为什么视差法能够判断平面镜

都不能1,a1,..ar向量组可由b1,..bs向量组线性表示,则R（a）

三角视差法测量天体之间的距离可不是一件容易的事.天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米）,天

视差是日地距离相对于遥远恒星的张角,借用楼主的描述,就是“地球到恒星与太阳到恒星的夹角是视差角”.其实这是一个常见的误区,初涉天文的时候也多次将两个概念混淆.天文奥赛决赛还专门出题靠这个概念.测定出某

视差：瞄准目标后,眼睛在目镜端作上下微量移动,会发现十字丝与目标影像也有相对移动,读数随眼睛的移动而改变,这种现象称为视差.产生视差的原因：目标通过物镜后的影像与十字丝划分板不重合,视差对读数精度颇有

一定是.试想,一个物体的某一点发出的所有光线到达平面镜时,一定是发散的,那么经过平面镜反射后,仍然是发散的,不过改变了方向而已.所以在平面镜前面不会有真实光线的汇集点.而平面镜可以认为光线不能通过的.

把你的手臂伸直,伸出姆指,指向远处的一个目标,然后分别使用左眼和右眼来观测.你会发现,就算你的手臂丝毫不动,左右眼看到的姆指位置相对于远处的目标来说,却会发生变化.根据这些变化,我们就可以测出姆指到你

所成的像不是由实际光线汇聚而成的.

虚像是由实际光线的反向延长线所汇聚成的像现在光射到了平面镜上然后光往哪儿跑了呢?当然反射开了那么这些反射开的光线又不能够汇聚形成实像喽当然平面镜中的像就是由这些反射光线的反向延长线汇聚成的虚像啦再问：

这是为什么呢?这是因为定义秒差距时是这样定义的秒差距[1](parsec)是一种最古老的,同时也是最标准的测量恒星距离的方法.它是建立在三角视差的基础上的.以地球公转轨道的平均半径（一个天文单位,AU

视差是光因引力而弯曲造成的.根据地球公转所处的位置不同来观察星体,用两次所得数据来确定星体的位置（只是减小误差而已）

楼主,照相机和光屏的区别是照相机前面还有镜头,也就是透镜组啊...可以把虚像变为实像.就像虚像经过一个凸透镜后也可以变成实像一样.

1.测量天体间的距离是人类探索宇宙的本能,也是天文学上非常重要的课题（形而上学的内容,不再赘述）.2.长期以来,人类无法测定出太阳以外,其他恒星的距离（否则古希腊人,阿拉伯人,中国人早就测定了）.3.

是用实测得出来的.因为那个恒星不是很远,所以当地球绕太阳公转,在轨道两边会观察出它在更遥远星空背景上的位置发生变化,这个变化就是计算距离的根本.这就像我们双眼判断物体的远近,都是用两个眼睛所见那个物体

个人见三角测量法是测量天体的“周日地平视差”,这个视差主要是由地球自转引起的,所以它使用于很近的天体,范围是太阳系内部.三角视差法测的视差,一般是半年的时间产生的,主要是地球公转产生的,因此测量距离范

先作p点在平面镜那边的像p',PP'垂直于镜子于0,且po＝p'o.从p'出发,连线镜子的顶点,并延长.这两条线包括的范围就是能看到的范围.（当然是镜子P这一侧面边的部分）

A.至少要在地球轨道一端测一次,半年后在轨道另一端再测一次.

1.同一个概念.2.当被测天体位于北黄极时,视差是一个正圆.距离黄极越远,视差的椭圆轨迹约扁.赤道上的天体,视差是一条直线.为什么请仔细思考.3.利用背景上视差很小的天体即可.比如遥远的星团、星系.观

因为平面镜的后面涂抹有一层光不能透过的材料光传到平面镜上不能通过便折返回来所以就反光了

⒈玻璃般的厚度；对称关系两边蜡烛到玻璃距离相同；更易校准；⒉空气密度在该变⒊8min19s;11点51分41秒

光照在任何物体上都会反光因为平面镜的表面很光滑,是很好的反射物跟分子的密度有关分子越密光越弱相反就越强