1) spectral series
光谱系
2) series of spectral line
光谱系
3) universal series constant
普遍光谱系常数
4) multiband system
多波段光谱系统
5) spectrazonal system
多波段光谱系统
6) common spectrophotometry
普通光谱系数倍率法
7) THz-TDS
太赫兹时域光谱系统
8) spectrum
光谱
1.
Study on multi-angle polarized reflectance spectrum of polluted water;
不同污染水体的多角度偏振光谱研究
2.
Studies on the Uv/vis and IR spectrum of Anderson-structure Heteropolyomometalate doped polyaniline;
Anderson结构杂多酸盐掺杂聚苯胺的紫外、红外光谱研究
9) spectroscopy
光谱
1.
Quantitative analysis of atmosphere by laser-induced breakdown spectroscopy;
用激光感生击穿光谱对大气进行定量分析
2.
Synthesis and Spectroscopy of K_7[P_2Mo_4W_(13)M(H_2O)O_(61)](M=Cr,Fe) and Their Organic Composite Materials;
K_7[P_2Mo_4W_(13)M(H_2O)O_(61)]及其有机复合材料的合成及光谱研究
3.
Spectroscopy of α-Isoxazoleazoxyl-β-Diketone Derivatives and Their Tautomers;
α-异噁唑偶氮基-β-二酮类衍生物及其互变异构体的光谱
10) optical spectrum
光谱
1.
Research on the technology of methane concentration measurement based on characteristic optical spectrum absorption of gases and harmonic detection;
基于气体特征光谱吸收和谐波检测的瓦斯体积分数测量技术的研究
2.
In this paper, the optical spectrum and paramagnetic g factor of Cr 3+ in CsCl and CsBr crystals are calculated by the parameterized d orbital theory and the two spin orbit coupling parameters model.
文用参量化轨道理论和双自旋轨道耦合系数模型计算了掺Cr3+的CsCl和CsBr晶体的光谱和顺磁 g因子 ,得到了和实验数据符合很好的结
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