹角是视差角”.其实这是一个常见的误区,初涉天文的时候也多次将两个概念混淆.天文奥赛决赛还专门出题靠这个概念.测定出某

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

这是为什么呢?这是因为定义秒差距时是这样定义的秒差距[1](parsec)是一种最古老的,同时也是最标准的测量恒星距离的方法.它是建立在三角视差的基础上的.以地球公转轨道的平均半径（一个天文单位,AU

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）

产生视差的原因是目标成像的平面和十字丝平面不重合.

水准仪的视准轴与水准轴相互不平行,存在一个夹角,这个夹角在铅垂面上的投影称为仪器的i角误差;精密水准仪i角的限差是20″;在水准测量中为了消除i角误差对观测精度的影响,应力求前后视距相等.本文仅代表作

这个我学过,考试不会考的,重要的是你会使用就好

1.全站仪,全站式电子速测仪,工程定位.2.全站仪的其实简单点来说就是水准仪及经纬仪,测距仪+测量软件的综合点,它的出现可以说是大大提高了测量人员的工作效率!它的功能除了经纬仪及水准仪(不能完全代替水

再问：谢谢了，再答：如果你觉得还行，请采纳。

是圆水准器,就同二楼的,如果是水准管气泡,则要通过水准尺进行调整.先将仪器架在两个点的中央,距离在120米左右,测出两点的高差.然后将水准仪置在任一点的后面1到2米的地方,读出水准尺的刻度,然后根据原

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.

上丝和下丝在望远镜里叫做视距丝.一般的国产水准仪的视距乘常数是100.也就是说尺上的1mm等于视距10cm（1mm×100=100mm=10cm)换句话说用望远镜看塔尺的话1cm等于视距1m（上丝-下

是用实测得出来的.因为那个恒星不是很远,所以当地球绕太阳公转,在轨道两边会观察出它在更遥远星空背景上的位置发生变化,这个变化就是计算距离的根本.这就像我们双眼判断物体的远近,都是用两个眼睛所见那个物体

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

视差表示所观测天体的距离!