1) gravity terrain correction
重力地形改正
2) gravity correction
重力改正
3) terrain correction
地形改正
1.
Conventional methods fail to bring good processing result of gravity anomaly which has undergone terrain correction.
分别用斜顶三棱柱体及方柱体模型分近、中、远区对某山区1：5万高精度重力勘探成果进行地形改正。
2.
Based on characteristics of air-borne gamma-ray spectrometer survey, the authors induced the 2D terrain correction formula,and accomplished the forward calculation.
通过模型试验,总结了不同地形上不同飞行方式时的航空放射性异常特征,给出实测数据处理与野外异常查证对比结果,地形改正效果较好。
3.
The effect of grid spacing of digital topographic model on terrain corrections and geoid undulations and the indirect terrain effect on geoid undulations are studied, as well as the effect of mass prism and mass line topographic models on terrain corrections.
以计算香港大地水准面为例 ,着重研究了以下几点 :①DTM的分辨率对地形改正的影响 ;②质量柱体地形模型与质量线地形模型对计算地形改正的差异 ;③采用Helmert凝聚改正法 ,计算地形对大地水准面的间接影响 ;④比较经典Stokes Helmert方法与Sj¨oberg方法计算地形对大地水准面的影
4) topographic correction
地形改正
1.
Topographic Correction of High Density Resistivity Data;
高密度电阻率法数据的地形改正
2.
The topographic correction of the electric sounding data by the boundary element method for anomalous potential is discussed,and the significance effect is obtained.
求解异常电位的边界单元法对电测深资料进行地形改正，应用效果明显。
3.
This paper introduces the boundary element method of 2 D and 3 D topographic correction for the resistivity method.
本文简要地讨论了电阻率法二维、三维地形改正的边界元法。
5) correction for gravity
重力改正<测>
6) post-Newtonian gravity correction
后牛顿重力改正
补充资料：K 改正
对于河外天体光谱因红移造成的歪曲在进行光度测量时须加的改正。红移使得从天体发出的波长为λ1的光谱线在观测处移至(1+z)λ1，亦即从红移为z的天体到达观测者的波长为λ的光，发出时的波长为或者可表示为λ=(1+z)λ1。原来发出时处在波长间隔λk1－λl1内的辐射，观测时便处在(1+z)(λk1－λl1)间隔内。通过观测天体的辐射流确定星等时，总是观测其某一特定波段范围内的辐射，以确定某一特定的星等。这样，在没有红移的情况下比较不同天体的这一特定视星等时，所比较的才是同一波段范围内的辐射。而当比较具有不同z的两个天体的同一特定视星等时,所比较的实际上是这两个天体的处在不同波段范围内的辐射。
对于银河系天体，红移一般很小，它的影响可忽略不计。对于河外天体，红移一般较大，就要考虑红移对星等测量的影响。因为不同红移 z的天体的光谱受到不同的歪曲，所以在讨论热距离模数mbol－Mbol时，除要考虑星际消光改正项A外，还要再加上一改正项K,即K改正：
mbol－Mbol=m－M－K－A。式中m-M是使用响应曲线为S(λ)的辐射接收系统所得到的距离模数观测值；K改正的单位为星等，数值为
。其中第一项是由于红移后波段展宽而加上的改正；第二项是由于红移后波段频移而加上的改正。I(λ)是波长λ处的入射能流，是在相对于天体静止的坐标系内，并作了望远镜接收系统改正和大气消光改正的。
由于不同类型天体的I(λ)函数形式不同，它们的K改正也不同。1936年,哈勃在假设I(λ)为黑体辐射的前提下,第一次计算了K改正。M.L.哈马逊等人引用斯特宾斯等的观测，在1956年首次给出了K改正的观测值。
对于银河系天体，红移一般很小，它的影响可忽略不计。对于河外天体，红移一般较大，就要考虑红移对星等测量的影响。因为不同红移 z的天体的光谱受到不同的歪曲，所以在讨论热距离模数mbol－Mbol时，除要考虑星际消光改正项A外，还要再加上一改正项K,即K改正：
mbol－Mbol=m－M－K－A。式中m-M是使用响应曲线为S(λ)的辐射接收系统所得到的距离模数观测值；K改正的单位为星等，数值为
。其中第一项是由于红移后波段展宽而加上的改正；第二项是由于红移后波段频移而加上的改正。I(λ)是波长λ处的入射能流，是在相对于天体静止的坐标系内，并作了望远镜接收系统改正和大气消光改正的。
由于不同类型天体的I(λ)函数形式不同，它们的K改正也不同。1936年,哈勃在假设I(λ)为黑体辐射的前提下,第一次计算了K改正。M.L.哈马逊等人引用斯特宾斯等的观测，在1956年首次给出了K改正的观测值。
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
参考词条