視差位移測量法計算方法

A. 位移測量的方法有哪些啊

要看你的應用了，常用的有激光位移感測器ZLDS10X系列，和電渦流感測器，如KD2306系列，具體應用具體對待，

B. 視差的視差計演算法

觀測者在兩個不同位置看同一天體的方向之差。可用觀測者的兩個不同位置之間的距離（基線）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著簡單的三角關系，因此能以視差的值表示天體的距離，而以此測定天體距離的方法稱為三角視差法。在測定太陽系內天體的距離時，以地球半徑為基線，所得視差稱為周日視差。周日視差隨著天體的高度變化而改變，當天體位於地平時滾彎，它的周日視差達到極大值，稱為周日地平視差。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。在測定恆星的距離時，以地球畢肆繞太陽公轉的軌道半長徑（即太陽和地球的平均距離）為基線，所得視差稱為周年視差。假設恆星位於黃極方向時的周年視差稱為恆星周年視差，簡稱恆星視差，用π表示。恆星視差只與恆星至太陽的距離有關，所以通常用π表示恆星距離。所有恆星的π值都小於1〃。由於太陽在空間運動所產生的視差稱為長期視差，也稱視差動。它取太陽在一年裡所走過的距離為基線。
解題過程
人們常常用「天文數字」來形容數字的巨大，事實也確實如此：日－地距離是149597 870千米，仙女座星系距離我們236萬光年，整個宇宙的尺度大約是1500y光年（大約合94608ykm）。 這些碩大無朋的數字是什麼得出的？天文學家用的是什麼尺子？窗口望去我可以判斷大街上的行人距離我多遠，這依靠的是周圍的參照物和生活常識，要測量旗桿的高度可以把它放倒然後用尺子量。然而對於天文學家來說，這些方法全都是遙不可及——的確是遙不可及，天文學家的工作就是研究那些遙不可及的天體。那麼，天文學家是如何測量距離的呢？ 從地球出發 首先來說說視差。什麼是視差呢？視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一天體的 方向之差。我們來做個簡單的實驗：伸出你的右手拇指，交替閉合和睜開雙眼，你會 發現拇指向對於背景左右移動。這就是視差。在工程上人們常用三角視差法測量距離 。如圖，如果我們測量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線）， 那麼這個三角形就 可以被完全確定。
天體的測量也可以用三角視差法。它的關鍵是找到合適的邊長a——因為天體的距 離通常是很大的——以及精確測量角度。 我們知道，地球繞太陽作周年運動，這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基 線和兩個不同的觀測位置。試想地球在軌道的這一側和另一側，觀測者可以察覺到恆 星方向的變化——也就是恆星對日－地距離的張角θ（如圖）。圖中所示的是周年視 差的定義。通過簡單的三角學關系可以得出：r=a/sinθ 由於恆星的周年視差通常小於1°，所大數悶以（使用弧度制）sinθ≈θ。如果我們用角 秒錶示恆星的周年視差的話，那麼恆星的距離r=206 265a/θ。 通常，天文學家把日－地距離a稱作一個天文單位（A.U.）。只要測量出恆星的周 年視差，那麼它們的距離也就確定了。當然， 周年視差不一定好測。 第谷一輩子也 沒有觀測的恆星的周年視差——那是受當時的觀測條件的限制。 天文單位其實是很小的距離，是天文學家又提出了秒差距（pc）的概念。也就是說，如果恆星的周年視差是1角秒（1/3600秒），那麼它就距離我 們1秒差距。很顯然，1秒差距大約就是206265天文單位。 遺憾的是，我們不可能把周年視差觀測的相當精確。現代天文學使用三角視差法 大約可以精確的測量幾百秒差距內的天體，再遠，就只好望洋興嘆了。 星等是表示天體相對亮度的數值。我們直接觀測到的星等稱為視星等，如果把恆 星統一放到10秒差距的地方，這時我們測量到的視星等就叫做絕對星等。視星等（m） 和絕對星等（M）有一個簡單的關系： 5lg r=m-M+5 這就意味著，如果我們能夠知道一顆恆星的視星等（m） 和絕對星等（M），那麼 我們就可以計算出它的距離（r）。不消說，視星等很好測量，那麼絕對星等呢？很幸 運，通過對恆星光譜的分析我們可以得出該恆星的絕對星等。這樣一來，距離就測出 來了。通常這被稱作分光視差法。 絕對星等是很有用的。天文學家通常有很多方法來確定絕對星等。 比如主星序重疊法。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。那麼相同光譜 型的恆星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恆星的赫羅圖，我們就可以求出遙
遠恆星的絕對星等，進而求出距離。造父變星是一種性質非常奇特的恆星。所謂變星是指光度周期性變化的恆星。造
父變星的獨特之處就在於它的光變周期和絕對星等有一個特定的關系（稱為周光關系）。通過觀測光變周期就可以得出造父變星的絕對星等。有了絕對星等，一切也就好 說了 造父變星有兩種：經典造父變星和室女座W型造父變星， 它們有不同的周光關系 。天琴座的RR型變星也具有特定的周光關系，因此也可以用來測定距離。這種使用變 星測距的方法大致可以測量108秒差距的恆星。 人們觀測到，更加遙遠的恆星的光譜都有紅移的現象，也就是說，恆星的光譜整個向紅端移動。造成這種現象的原因是：遙遠的恆星正在快速的離開我們。根據多普勒效應可以知道，離我們而去的物體發出的光的頻率會變低。
1929年，哈勃（Hubble，E.P.）提出了著名的哈勃定律，即河外星系的視向退行 速度和距離成正比：v=HD.這樣，通過紅移量我們可以知道星體的推行速度，如果哈勃常數H確定，那麼距離也就確定了（事實上，哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定
哈勃常數H）。 這樣，我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了。 不過還是有一個問題，這種天文學的測量如同一級一級的金字塔，那麼金字塔的地基——天文單位到底是多少呢？如果測量不出天文單位，其他的測量就都成了空中樓閣 天文單位的確是天文測量的基石。20世紀60年代以前，天文單位也是用三角測量法測出的，在這之後，科學家使用雷達測量日－地距離。 雷達回波可以很准確的告訴我們太陽里我們有多遠，這樣一來，天文學家就可以大 膽的測量遙遠的星辰了。