1) universal series constant
普遍光谱系常数
2) universal gas constant
普遍气体常数
3) spectroscopic constant
光谱常数
1.
Ab initio calculations of spectroscopic constants for the SH~+ and SD~+ ground states using coupled-cluster theory in combination with the series of correlation-consistent basis sets;
用耦合簇理论及系列相关一致基研究基态SH~+和SD~+的光谱常数(英文)
2.
The spectroscopic constants of 20 kinds of molecule are calculated by using the potential energy function,and all the calculation results are in good agreement with experimental data.
利用该势能函数,计算了20种分子的光谱常数,结果表明所有理论计算值均与实验值符合得非常好。
3.
Hou, to study the accurate vibrational spectroscopic constants and the full vibrational energy spectra of diatomic molecules, is introduced.
第四部分使用代数方法(AM)，根据实验(或量子理论方法)获得的精确振动能级子集合，不使用任何物理模型和数学近似，通过严格求解振动能级的代数方程，获得了BeH~+-X~1∑~+电子态，CO~+-X~2∑~+电子态，F_2~+-X~2∏_g电子态，Li_2~+-X~2∑_g~+电子态和O_2~+-A~2∏_u电子态，这五个双原子分子阳离子体系的精确振动光谱常数和完全振动能谱{E_u}。
4) spectroscopic constants
光谱常数
1.
The spectroscopic constants of the ground states of AlC+ and SiC+ we obtained match .
计算结果表明,AlC+和SiC+基态的光谱常数与现有的文献结果基本一致。
2.
The spectroscopic constants are calculated and compared with the existing va.
同时计算了CuC+和CuN+基态的光谱常数,并把得到的光谱常数与已有的结果进行了比较。
3.
Comparing these results with those of the corresponding atomic dissociation products,get further the various spectroscopic constants.
选用ＳＴＯ４Ｇ双Ｚｅｔａ扩展基组，用单组态自洽场方法计算了分子轨道，然后作较大规模的组态相互作用计算，得到分子电子态的能量，并与分子的离解产物原子进行比较，进而计算出电子态的各光谱常数。
5) spectral constants
光谱常数
1.
Based on this,the spectral constants of MgH and MgD molecules at the ground state(X~2∑~+) have been derived.
运用第一性原理,分别使用CCSD(T)和QCISD(T)方法及6-311++G(3df,2pd)基组,经优化计算得到了MgH分子基态(X2∑+)的平衡结构和离解能,然后采用Murrell-Sorbie函数及修正的Murrell-Sorbie函数进行非线性最小二乘法拟合得到势能函数的解析形式,并计算了MgH及MgD基态的光谱常数。
6) spectroscopic parameters
光谱常数
1.
Then the spectroscopic parameters are calculated.
利用Murrell-Sorbie函数和最小二乘法拟合出了解析势能函数,以此为基础计算出光谱常数。
2.
Based on the APEFs,we have calculated the spectroscopic parameters and compared them with the available theoretical and experimental values.
利用得到的解析势能函数计算出的光谱常数与实验值符合很好,进一步确认了所得解析势能函数的可靠性和准确性。
补充资料：光行差常数
天文常数之一。光行差是由观测者运动引起的，光行差位移同观测者的平均运动速度v 和光速c有关。v/c称为光行差常数。作为天文常数的光行差常数，是指周年光行差常数，以κ 表示。在这种情况下,v表示地球公转的平均线速度。
光行差常数可以通过天文观测来确定，主要方法有：①观测和研究恒星视位置的变化；②观测和研究恒星的视向速度；③长期持续地观测和研究测站的纬度变化。还可以根据精确测定的其他天文常数，用有关的数学公式推导出光行差常数值。例如，在已知地球赤道半径ae、光速c、地球轨道偏心率e和恒星年长度Ts的情况下,在精确测定太阳视差π嫯后，用下式推导光行差常数κ：
首次发现光行差现象的布拉得雷于1725～1728年得出κ＝20奬5。到目前为止,两个半世纪以来许多天文学家根据浩瀚的资料得出了近百个光行差常数的数值。绝大多数的数值都在20奬4～20奬6之间。1840～1842年，В.Я.斯特鲁维用中星仪在卯酉圈上观测,得到κ＝20奬4451,这个数值为全世界天文学家使用了近半个世纪。1896年,纽康综合当时的各种测定值以后,得出κ＝20奬47,这个数值使用了近七十年。尽管很早就发现纽康的这个数值偏小，精度较低，但由于牵涉到其他常数，并未予以改动。到1964年，国际天文学联合会通过的天文常数系统中,κ值才改为20奬4958。这是根据地球轨道的运动速度值和光速值推导出来的。光行差常数是一个导出常数。这个数值从1968年开始采用,将一直用到1983年。1976年国际天文学联合会的天文常数系统中确定相对于标准历元2000.0年的κ值是20奬49552,这个新值将从1984年开始为全世界统一采用。
光行差常数可以通过天文观测来确定，主要方法有：①观测和研究恒星视位置的变化；②观测和研究恒星的视向速度；③长期持续地观测和研究测站的纬度变化。还可以根据精确测定的其他天文常数，用有关的数学公式推导出光行差常数值。例如，在已知地球赤道半径ae、光速c、地球轨道偏心率e和恒星年长度Ts的情况下,在精确测定太阳视差π嫯后，用下式推导光行差常数κ：
首次发现光行差现象的布拉得雷于1725～1728年得出κ＝20奬5。到目前为止,两个半世纪以来许多天文学家根据浩瀚的资料得出了近百个光行差常数的数值。绝大多数的数值都在20奬4～20奬6之间。1840～1842年，В.Я.斯特鲁维用中星仪在卯酉圈上观测,得到κ＝20奬4451,这个数值为全世界天文学家使用了近半个世纪。1896年,纽康综合当时的各种测定值以后,得出κ＝20奬47,这个数值使用了近七十年。尽管很早就发现纽康的这个数值偏小，精度较低，但由于牵涉到其他常数，并未予以改动。到1964年，国际天文学联合会通过的天文常数系统中,κ值才改为20奬4958。这是根据地球轨道的运动速度值和光速值推导出来的。光行差常数是一个导出常数。这个数值从1968年开始采用,将一直用到1983年。1976年国际天文学联合会的天文常数系统中确定相对于标准历元2000.0年的κ值是20奬49552,这个新值将从1984年开始为全世界统一采用。
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