摘要：校准的科学仪器来收集数据。早期哲学家描述经验研究和实证研究的共同点是：依赖于可观测的数据制定和验证理论，并得出结论。 研究者试图准确地描述的仪器（或人的感官）与被观察的实体之间的相互作用。如果仪器被考虑进来，研究人员会在应用于未知对象之前，校准。...校准的科学仪器来收集数据。早期哲学家描述经验研究和实证研究的共同点是：依赖于可观测的数据制定和验证理论，并得出结论。 研究者试图准确地描述的仪器（或人的感官）与被观察的实体之间的相互作用。如果仪器被考虑进来，研究人员会在应用于未知对象之前，校准。
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由於天琴座RR型变星本质的光度微弱，很难在银河系以外的星系中观察到。事实上，沃尔特·巴德因为未能在仙女座星系中找到它们，使他怀疑该星系比预测的远得多，而考虑重新校准造父变星，並提出星族的概念。在1980年代，普里切特（Pritchet）和范登伯格（van den Bergh）使用加法夏望远镜才在仙女座星系的晕中。
you yu tian qin zuo R R xing bian xing ben zhi de guang du wei ruo ， hen nan zai yin he xi yi wai de xing xi zhong guan cha dao 。 shi shi shang ， wo er te · ba de yin wei wei neng zai xian nv zuo xing xi zhong zhao dao ta men ， shi ta huai yi gai xing xi bi yu ce de yuan de duo ， er kao lv zhong xin xiao zhun zao fu bian xing ， 並 ti chu xing zu de gai nian 。 zai 1 9 8 0 nian dai ， pu li qie te （ P r i t c h e t ） he fan deng bo ge （ v a n d e n B e r g h ） shi yong jia fa xia wang yuan jing cai zai xian nv zuo xing xi de yun zhong 。
基於依巴谷卫星测量的年周视差位移为11.84 milli弧秒，这个系统距离地球为270光年（84秒差距）。分析和重新校准得到的视差为13.30，因此距离为250光年（76秒差距）.。 这颗恒星的变异性於1888年由H.M. Paul首次记录，当时它具有任何变星中已知最。
objects with high N/O ratios)。在此处，他们从星系全体辐射的SDSS光谱使用 (1) 电子温度法和 (2) 两条最近的强线校准：O/N和S/N校准。以三套物件进行比较：富含氢成份的星云、281 SDSS星系和Cardamone等人探测到含有[OIII]-4363。
测量仪器的误差很小，並且不需要以一系列標准来计算未知物。此外，此法通常不需要昂贵的设备。重量分析，由於其高度的准確性，当正確执行时，亦可当作参考值来校准其他仪器。 重量分析在相同时间內通常只能分析一个单一元素，或一组有限的元素。相较於现代瞬间动態燃烧，气相色谱加上传统的燃烧分析，前者速度更快，並可同。
在1980年代，感光耦合元件 (CCD) 取代了照相底片，並且使不確定的因素减少到千分之一角秒。 恒星视差依然是校准其他测量方法的標准 (参见宇宙距离尺度)。基於恒星视差的距离计算需要很精確的测量地球到太阳的距离，现在是以雷达从行星表面的反射为基础。。
校准。 一连串的距离指標，像是距离的阶梯，须要能確定至其它星系的距离。原因是这些天体的亮度在这些距离上可以辨识和测量，但是在近距离却是罕见或是完全没有，由於距离近到可以作为三角视差校准指標的例子太少。例如，造父变星，是在邻近的螺旋星系中最佳的距离指標之一，但不能满意的单独由视差来校准。
跟所有的星系一样，確认LMC正確的距离是一项挑战，多年来测量所得的数值变化极大。主要的困难肇因於作为银河系外测量距离標准烛光的造父变星和天琴座RR变星，在银河系內的视差还未能正確的校准；另一个原因则是LMC的金属含量偏低对发光效率的影响尚不確知。在过去的十年，已经將距离確认在155,000～165,000光年的范围內，以一个最近的距离模数估计的值是18。
z = 0.1–0.3的范围，在此，z 对於频率的移动是无单位量。 高红移超新星的搜寻，通常涉及超星光变曲线的观察。这些都是用標准或校准烛光的哈伯图並使用宇宙论的预测。超新星的光谱，用在研究超新星的物理和环境时，在低红移的会比高红移的更为实用。低红移的观测也依靠哈伯曲线的低距离结束端。
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例如：山梨醇、乳酸、甘油、己六醇、丙二醇 消泡剂 例如：硅树脂（Silicon Resin） 许多食品添加剂吸收光谱紫外区或可见光区域的辐射。使用外部校准可以将此吸光度用于测定样品中添加剂的浓度。但是，添加剂可能会一起出现，而一种添加剂的吸光度会干扰另一种添加剂的吸光度。预先的分离步骤是有必要的，添加。
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在接近钱德拉塞卡极限下爆炸产生镍-56的量。 几乎所有的Ia超新星爆发的绝对光度都相似的轮廓，导致它们被做为星系天文学辅助的標准烛光，並利用造父变星校准距离的规，和利用来自NGC 4258的迈射辐射的动態，测量几何学上的直接距离。当结合Ia超新星距离的哈伯图已经导致哈伯常数值得改善。。
是该影像中两个高亮度的目標。虽然 TrES-2b 並非视野中唯一已知太阳系外行星，它却是第一道光影像的视野中唯一可辨认的天体。该天体对於校准和检查是相当重要的。 Note b:伴星的后缀是加上 "C"，请勿和行星的后缀 "b" 混淆。 跨大西洋系外行星搜寻计画 確定存在的太阳系外行星列表。
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根据叶绿体DNA测序结果，布罗基凤梨属似乎是其他凤梨科植物的姊妹群。通过将凤梨科分子进化树与各种化石单子叶植物的已知年代进行校准，布罗基凤梨支与其他凤梨科植物分离几乎有2000万年之久，而其中一些现存的布罗基凤梨属物种很快开始分化。接下来从其他分化出来的系群包括光綵凤梨亚科和。
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Bergh使用自我调適光学观察马菲1的渐近巨星分支恒星得出结论，它位於距离太阳4.4 + 0.6 − 0.5百万秒差距之处。最后测量马菲1的距离，是根据重新校准的椭圆星系亮度/速度弥散关係和更新的消光，距离是2.85 ± 0.36 Mpc。 在过去20年报导较远的距离（超过3 Mpc），意味著马菲1不会受到本星系群动力学明显的影响。。
物体移动检知 TSL230光To频率 霍尔效应传感器 气体侦测器 传感器的输入-输出特性分为静态特性和动态特性。 传感器的静态特性是通过静态标定或静态校准的过程获得的，主要指标有线性度、迟滞、重复性、灵敏度与灵敏度误差、分辨率与阈值、稳定性、温度稳定性、多种抗干扰能力、静态误差。。
速表上。其在无刷直流电动机的使用，用来检测永磁铁的位置。图示中的轮子，带有两个等距的磁铁，传感器上的电压在一个周期内将两次达到峰值，此设置通常被用来校准磁盘驱动的速率。 霍尔探头使用铟的化合物晶体，如锑化铟。晶体大小为5平方毫米左右，置于铝基上，通过封装成为探头。晶体平面垂直于探头底侧，底侧由非铁磁。
英语：ion-sensitive field-effect transistor ），是用于测量溶液中离子浓度的场效应晶体管 。当离子浓度（例如H+ ，参见pH值 ）变化时，流经晶体管的电流也会相应变化。 在这里，溶液被用作栅极。 基板和氧化物表面之间的电压由于离子层而产生。 它与MOSFET具有相同的基本结构，是一种特殊类型的MOSFET。
氧化物共存，需要专门方法才能将其分离。氧化钬可用于制备特殊颜色的玻璃。含有氧化钬的玻璃和溶液的可见吸收光谱有一系列尖锐的峰，因此传统上用作分光光谱仪校准用标准。 依光照条件，氧化钬有相当显著的颜色变化。日光照射下为浅黄色，三原色光源下，呈强橘红色，与同样光照下的氧化铒几乎无法区分，这与它的明锐的磷光发射带有关。
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在1953年发现有一种光度较暗的造父变星，使仙女座大星系的距离增加了一倍。在1990年代，使用依巴谷卫星利用標准的红巨星和红群聚测量的距离，为造父变星测量的距离校准。 至少有三种方法被用来测量M31的距离。在2004年，使用造父变星法，估计的距离是251 ± 13万光年（77.0 ± 4.0万秒差距） 在2005年，包括Ignasi。
除了氧的计量比外，YBCO的性质也由结晶方式决定。在烧结YBCO时必须小心，因为YBCO是晶体材料，只有小心控制退火和淬火的温度和速度，校准晶界，才可以使其超导性达到最佳。 吴茂昆和同事提出了其他合成YBCO的方法，比如化学气相沉积（CVD）、溶胶-凝胶以及气溶胶法。这些方法在烧结时仍然需要小心。。
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