全站仪对后视看的是棱镜中心还是棱镜杆子

反射,也就是测距

如果是控制点的测量,测角和测距都必须严格准确的瞄准棱镜的中心,测角包含水平角和天顶距：1.水平丝要切到/夹住棱镜觇牌上的三角尖顶,否则,影响天顶距精度,从而导致高程误差大.2.垂直丝同样要切到/夹住棱

看你的要求,如果是精度不要求太高地话,就是随便,高精度,例如工程,控制,是要对准中心位置地

对中脚架是一个带水平气泡的三角架,为了能够稳定保持杆子上下都能垂直于地面同一个点,三角架的其中一个脚就是带气泡的花杆（可以拆卸）,花杆上再放棱镜,一般是用在全站仪测量上,可以同时测角测距（用于导线测量

比如仪器的加\乘常数为：2+2ppm仪器鉴定时给出测距误差计算式为：±(2+1ppm)这二者怎么正确理解,有什么关系呢?1mm+2ppm的概念1mm+2ppm是人们通常对1mm+2ppm×D(公里）的

学棱镜的参数锐利度(Sharpness)现代一般望远镜在日间中央视场的锐利度表现不致太差,试锐利度最好在观星场合.使用较高质机型看星应会呈现点状,而平价机型时星点则会化开.色差大的形号在锐利度的表现通

散射,衍射的基本条件是障碍物夹缝宽接近于波长.棱镜是光密介质,由于光波频率不变,导致不同频率(颜色)的光在介质中的传播不一样折射角不一样.导致了色散

测量的是棱镜反光点的位置,棱镜头下应该有个螺丝,就是螺丝中心的位置,即棱镜杆中心,人手扶的话一定要看杆气泡,使其一直居中,这样误差也可以很小,或干脆将棱镜倒过来立,除非做导线控制点,否则没必要放架子上

HD是平距VD是高差SD是斜距

对,这是精密测量减小误差的方法之一,与配盘、正倒镜、复测等等作用一样的.注意这里讲的是减小误差哟,作用是非常有限的,如器具本身不在正常状态,就谈不上精密了.如果棱镜偏斜明显,还是应该先校正.瞄对棱镜杆

全站仪测距的常数分为2部分,一部分是棱镜常数,一部分是测距加常数.棱镜常数出厂时候就会给定,但是棱镜制作过程中会有1-2mm误差,想要知道这个误差就要用全站仪重新测定棱镜常数.仪器测距加常数也是有误差

全站仪放样时十字丝最好照准棱镜尖,从棱镜底部照上去测量.如果实在看不到棱镜底部,就只能照准棱镜中心了,这个是保证放样的精度.

如果远的看不见了就不用对中心了,一般棱镜的直径是8CM吧迷你棱镜更小一些那就算是对在棱镜边缘误差也就4CM土建的4CM就叫完美了!如果你非要对中心的话不要棱镜,对固定棱镜的反射板,反射板个头挺大应该好

是仪器中心到棱镜中心.(待测点=A+B+(±D)－C)

我们在用三棱镜之前应该先了解三棱镜的用途.三棱镜一般用于超长测程,因为单棱镜已经可以测到1到2公里了,所以三棱镜一般用与1公里以上距离测量(单次测程).现在再来看一下你的问题,超过1公里的距离,你通过

一般的全站仪必须对准棱镜中心,像带有棱镜补偿的全仗义只要瞄向镜头那个方向即可定出准确的坐标,棱镜补偿的仪器型号有,徕卡2003,徕卡1201,拓普康7500,天宝S8.

屋脊棱镜体积较小而且可以使物镜和目镜位于一条直线上,因此常用于极紧凑的双筒镜.与普罗棱镜相比,屋脊棱镜有两个主要的缺点,一是光线的损失多,成像较暗；二是对装配精度要求高,难于制造,价格也较贵,制造精良

地心说最初由古希腊学者欧多克斯提出,后经亚里士多德、托勒密进一步发展而逐渐建立和完善起来.托勒密认为,地球处于宇宙中心静止不动.从地球向外依次有月球、水星、金星、太阳、火星、木星和土星,在各自的轨道上

你是要测高程吧.在你测的目标看不见的时候,需要把棱镜拔出来,棱镜全部拔出来上面显示的刻度是2.15m.你在用全站仪测量的时候也需要看情况,在棱镜高改变的时候,需要输入改变后得数值再进行测量.

如果使用强制对中杆,在能看见对中杆锥体的情况下,看对中杆锥体,如果使用三脚架,我一般看照准杆,一个小杆子,两寸长,安在棱镜上面的.不过现在好多棱镜没这玩意.你讲的四个小三角市砧板上的吧.我在看不见锥体