用测量望远镜瞄准目标时，为什么会产生视差
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。
人有两只眼睛，它们之间大约相隔65mm。当我们观看一个物体，两眼视轴辐合在这个物体上时，物体的映像将落在两眼网膜的对应点上。这时如果将两眼网膜重叠起来，它们的视像应该重合在一起，即看到单一、清晰的物体。根据这一事实，当两眼辐合到空间中的一点时，我们可以确定一个假想的平面，这个平面上的所有各点都将刺激两眼网膜的对应区域。
这个表面就叫做视觉单像区（horopter）。它可以定义为在一定的辐合条件下，在视网膜对应区域的成像空间中所有各点的轨迹。位于视觉单像区的物体，都将落在视网膜对应点而形成单个的映像。
如果两眼成像的网膜部位相差太大，那么人们看到的将是双像，即把同一个物体看成两个。例如，我们用右手举起一支铅笔，让它和远处墙角的直线平行。这时如果我们注视远处墙角的直线，那么近处的铅笔就将出现双像；如果我们注视近处的铅笔，远处的墙角直线就将出现双像。
扩展资料
视差法解析
视差法是一种比较容易理解的距离测量技术。可以自己来体验一下：举起自己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，会发现手指在自己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。
把自己的同一个手指放在你面前30厘米处，重复刚才的实验，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，自己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。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计算。
斯特鲁维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。
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2020-03-09 广告
用测量望远镜瞄准目标时，产生视差的原因是目标像与十字丝面不重合。
当眼睛在目镜端上下微微移动时，若发现十字丝与目标影像有相对运动，由于视差的存在会影响到读数的正确性，必须加以消除。消除的方法是重新仔细地进行物镜对光，直到眼睛上下移动，读数不变为止。此时，从目镜端见到十字丝与目标的像都十分清晰。
扩展资料：
眼睛通过位于目镜左方的符合气泡观察窗看水准管气泡，右手转动微倾螺旋，使气泡两端的像吻合，即表示水准仪的视准轴已精确水平。这时，即可用十字丝的中丝在尺上读数。现在的水准仪多采用倒像望远镜，因此读数时应从小往大，即从上往下读。
先估读毫米数，然后报出全部读数。 精平和读数虽是两项不同的操作步骤，但在水准测量的实施过程中，却把两项操作视为一个整体;即精平后再读数，读数后还要检查管水准气泡是否完全符合。只有这样，才能取得准确的读数。
