시차

Parallax
원근법 변화로 인해 먼 배경에 대한 객체의 시차를 단순화한 그림입니다."A 시점"에서 보면 이 물체는 파란색 정사각형 앞에 있는 것처럼 보입니다.시점을 "Viewpoint B"로 변경하면 개체가 빨간색 정사각형 앞으로 이동한 것으로 나타납니다.
이 애니메이션은 시차의 예입니다.시점이 좌우로 움직이면 멀리 있는 물체는 카메라 근처에 있는 물체보다 더 느리게 움직이는 것처럼 보입니다.이 경우 맨 앞쪽에 있는 흰색 큐브는 맨 뒤에 있는 녹색 큐브보다 더 빠르게 이동하는 것으로 보입니다.

시차는 두 개의 서로 다른 시야선을 따라 본 물체의 겉보기 위치에서의 변위 또는 차이이며, 두 개의 [1][2]선 사이의 기울기 각도 또는 반각도로 측정됩니다.포어 쇼트닝으로 인해 인근 물체는 서로 다른 위치에서 관찰할 때 먼 물체보다 큰 시차를 나타내므로 시차를 사용하여 거리를 결정할 수 있습니다.

행성이나 에서 지구까지의 거리와 같은 큰 거리를 측정하기 위해 천문학자들은 시차 원리를 사용한다.여기서 시차라는 용어는 지구가 태양의 [a]반대편에 있을 때 관측되는 항성에 대한 두 시선 사이의 기울기의 반각도입니다.이러한 거리는 "우주 거리 사다리"라고 불리는 것의 가장 낮은 고리를 형성하는데, 이것은 천문학자들이 천체의 물체까지의 거리를 측정하는 일련의 방법 중 처음으로, 사다리의 더 높은 고리를 형성하는 천문학에서 다른 거리 측정의 기초가 됩니다.

시차는 또한 소총 스코프, 쌍안경, 현미경, 그리고 약간 다른 각도에서 물체를 보는 쌍안경 반사 카메라와 같은 광학 기구에도 영향을 미친다.인간과 함께 많은 동물들은 깊이 지각을 얻기 위해 시차를 사용하는 겹치는 시야를 가진 두 의 눈을 가지고 있다; 이 과정은 입체시라고 알려져 있다.컴퓨터 비전에서는 이 효과가 컴퓨터 스테레오 시력에 사용되며, 범위를 찾기 위해 시차 거리 측정기라고 불리는 장치가 있으며, 일부 변형에서는 표적에 대한 고도도 측정됩니다.

니들 스타일의 기계식 속도계를 사용하는 자동차의 대시보드에서 시차의 간단한 일상적인 예를 볼 수 있습니다.정면에서 직접 볼 때는 속도가 정확히 60으로 표시될 수 있지만 조수석에서 볼 때는 바늘이 숫자 다이얼의 평면으로부터 바늘의 변위와 결합된 시야각으로 인해 약간 다른 속도를 보이는 것처럼 보일 수 있다.

시각 지각

이 사진에서 태양가로등 위쪽에 보인다.수면에 반사할 때, 태양이 가로등과 일직선으로 나타나는 것은 가상 이미지가 다른 시야 위치에서 형성되기 때문이다.

인간과 다른 동물의 눈은 머리에 다른 위치에 있기 때문에 동시에 다른 관점을 제시합니다.눈에서 보는 시각이 달라 뇌가 시차를 이용해 깊이 지각을 얻고 [3]물체까지의 거리를 추정하는 과정인 입체시경의 기본이다.동물들은 또한 다른 관점을 얻기 위해 움직이는 움직임 시차를 사용한다.예를 들어 비둘기(눈이 겹치는 시야가 없어서 입체감을 사용할 수 없는 비둘기)는 [4]깊이를 보기 위해 머리를 위아래로 움직인다.

움직임 시차는 또한 쌍안시보다는 시점 시프트 애니메이션을 통해 깊이 신호를 제공하는 컴퓨터 그래픽인 꿈틀 입체경에서도 이용된다.

천문학

시차란 점의 선에 의해 기울어진 각도입니다.위 다이어그램에서 궤도에 있는 지구는 태양에 대해 기울어진 시차 각도를 스위프합니다.아래 다이어그램은 정지 모형에서 태양이 스치는 등각도를 보여줍니다.시차 각도가 아주 작다는 점을 제외하면 비슷한 그림을 항성에 그릴 수 있다.

시차는 관찰자의 움직임, 관찰자의 움직임 또는 둘 다로 인해 발생하는 시점의 변화로 인해 발생합니다.중요한 것은 상대적인 움직임이다.시차를 관찰하고 각도측정하며 지오메트리를 이용거리를 결정할 수 있다.

별의 시차

지구와 별 사이의 상대적인 움직임에 의해 만들어진 별의 시차는 코페르니쿠스 모형에서 태양 주위의 지구 궤도에서 발생하는 것으로 볼 수 있다: 별은 하늘의 더 먼 물체에 대해 상대적으로 움직이는 것처럼 보인다.지구정적 모형에서, 별의 움직임은 배경별에 대해 하늘을 진동하는 별과 함께 사실적으로 받아들여져야 할 것이다.

별의 시차는 지구와 태양에서 볼 수 있는 별의 위치 차이, 즉 태양 주위를 도는 지구 궤도의 평균 반지름에 의해 별에서 기울어진 각도로 정의되는 연간 시차를 사용하여 가장 자주 측정됩니다.파섹(3.26광년)은 연간 시차가 1초인 거리로 정의된다.연간 시차는 보통 지구가 궤도를 따라 이동할 때 1년 중 다른 시간에 별의 위치를 관찰함으로써 측정된다.연간 시차 측정은 가장 가까운 별까지의 거리를 측정할 수 있는 첫 번째 신뢰할 수 있는 방법이었다.1838년 프리드리히 베셀백조자리 61을 위해 태양계[5]사용하여 항성 시차를 성공적으로 측정했습니다.별의 시차는 다른 측정 방법을 보정할 때 표준으로 유지됩니다.별의 시차를 바탕으로 정확한 거리를 계산하려면 지구에서 태양까지의 거리를 측정해야 합니다. 이제 행성 [6]표면에서의 레이더 반사에 기초합니다.

이러한 계산에 포함되는 각도는 매우 작기 때문에 측정이 어렵다.태양에서 가장 가까운 별(따라서 시차가 가장 큰 별)인 프록시마 센타우리의 시차는 0.7687 ± 0.0003 [7]초입니다.이 각도는 직경 2cm의 물체가 5.3km 떨어진 곳과 거의 같은 각도입니다.

허블 우주 망원경 – 공간 스캐닝은 최대 10,000광년 떨어진 거리를 정밀하게 [8]측정합니다(2014년 4월 10일).

별의 시차가 너무 작아서 그 당시에는 관측할 수 없었다는 사실은 근대 초기 태양중심주의에 반대하는 주요한 과학적 주장으로 사용되었습니다.유클리드기하학에서 별들이 충분히 멀리 떨어져 있다면 그 효과가 감지되지 않을 것이라는 것은 분명하지만, 여러 가지 이유로 그와 관련된 거대한 거리는 완전히 불가능해 보였다: 그것이 관측할 수 있는 별의 시차의 부족과 양립하기 위해 코페르니쿠스 태양중심론에 대한 티코의 주된 반대 중 하나였다.토성의 궤도(당시 가장 멀리 알려진 행성)와 8구(고정별)[9] 사이에는 거대하고 있을 것 같지 않은 공극이 존재해야 할 것이다.

1989년, 히파르코스 위성은 주로 10만 개 이상의 가까운 별에 대한 개선된 시차와 적절한 움직임을 얻기 위해 발사되었고, 이 방법의 도달 범위를 10배로 늘렸다.그럼에도 불구하고, 히파르코스는 약 1,600광년 떨어진 별에 대한 시차 각도를 측정할 수 있었는데, 이는 우리 은하 지름의 1%가 조금 넘는 것입니다.2013년 12월에 발사된 유럽우주국가이아 미션은 시차 각도를 10마이크로초의 정확도로 측정할 수 있으며,[10][11] 따라서 근처의 별들(그리고 잠재적으로 행성들)을 지구에서 수만 광년 떨어진 거리까지 매핑할 수 있다.2014년 4월, NASA 천문학자들은 허블 우주 망원경이 공간 스캔을 통해 10,000광년 떨어진 거리를 정밀하게 측정할 수 있다고 보고했는데, 이는 이전의 [8]측정치보다 10배 향상된 수치입니다.

거리 측정

시차에 의한 거리 측정은 삼각 측량 원리의 특별한 경우로, 네트워크 내의 모든 각도에 더해 적어도 한 변의 길이를 측정하면 삼각망 내의 모든 변과 각도에 대해 해결할 수 있다.따라서 하나의 기준선의 길이를 신중하게 측정하면 전체 삼각망 규모를 수정할 수 있습니다.시차에서는 삼각형이 매우 길고 좁으며, 그 최단변(관찰자의 움직임)과 작은 꼭대기각(항상 1아크초 [5]미만, 나머지 2개는 90도에 가까운 상태)을 측정함으로써 긴 변의 길이(실제로 동일하다고 생각됨)를 결정할 수 있다.

각도가 작다고 가정할 때(아래의 파생 참조), 물체까지의 거리(파초 단위)는 시차( 단위)의 역수입니다. ( ) / ( r c). \ d ( \ { } =1( \ { ) 。 예를 들어 센타우리의 거리는 1/p입니다.y)[7]

일주 시차

일주 시차는 지구의 자전이나 지구의 위치 차이에 따라 변하는 시차이다.달과 지구의 다른 관측 위치에서 볼 수 있는 지구상행성이나 소행성([12][13]한 순간에)은 고정된 별의 배경에 다르게 보일 수 있다.

일주 시차는 1672년 존 플램스티드에 의해 화성과 반대쪽의 거리를 측정하고 이를 통해 [14]태양계의 천문 단위와 크기를 추정하기 위해 사용되어 왔다.

달 시차

달 시차(흔히 달의 수평 시차 또는 달의 적도 수평 시차의 줄임말)는 (일일의) 시차의 특별한 경우입니다: 달은 가장 가까운 천체이며,[15] 1도를 초과할 때 어떤 천체보다 훨씬 큰 최대 시차를 가집니다.

항성 시차 다이어그램은 달의 시차를 정확하게 축소하고 약간 수정하는 것으로 간주할 경우, 달 시차를 나타낼 수도 있습니다.'근처 별' 대신 '달'을 읽고, 도표의 맨 아래에 있는 원을 태양 주위를 도는 지구 궤도의 크기를 나타내는 대신, 지구 지구 지구 크기와 지구 표면 주위를 도는 원의 크기로 만드십시오.그리고 나서, 달(수평) 시차는 지구의 두 다른 시야 위치에서 볼 수 있는 달의 먼 별들의 배경에 대한 각 위치의 차이와 같다: 관찰 위치 중 하나는 달이 주어진 순간에 바로 머리 위에서 볼 수 있는 위치이다(즉, 수직을 따라 볼 수 있는 위치).그리고 다른 시야 위치는 달이 동시에 수평선에서 보이는 위치이다(즉, 수정된 다이어그램의 파란색 점 중 하나에 해당하는 지구 표면 위치에서 대각선 중 하나를 따라 볼 수 있다).

달(수평) 시차는 위에서 언급한 바와 같이 축소 및 수정 시 다이어그램의 각도 p에 해당하는 지구의[16][17] 반지름에 의해 달의 거리에서 기울어진 각도로 정의할 수 있다.

달의 수평 시차는 언제나 달과 지구의 직선 거리에 따라 달라진다.지구-달 직선 거리는 달이 지구 주위를 교란되고 거의 타원형 궤도를 따라 지속적으로 변화한다.선형 거리의 변동 범위는 지구 반지름 약 56에서 63.7까지이며, 약 호 정도의 수평 시차에 해당하지만, 약 61.4'에서 약 54'[15]까지이다.천문 연감 및 이와 유사한 간행물들은 달에서 달의 수평 시차 및/또는 직선 거리를 정기적으로 표로 작성한다. 예를 들어 천문학자(및 천체 항법사)의 편의를 위해, 그리고 이러한 좌표가 달 이론의 시간 형태에 따라 변화하는 방법에 대한 연구이다.

일별 달 시차도

시차는 또한 달까지의 거리를 결정하기 위해 사용될 수 있다.

한 곳에서 달의 시차를 측정하는 한 가지 방법은 월식을 이용하는 것이다.달에 있는 지구의 완전한 그림자는 달에서 본 지구와 태양의 겉보기 반지름의 차이와 같은 곡률 반경을 가지고 있다.이 반지름은 0.75도이며, 여기서부터 지구의 겉보기 반지름은 1도입니다.이것은 지구-달 거리 60.27 또는 384,399 킬로미터 (238,854 mi)를 산출합니다. 이 절차는 사모스[18] 아리스타르코스히파르코스에 의해 처음 사용되었고, 후에 [19]프톨레마이오스의 연구에 적용되었습니다.오른쪽 그림은 지구가 행성계의 중심에 있고 회전하지 않는 지구중심 및 정지 행성 모델에서 매일 달의 시차가 어떻게 발생하는지를 보여줍니다.또한 시차가 관찰자의 움직임에 의해 야기될 필요는 없지만 시차의 일부 정의에 반하여 순수하게 관찰자의 움직임에서 발생할 수 있다는 중요한 점을 보여준다.

또 다른 방법은 지구의 두 곳에서 달의 사진을 정확히 동시에 찍고 별에 대한 달의 위치를 비교하는 것이다.지구의 방향, 두 위치 측정값 및 지구의 두 위치 사이의 거리를 사용하여 달까지의 거리를 삼각 측량할 수 있습니다.

달의 시차 예: 달에 의한 플레이아데스 엄폐

이것은 지구에서 까지에서 베른이 언급한 방법이다.

그때까지, 많은 사람들은 달과 지구의 거리를 어떻게 계산할 수 있는지 알지 못했다.이 상황을 이용해 달의 시차를 측정함으로써 이 거리가 얻어졌다는 것을 그들에게 알려주었다.만약 시차라는 단어가 그들을 놀라게 하는 것처럼 보인다면, 그들은 그것이 지구 반지름의 양 끝에서 달까지 이어지는 두 개의 직선에 의해 기울어진 각도라고 말했다.만약 그들이 이 방법의 완벽성에 대해 의심한다면, 그들은 즉시 이 평균 거리가 전체 234만3천37마일(94,330 리그)에 달했을 뿐만 아니라 천문학자들은 70마일( 30 30 리그) 이상의 오차가 없다는 것을 알 수 있었다.

태양 시차

코페르니쿠스가 태양 주위를 지구가 공전하는 태양중심계를 제안한 이후, 태양계 전체의 모형을 규모 없이 만드는 것이 가능해졌다.규모를 확인하기 위해서는 태양계 내에서 하나의 거리, 예를 들어 지구에서 태양까지의 평균 거리(현재는 천문 단위 또는 AU)만 측정하면 됩니다.삼각측량에 의해 발견되었을 때, 이것은 태양 시차라고 불리며, 지구의 중심과 지구 반지름 1 지점에서 본 태양의 위치 차이, 즉 지구의 평균 반지름에 의해 태양에서 기울어진 각도이다.태양 시차와 평균 지구 반지름을 알면 눈에 보이는 우주의 크기와 팽창 나이[20] 결정하는 먼 길의 첫걸음인 AU를 계산할 수 있다.

달까지의 거리를 기준으로 태양까지의 거리를 결정하는 원시적인 방법은 사모스의 아리스타르코스에 의해 그의 책 "태양과 달크기와 거리에 대하여"에서 이미 제안되었다.그는 태양, 달, 그리고 지구는 달의 첫 번째 또는 마지막 4분의 1 순간에 직각삼각형을 형성한다고 언급했다.그리고 나서 그는 달-지구-태양의 각도가 87°라고 추정했다.정확한 기하학이지만 부정확한 관측 데이터를 사용하여, 아리스타르코스는 태양이 달보다 20배 조금 더 멀리 떨어져 있다고 결론지었다.이 각도의 실제 값은 89°50'에 가깝고 태양은 실제로 약 390배 더 [18]멀리 떨어져 있습니다.그는 달과 태양은 겉으로 보이는 각도가 거의 같기 때문에 지름이 지구로부터의 거리에 비례해야 한다고 지적했다.따라서 그는 태양이 달보다 약 20배 더 크다는 결론을 내렸습니다; 이 결론은 틀리기는 하지만, 그의 부정확한 자료에서 논리적으로 따랐습니다.태양은 태양중심 [21]모델을 지지하는 데 사용될 수 있는 지구보다 분명히 더 크다는 것을 암시합니다.

금성 통과 시간을 측정하여 태양 시차를 결정

비록 아리스타르코스의 결과는 관측 오류로 인해 부정확했지만, 시차의 정확한 기하학적 원리에 기초했고, 1761년과 1769년에 [18]금성의 일면통과가 정확히 관측되기 전까지 거의 2000년 동안 태양계의 크기에 대한 추정의 근거가 되었다.이 방법은 Edmond Halley가 1716년에 제안했지만, 그는 살아서 결과를 보지 못했다.금성 일면통과 사용은 블랙 드롭 효과로 인해 기대했던 것보다 덜 성공적이었지만, 그 결과 추정치인 1억5천3백만 킬로미터는 현재 인정된 값인 1억4천960만 킬로미터보다 2%만 더 높은 것이다.

훨씬 후에, 태양계는 금성보다 지구에 훨씬 더 가까운 에로스 같은 소행성들의 시차를 사용하여 "스케일링"되었다.에로스는 지구에 2200만 [22]킬로미터까지 접근할 수 있다.1900~1901년의 반대 기간 동안, 태양까지의 거리(또는 태양까지의 거리)를 결정하기 위해 에로스를 시차 측정하기 위한 세계적인 프로그램이 시작되었고, 그 결과는 1910년 캠브리지[23] Arthur Hinks와 Charles D에 의해 발표되었습니다. 캘리포니아 [24]대학천문대의 페린.페린은 1906년과 [26]1908년에 경과[25] 보고서를 발표했다.그는 Crossley Reflector로 965장의 사진을 찍었고 측정을 [27]위해 525장을 선택했습니다.비슷한 프로그램이 1930-1931년 해롤드 스펜서 [28]존스에 의해 더 가까이 접근하는 동안 수행되었다.이 프로그램에 의해 얻어진 천문 단위 값(대략 지구-태양 거리)은 레이더와 동적 시차 방법이 보다 정밀한 측정을 시작한 1968년까지 확정적인 것으로 간주되었다.

또한 이카루스와 같은 금성 앞바다와 소행성 앞바다의 레이더 반사는 태양 시차를 측정하는데 사용되었다.오늘날, 우주선 원격 측정 링크의 사용은 이 오래된 문제를 해결했다.현재 태양 시차의 값은 8".794 [29]143이다.

이동 클러스터 시차

황소자리산개성단 히아데스 성단은 20도 정도로 하늘의 넓은 부분에 걸쳐 있으며, 측성으로부터 도출된 적절한 움직임은 오리온 북쪽의 원근점에 어느 정도 정밀하게 수렴되는 것으로 보입니다.초 단위로 관측된 겉보기(각도) 고유 운동과 항성 스펙트럼 의 도플러 적색 편이에서 목격된 실제(절대) 후퇴 운동을 결합하면 연간 [30]시차를 사용하는 것과 거의 같은 방식으로 성단과 구성원 별까지의 거리를 추정할 수 있다.

동적 시차

폭발의 광파 전면이 주변 먼지 구름을 통해 겉으로 보이는 각속도로 전파되는 반면, 실제 전파 속도는 [31]빛의 속도로 알려져 있는 초신성까지의 거리를 결정하는 데 동적 시차가 사용되기도 한다.

파생

직각삼각형의 경우

서 p{\ p 시차, 1au(149,600,000km)는 태양에서 지구까지의 평균 거리, {\ d 별까지의 거리입니다.작은 각도 근사 사용(1 라디안에 비해 각도가 작을 때 유효)

초 단위로 측정한 시차는

시차가 1인치일 경우 거리는

이것은 시차를 사용하여 거리를 측정하기 위한 편리한 단위인 파섹을 정의합니다.따라서 파섹 단위로 측정되는 거리는 d / p(\p이며, 시차가 [32]초 단위로 지정됩니다.

에러

거리의 정확한 시차 측정에는 관련 오류가 있습니다.측정된 시차 각도의 이 오차는 비교적 작은 오차를 제외하고는 거리에 대한 오차로 직접 변환되지 않습니다.그 이유는 작은 각도로의 오차가 큰 각도로의 오차보다 더 큰 거리 오차가 발생하기 때문입니다.

그러나 거리 오차의 근사치는 다음과 같이 계산할 수 있습니다.

여기서 d는 거리, p는 시차입니다.이 근사치는 비교적 큰 오류보다 시차에 비해 작은 시차 오차의 경우 훨씬 정확합니다.네덜란드 천문학자 Floor van Leeuwen은 이 오차 [33]추정치를 계산할 때 시차 오차가 전체 시차의 10%를 넘지 않도록 권장합니다.

시차

향상된 상대론적 위치 결정 시스템으로부터, 공간에서의 시차의 일반적인 개념을 일반화하는 시차가 개발되었습니다.그 후, 예를 들어 [34]PPN 형식주의에 사용된 것과 같은 거대한 물체에 의한 빛의 굴절의 중간 모델 없이 시공간에서의 이벤트필드를 직접 추론할 수 있다.

도량형

시차 오류를 방지하기 위해 올바른 조준선을 사용해야 합니다.

측정 대상과 관련된 일부 마커의 위치를 보고 측정하면 마커가 측정 대상으로부터 어느 정도 떨어져 있고 올바른 위치에서 표시되지 않으면 시차 오차가 발생할 수 있습니다.예를 들어, 눈금자가 상단 표면에 표시되어 있는 선의 두 눈금 사이의 거리를 측정하는 경우 눈금자의 두께에 따라 눈금에서 눈금 표시가 분리됩니다.눈금자에 대해 정확히 수직이 아닌 위치에서 볼 경우, 겉보기 위치가 이동하며 눈금자가 할 수 있는 것보다 정확도가 떨어집니다.

아날로그 멀티미터와 같은 기기의 스케일에 대한 포인터의 위치를 읽을 때도 유사한 오류가 발생합니다.사용자가 이 문제를 피하기 위해 때로는 좁은 거울 에 눈금이 인쇄되기도 하며, 포인터가 거울에 대해 수직이 되도록 사용자의 눈이 자신의 반사를 가릴 수 있도록 배치되어 사용자의 시선이 거울에 대해 수직이 되도록 보장합니다.같은 효과는 앞 운전자가 차의 속도계에서 판독한 속도, 승객이 옆으로 젖혀진 상태, 오실로스코프의 디스플레이에 실제로 접촉하지 않은 눈금에서 판독한 값 등을 변화시킵니다.

사진 측량

항공사진 쌍은 스테레오 뷰어를 통해 볼 때 풍경과 건물의 뚜렷한 스테레오 효과를 제공합니다.높은 건물들은 사진의 중심에서 떨어진 방향으로 "굴곡"되는 것처럼 보인다.이 시차 측정은 비행 높이와 기준선 거리가 알려진 경우 건물의 높이를 추론하는 데 사용된다.이것은 사진 측량 과정의 핵심 요소이다.

사진

매크로 촬영 설정이 있는 Contax III 레인지 파인더 카메라.뷰파인더는 렌즈 위에 있고 피사체 근처에 있기 때문에 레인지파인더 앞에 고글을 장착하고 시차를 보정하기 위해 전용 뷰파인더를 설치한다.
삼각대의 회전 축이 초점과 동일하지 않기 때문에 시차로 인해 파노라마 영상이 실패했습니다.

투렌즈 리플렉스 카메라나 뷰파인더(레인지파인더 카메라 등)를 포함한 다양한 카메라로 사진을 찍을 때 시차 오류를 볼 수 있습니다.그러한 카메라에서, 눈은 사진이 찍히는 것과는 다른 광학(뷰파인더, 또는 두 번째 렌즈)을 통해 피사체를 본다.뷰파인더는 카메라 렌즈 위에 있는 경우가 많기 때문에 시차 오차가 있는 사진은 의도한 것보다 약간 낮은 경우가 많은데, 전형적인 예가 머리를 잘린 사람의 이미지입니다.이 문제는 일안 리플렉스 카메라에서 해결됩니다. 뷰파인더는 (이동식 미러를 사용하여) 사진을 찍을 때와 동일한 렌즈를 통해 보기 때문에 시차 오류를 방지합니다.

파노라마 등 이미지 스티치에서도 시차가 문제가 됩니다.

무기 조준구

시차는 여러 가지 방법으로 원거리 무기의 조준 장치에 영향을 미친다.소형 무기 활 등에 장착된 조준기의 경우 조준기와 무기 발사축 사이의 수직 거리(일반적으로 "시력 높이"라고 함)는 특히 작은 [35]표적을 쏠 때 상당한 조준 오류를 유발할 수 있다.이 시차 오차는 (필요한 경우) 총알 낙하, 풍속, 목표물의 예상 [36]거리와 같은 다른 변수도 고려하는 계산을 통해 보상된다.시야 높이는 야외에서 사용하기 위해 소총을 "시선"할 때 유리하게 사용될 수 있습니다.75m에서 조준된 전형적인 사냥용 소총(망원경 조준기 포함 0.222)은 추가 [citation needed]조정 없이 50~200m(55~219yd)에서 여전히 유용할 것이다.

광학 조준구

망원경으로 보는 시점의 시차 보정 효과를 보여주는 간단한 애니메이션입니다.

망원경, 현미경 또는 작은 팔과 테오돌라이트사용되는 망원경(이하 "scope")과 같은 일부 망상 광학 기기에서는 망상이 대상 이미지의 초점 평면과 일치하지 않을 때 시차가 문제를 일으킬 수 있습니다.그 이유는 레티클과 타겟이 같은 초점에 있지 않을 때, 접안렌즈를 통해 투사되는 광학적으로 대응되는 거리도 달라지기 때문이며, 사용자의 눈은 레티클과 타겟 사이의 시차 차이(눈 위치가 바뀔 때마다)를 서로 위에 있는 상대 변위로 등록하기 때문이다.시차 이동이라는 용어는 사용자가 시야 뒤에서 머리/[37]눈을 가로로(위/아래 또는 왼쪽/오른쪽) 이동할 때, 즉 사용자의 광축과 정렬된 상태로 유지되지 않는 오류에 따라 대상 영상 위로 레티클이 "떠다니는" 움직임을 말한다.

일부 화기 스코프는 시차 보상 메커니즘을 갖추고 있으며, 기본적으로 광학 시스템이 다양한 거리에서 목표 이미지의 초점을 레티클의 정확히 동일한 광학 평면으로 이동할 수 있도록 하는 가동 광학 소자로 구성됩니다(또는 그 반대도 마찬가지입니다.대부분의 저층 망원경은 시차 보상을 하지 않을 수 있다. 왜냐하면 실제로는 시차 이동을 제거하지 않고도 여전히 매우 만족스러운 성능을 발휘할 수 있기 때문이다. 이 경우 스코프는 종종 의도한 용도에 가장 적합한 지정된 시차가 없는 거리에 고정된다.헌팅 스코프에 대한 공장 출하 시 시차가 없는 일반적인 거리는 100yd(또는 90m)이므로 300yd/m를 거의 초과하지 않는 헌팅 샷에 적합합니다.일부 경기 및 시차 보상이 없는 군사식 스코프는 더 긴 범위를 [citation needed]조준하는 데 더 적합하도록 최대 300yd/m 범위에서 시차가 없도록 조정할 수 있다.공기총, 림파이어 소총, 산탄총총구 로더와 같이 실제 사거리가 짧은 총기의 경우 일반적으로 림파이어 스코프의 경우 50m(55yd), 산탄총과 [citation needed]총구 로더의 경우 100m(110yd)의 시차를 설정할 수 있다.공기총 스코프는 조정 가능한 시차로 발견되는 경우가 많으며, 일반적으로 조정 가능한 목표(또는 짧게는 "AO")의 형태로, 최대 3m(3.3yd)[citation needed]까지 조정할 수 있다.

비확대 반사경 또는 "반사" 조준경은 이론적으로 "시차가 없다"는 능력을 가지고 있다.그러나 이러한 조준경은 평행 시준된 빛을 사용하기 때문에 이는 표적이 무한대에 있을 때만 해당됩니다.한정된 거리에서는 장치에 수직인 눈 이동이 콜리메이션 [38][39]광학에 의해 생성된 빛의 원통형 기둥에 있는 눈 위치에 대해 정확한 관계를 유지하여 레티클 영상에서 시차 이동을 일으킵니다.일부 붉은 점 조준기와 같은 무기 조준기는 레티클의 초점을 무한대로 맞추지 않고,[38] 대신 시차로 인해 레티클이 거의 움직이지 않는 설계 표적 범위를 통해 이를 보정하려고 합니다.일부는 "시차 자유"[40]라고 부르는 시장 반사 시각 모델을 제조하지만, 이것은 시야에서 사용되는 구면 거울에 의해 유발되는 광학 오차인 축 외 구면 수차를 보상하는 광학 시스템을 말합니다. 이 광학 시스템은 눈의 [41][42]위치 변화에 따라 망상 위치가 시야의 광축에서 멀어질 수 있습니다.

포격

야전포나 해군포의 위치 때문에 사격통제 시스템 자체의 위치와 관련된 목표물에 대한 관점이 각각 조금씩 다르다.따라서 사격통제시스템은 목표물을 향해 총을 겨누는 경우 각 의 사격이 목표물에 집중되도록 시차를 보상해야 한다.

레인지 파인더

해군 거리를 구하는 시차 이론

일치 거리 측정기 또는 시차 거리 측정기를 사용하여 목표물까지의 거리를 찾을 수 있습니다.

예체능

there separate columns, each arched at the top
an apparent dome
특정 각도에서 보면 다윈 게이트의 세 기둥의 곡선은 돔을 형성하는 것처럼 보인다.

마크 의 조각 작품 중 몇 개는 시차를 두고 연주하며, 특정한 각도에서 보기 전까지는 추상적으로 보입니다.이런 조각품 중 하나는 영국 슈루즈베리에 있는 다윈 게이트(사진)로, 역사적 영국에 따르면, "노먼 창문이 있는 색슨족 헬멧의 형태"로 특정한 각도에서 돔을 형성하는 것으로 보인다.소년 시절 찰스 다윈이 다녔던 세인트 메리 교회의 특징에서 영감을 얻었다."[43]

은유로서

철학적/기하학적 의미에서: 새로운 시야를 제공하는 관찰 위치의 변화에 의해 야기되는 물체의 방향의 명백한 변화.두 개의 서로 다른 측점 또는 시점에서 본 물체의 겉보기 변위 또는 위치 차이.동시대의 글쓰기에서 시차는 같은 이야기일 수도 있고, 다른 책에서 다른 관점에서 말하는 한 책에서 거의 같은 시간대의 비슷한 이야기일 수도 있다.이 단어와 개념은 1922년 제임스 조이스의 소설 율리시스에서 두드러지게 나타난다.Orson Scott Card는 또한 Ender's Game비교하여 Ender's Shadow를 언급할 때 이 용어를 사용했다.

슬로베니아 철학자 슬라보즈 지젝이 2006년 펴낸 저서 파라락스 뷰(The Parallax View)에서 일본 철학자이자 문학평론가인 카라타니 고진(Kojin Karatani)의 패러락스 뷰(Parallax view) 개념을 차용했다.지젝 주석

물론 (시차에) 추가되어야 할 철학적 반전은 관찰된 거리가 단순히 주관적인 것이 아니라는 것입니다. 왜냐하면 '저 밖'에 존재하는 동일한 물체가 두 가지 다른 입장 또는 관점에서 보기 때문입니다.그것은 오히려 헤겔이 표현했을 것처럼, 주체와 객체는 본질적으로 중재되기 때문에 주체의 관점에서의 '생태론적' 변화는 항상 객체 자체의 존재론적 변화를 반영합니다.또는, 라카니어로 표현하자면, 피사체의 시선은 항상 이미 인식된 물체 자체에 새겨져 있는데, '사각지대', 즉 물체 자체보다 물체 안에 있는 것, 즉 물체 자체가 시선을 되돌리는 지점이다.물론 사진은 내 눈에 있지만,[44] 나도 사진 속에 있다.

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「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 과거에는 태양계 내의 천체까지의 거리를 측정하는 데에도 시차가 사용되었습니다.이 방법은 이제 보다 정확한 기술로 대체되었습니다.

레퍼런스

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  32. ^ 대부분의 천문학 교과서에 비슷한 파생이 있다.예를 들어, Zeilik & Gregory 1998, § 11-1 참조.
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참고 문헌

외부 링크