1) stellar spectrometry
恒星测谱学
2) stellar spectroscopy
恒星光谱学
3) Stellar spectrum
恒星光谱
1.
In order to analyze the effect of color temperature in star sensor, the model of stellar spectrum was presented in this paper.
在分析不同色温恒星光谱分布特征的基础上,建立恒星光谱模型,计算色温差异引起的恒星定位误差。
4) star observation
恒星检测
1.
A star sensor is an electro-optical instrument used to provide the absolute 3-axis attitude with respect to the celestial sphere of a craft utilizing star observations.
对恒星检测所涉及的一些问题,如视场内可探测恒星平均数、星图处理、恒星像点位置确定等问题进行了研究和实际验证。
5) stellar photometry
恒星测光
6) star sensing
恒星观测
1.
Real star sensing observations from GOES-9 imager are used to validate partial characteristics of this model quantitatively.
在建立基于恒星观测的成像仪指向偏差在轨修正模型的基础上,提出了模型中若干关键参数(包括最低观测星等、待观测恒星及成像仪凝视观测位置等)的选取方法。
补充资料：恒星光谱
恒星光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。光谱中包含着关于恒星各种特性的最丰富的信息。迄今关于恒星本质的知识，几乎都是从光谱研究中得到的。
研究的主要途径 恒星光谱的研究内容异常广泛，但从观测角度来看，主要有三条途径。第一是证认谱线和确定元素的丰度。第二是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽(见谱线的形成和致宽)，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。
研究的主要成果 谱线证认 一般可根据基尔霍夫定律将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。恒星的谱线无法在实验室中获得时，只有通过对原子和分子结构的深入分析，才能完成证认。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90％左右的天然元素，但还有一些恒星谱线至今没有证认出来。
元素丰度 即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同:氢最丰富,按质量计约占71％；氦次之,约占27％；其余元素约合占2％。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，一般说来，这与恒星的年龄有关。
光谱分类的解释 恒星光谱一般是在连续谱上有吸收线（即暗线），大部分可按MK二元系统（见恒星光谱分类）区分。吸收线的存在表明恒星大气外层温度较低，它对来自温度较高的内层的辐射进行选择吸收。元素丰度相同的恒星的光谱差异，是因恒星大气中温度和压力的不同造成的。现以氢为例说明光谱的变化。我们知道，迄今的光谱分类主要是在可见光波段进行的。氢在此波段只有巴耳末线，是处于第二能级的中性氢原子产生的。在温度较低的 M型星中，恒星的紫外辐射和碰撞都很弱，大部分氢处于基能级，第二能级氢原子少，故巴耳末线微弱。温度升高时，紫外辐射增强，碰撞激发增多，越来越多的氢原子被激发到第二能级,因此,光谱型由K、G、F到A型，巴耳末线逐步增强，在A0附近达到最强。温度进一步增高时，氢原子的电离度增高，中性氢原子总数减少,故巴耳末线由A到B型减弱，到O型就基本上消失了。其他元素谱线的变化，也可用同样的原理来解释。
温度相同的巨星和矮星间光谱的差异，是由于压力不同引起的。巨星大气中的压力比矮星低，电离较容易；有些元素如锶，对压力特别敏感，电离的比例大；因此巨星光谱中电离锶谱线就比矮星光谱中强得多。又如氢线，在矮星光谱中宽而漫，在巨星光谱中窄而锐，这也是由压力效应决定的。根据光谱中的压力效应能够决定恒星的光度。
发射线光谱 少数恒星光谱中除吸收线外，还有发射线（即明线），有些恒星只有发射线。发射线一般是由离星体较远处的稀薄气体即星周气体(见星周物质)产生的，但这些气体延伸范围很小，观测者无法将星周气体同星体分开，所以人们观测到的是恒星光谱和星周气体光谱的混合。
星周气体一般是从星体抛射出来的，有的在星体周围形成一个近似球状的延伸包层，有的形成一个绕星气环或气盘。星周气体的形状、大小、密度、运动方式，决定着发射线的轮廓和宽度。有发射线的恒星数目不多，但发射线的存在表示它们经历过或正在经历着不稳定的抛射过程，这对于研究恒星演化中的不稳定阶段有重要作用。
视向速度 关于恒星的许多知识，是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。例如，密近双星的两子星不能从照片上加以区分，但它们的轨道运动引起光谱线位置的周期性摆动。这不但是发现双星的一种途径，而且提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用，它证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现，是对谱线轮廓的影响。当恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大的角度时，谱线会变宽、变浅。由此发现，许多早型星（特别是Be星）有快速自转现象（见恒星自转）。许多不稳定星的物质抛射和气体包层的运动，也在谱线轮廓中显示出来。沃尔夫－拉叶星、气壳星、天鹅座P型星、新星和类新星等，都具有这类光谱特征。例如，从谱线轮廓形状和宽度的测量得知，新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千公里。
磁星 当恒星具有足够强的磁场时，谱线将分裂为两条或更多条支线,它们具有不同的偏振特性,这称为塞曼效应。通过这种效应，发现了100多颗恒星的磁场,其强度的数量级为千高斯，个别的达万高斯。这些星称为磁星，它们大部分是A型特殊星。
星际物质 恒星发来的光通过漫长距离的星际空间，所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。在许多亮星的高色散光谱中，发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的，说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射，这种效应对蓝光较强，对红光较弱，因而较远的星显得较红，这称为星际红化。通过对红化的测量，可以估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比，可以粗略地估计恒星的距离。
研究的主要途径 恒星光谱的研究内容异常广泛，但从观测角度来看，主要有三条途径。第一是证认谱线和确定元素的丰度。第二是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽(见谱线的形成和致宽)，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。
研究的主要成果 谱线证认 一般可根据基尔霍夫定律将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。恒星的谱线无法在实验室中获得时，只有通过对原子和分子结构的深入分析，才能完成证认。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90％左右的天然元素，但还有一些恒星谱线至今没有证认出来。
元素丰度 即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同:氢最丰富,按质量计约占71％；氦次之,约占27％；其余元素约合占2％。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，一般说来，这与恒星的年龄有关。
光谱分类的解释 恒星光谱一般是在连续谱上有吸收线（即暗线），大部分可按MK二元系统（见恒星光谱分类）区分。吸收线的存在表明恒星大气外层温度较低，它对来自温度较高的内层的辐射进行选择吸收。元素丰度相同的恒星的光谱差异，是因恒星大气中温度和压力的不同造成的。现以氢为例说明光谱的变化。我们知道，迄今的光谱分类主要是在可见光波段进行的。氢在此波段只有巴耳末线，是处于第二能级的中性氢原子产生的。在温度较低的 M型星中，恒星的紫外辐射和碰撞都很弱，大部分氢处于基能级，第二能级氢原子少，故巴耳末线微弱。温度升高时，紫外辐射增强，碰撞激发增多，越来越多的氢原子被激发到第二能级,因此,光谱型由K、G、F到A型，巴耳末线逐步增强，在A0附近达到最强。温度进一步增高时，氢原子的电离度增高，中性氢原子总数减少,故巴耳末线由A到B型减弱，到O型就基本上消失了。其他元素谱线的变化，也可用同样的原理来解释。
温度相同的巨星和矮星间光谱的差异，是由于压力不同引起的。巨星大气中的压力比矮星低，电离较容易；有些元素如锶，对压力特别敏感，电离的比例大；因此巨星光谱中电离锶谱线就比矮星光谱中强得多。又如氢线，在矮星光谱中宽而漫，在巨星光谱中窄而锐，这也是由压力效应决定的。根据光谱中的压力效应能够决定恒星的光度。
发射线光谱 少数恒星光谱中除吸收线外，还有发射线（即明线），有些恒星只有发射线。发射线一般是由离星体较远处的稀薄气体即星周气体(见星周物质)产生的，但这些气体延伸范围很小，观测者无法将星周气体同星体分开，所以人们观测到的是恒星光谱和星周气体光谱的混合。
星周气体一般是从星体抛射出来的，有的在星体周围形成一个近似球状的延伸包层，有的形成一个绕星气环或气盘。星周气体的形状、大小、密度、运动方式，决定着发射线的轮廓和宽度。有发射线的恒星数目不多，但发射线的存在表示它们经历过或正在经历着不稳定的抛射过程，这对于研究恒星演化中的不稳定阶段有重要作用。
视向速度 关于恒星的许多知识，是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。例如，密近双星的两子星不能从照片上加以区分，但它们的轨道运动引起光谱线位置的周期性摆动。这不但是发现双星的一种途径，而且提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用，它证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现，是对谱线轮廓的影响。当恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大的角度时，谱线会变宽、变浅。由此发现，许多早型星（特别是Be星）有快速自转现象（见恒星自转）。许多不稳定星的物质抛射和气体包层的运动，也在谱线轮廓中显示出来。沃尔夫－拉叶星、气壳星、天鹅座P型星、新星和类新星等，都具有这类光谱特征。例如，从谱线轮廓形状和宽度的测量得知，新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千公里。
磁星 当恒星具有足够强的磁场时，谱线将分裂为两条或更多条支线,它们具有不同的偏振特性,这称为塞曼效应。通过这种效应，发现了100多颗恒星的磁场,其强度的数量级为千高斯，个别的达万高斯。这些星称为磁星，它们大部分是A型特殊星。
星际物质 恒星发来的光通过漫长距离的星际空间，所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。在许多亮星的高色散光谱中，发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的，说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射，这种效应对蓝光较强，对红光较弱，因而较远的星显得较红，这称为星际红化。通过对红化的测量，可以估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比，可以粗略地估计恒星的距离。
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