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| 摄影术语。指取景器看到的物像范围位置与镜头摄入的物像范围位置不一致的现象，系因取景器与镜头分处两个视点所造成。校正的方法有两种(1)使取景器轴线与镜头主轴成一定角度；(2)改变取景器高度。 |
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| 直接用肉眼观测时所产生的误差 |
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视差 (parallax)
指摄影机中，观景窗和镜头所取到的景框有差异之谓。
观测者在两个不同位置看同一天体的方向之差。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，其实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3cm的距离，那么你永远无法享受3d！ |
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视差 (PARALLAX)
指摄影机中，观景窗和镜头所取到的景框有差异之谓。
观测者在两个不同位置看同一天体的方向之差。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，其实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3CM的距离，那么你永远无法享受3D！
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。
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。
在分光计的光路中，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） |
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shicha
视差
parallax
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（图1 天体的周日视差）。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P□，称为周日地平视差。周日地平视差 P□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P□，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。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。
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□□和□□，如果已知两地的地理纬度分别是□□和□□，则可用公式
□计算P□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□ 与太阳到恒星的距离 r以及地球到太阳的平均距离□ 之间的关系（图2 恒星的周年视差）可以表示为：
□。恒星的周年视差□ 都小于一角秒，所以通常□ 以角秒为单位，并把上式写为：
□，已知□ 和□，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□）、天鹅座61和南门二(即半人马座□)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□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□□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长期视差)可以表示为：
□。恒星的距离遥远，□□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。
（何妙福）
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- n.: Parallax, optical parallax
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