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| 攝影術語。指取景器看到的物像範圍位置與鏡頭攝入的物像範圍位置不一致的現象，係因取景器與鏡頭分處兩個視點所造成。校正的方法有兩種(1)使取景器軸綫與鏡頭主軸成一定角度；(2)改變取景器高度。 |
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| 直接用肉眼觀測時所産生的誤差 |
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視差 (parallax)
指攝影機中，觀景窗和鏡頭所取到的景框有差異之謂。
觀測者在兩個不同位置看同一天體的方向之差。比如，當你伸出一個手指放在眼前，先閉上右眼，用左眼看它；再閉上左眼，用右眼看它，會發現手指相對遠方的物體的位置有了變化，這就是從不同角度去看同一點的視差。視差可用觀測者的兩個不同位置之間的距離（基綫）在天體處的張角來表示。
因為人的左、右眼有間距，造成兩眼的視角存在細微的差別，而這樣的差別會讓兩衹眼睛分別觀察的景物有一點點的位移。人類之所以能夠産生有空間感的立體視覺效果，恰恰就是這種在醫學上被稱之為視差的位移，在大腦中的有機合成。大開眼界，其實就是視差的作用結果。同一個人的不同眼睛，觀察事物的結果尚不盡相同，不同人的眼睛，自然更是相去甚遠。當你和你的搭檔之間出現“視覺差異”時，不妨換個角度看看，學會說服自己，學會放棄已見。那時候你會發現：你們之間的不同見解，存在着合成的可能，而且合成的結果會讓你茅塞頓開，讓你大開眼界。要學會利用角度、利用視差。別忘了：如果兩眼之間沒有3cm的距離，那麽你永遠無法享受3d！ |
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視差 (PARALLAX)
指攝影機中，觀景窗和鏡頭所取到的景框有差異之謂。
觀測者在兩個不同位置看同一天體的方向之差。比如，當你伸出一個手指放在眼前，先閉上右眼，用左眼看它；再閉上左眼，用右眼看它，會發現手指相對遠方的物體的位置有了變化，這就是從不同角度去看同一點的視差。視差可用觀測者的兩個不同位置之間的距離（基綫）在天體處的張角來表示。
因為人的左、右眼有間距，造成兩眼的視角存在細微的差別，而這樣的差別會讓兩衹眼睛分別觀察的景物有一點點的位移。人類之所以能夠産生有空間感的立體視覺效果，恰恰就是這種在醫學上被稱之為視差的位移，在大腦中的有機合成。大開眼界，其實就是視差的作用結果。同一個人的不同眼睛，觀察事物的結果尚不盡相同，不同人的眼睛，自然更是相去甚遠。當你和你的搭檔之間出現“視覺差異”時，不妨換個角度看看，學會說服自己，學會放棄已見。那時候你會發現：你們之間的不同見解，存在着合成的可能，而且合成的結果會讓你茅塞頓開，讓你大開眼界。要學會利用角度、利用視差。別忘了：如果兩眼之間沒有3CM的距離，那麽你永遠無法享受3D！
測量學：
⑴視差是在光學實驗的調整過程中，隨着眼睛的晃動（觀察位置稍微改變），標尺與被測物體之間産生相對移動，造成難以進行準確的實驗測量的一種現象。
⑵視差産生的原因：由於度量標尺（分劃板）與被測物體（像）不共面，使得當眼睛晃動（觀察位置稍微改變）時，標尺與被測物體之間會有相對移動。
視差就是指你所見到的物體與物體的客觀形態有一定差距。
天文學：
視差就是從有一定距離的兩個點上觀察同一個目標所産生的方向差異。從目標看兩個點之間的夾角，叫做這兩個點的視差，兩點之間的距離稱作基綫。衹要知道視差角度和基綫長度，就可以計算出目標和觀測者之間的距離。
消視差的方法：若待測像與標尺（分劃板）之間有視差時，說明兩者不共面，應稍稍調節像或標尺（分劃板）的位置，並同時微微左右或上下晃動頭部，做到不管眼睛離瞄準具的遠近、左右、上下，瞄準綫看來一直會是固定在目標上的同一點，直到待測像與標尺之間無相對移動，即無視差。
在分光計的光路中，為了準確定位和測量，必須把像與叉絲或分劃板標尺調到一個平面上，即作消視差調節。例如，用直尺直接測量長度，尺和物必須緊貼才能使測量和讀數準確。
精度較高的儀表，其指針與標尺之間總會有一段小距離，應盡量在正視位置進行讀數。有些表盤上安裝平面鏡，用以引導正確的視點位置，眼睛、指針、指針象三點一綫，從而減小視差，使讀數更準確。有視差時，若眼睛沒有保持在中心位置，瞄準點可能會有偏差。
物理學：坐火車時，會感到大地瞬間旋轉，是因為人的視覺有分辨率（0.17s）而圖像變換太快，大腦處理時我們會
感到圖片連接起來了，大地就會瞬間旋轉（坐火車時在平原會感到這種情況） |
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shicha
視差
parallax
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（又稱基綫）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着簡單的三角關係。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，必須盡可能地把基綫拉長。在測定太陽係內一些天體的視差時，以地球的半徑作為基綫，所測定的視差稱為周日視差。在測定恆星的視差時，以地球和太陽之間的平均距離作為基綫，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産生的視差。它的定義是：通過M點的地球半徑在天體S處的張角（圖1 天體的周日視差）。周日視差隨着天體的高度變化而改變。當天體位於天頂Z時,它的周日視差為零；當天體位於地平時，它的周日視差達到極大值P□，稱為周日地平視差。周日地平視差 P□和地心到天體的距離D以及地球半徑R之間的關係可以表示為：
□。已知R和P□，便可求得D。考慮到地球是個扁球體，赤道半徑大於極半徑，同一天體的周日地平視差值，還將隨觀測地點的不同而變化。當觀測者位於赤道時，天體的周日地平視差具有最大值，稱為赤道地平視差。
測定天體的周日地平視差的最簡單方法是：在同一子午綫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□□和□□，如果已知兩地的地理緯度分別是□□和□□，則可用公式
□計算P□值。1751～1753年，法國拉卡伊和拉朗德，首次在差不多位於同一經綫上的柏林天文臺和好望角天文臺同時觀測月球，相當精確地測定了月球的周日地平視差。行星的周日地平視差也可在它們最接近地球時用上述方法測定。1672年，法國G.D.卡西尼根據他在巴黎和南美法屬圭亞那所作的火星觀測，求得了火星的周日地平視差。至於太陽的周日地平視差則不能用上述方法直接測定，必須采用間接的方法來測定（見太陽視差）。
周年視差 是地球繞太陽周年運動所産生的視差。它的定義是：地球和太陽間的距離在恆星處的張角。恆星的周年視差□ 與太陽到恆星的距離 r以及地球到太陽的平均距離□ 之間的關係（圖2 恆星的周年視差）可以表示為：
□。恆星的周年視差□ 都小於一角秒，所以通常□ 以角秒為單位，並把上式寫為：
□，已知□ 和□，便可求得r。
自哥白尼提出日心地動學說(見日心體係)以後的近三百年間,許多人企圖發現恆星的周年視差,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家第𠔌。直到1837～1839年，俄國В.Я.斯特魯維、德國貝塞耳和英國T.亨德森才分別測出了織女星（即天琴座□）、天鵝座61和南門二(即半人馬座□)三顆近距恆星的周年視差。早期用目視法測定恆星的周年視差，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。當恆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，因此衹有對距離小於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《恆星視差總表》中列出了約 6,000顆恆星的三角視差。近二、三十年來又測定了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,列出了1,049顆距離在20秒差距之內的近距星的視差。在全天恆星中，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産生的視差（也稱視差動）。長期視差□□和太陽到恆星的距離 r以及太陽在一年裏所走過的距離d之間的關係(圖3長期視差)可以表示為：
□。恆星的距離遙遠，□□十分小，所以當它以角秒計時：
□。太陽對於鄰近恆星的空間速度V□=19.7公裏/秒,因此,太陽附近恆星的長期視差等於其周年視差的4.15倍。對於具有某種共同特徵的一組星，如視星等或光譜型在某一確定範圍內的恆星，或某種類型的變星等，可利用自行或視嚮速度的觀測數據進行統計分析，求出它們的長期視差。
（何妙福）
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- n.: Parallax, optical parallax
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