スペクトル密度（スペクトルみつど、英: spectral density）は、信号を構成する成分を周波数の関数として表したものであり、単にスペクトルと言うこともある。成分として信号の全エネルギーについて表したものをエネルギースペクトル密度（英: energy spectral...

えばフーリエ変換）で得られる、周波数の関数をスペクトルという。 周波数領域におけるパワー密度（振幅の2乗）である、パワースペクトル密度 (PSD) が代表的である。分光学での分光スペクトルは、電磁波のパワースペクトル密度である。 なお正確には、スペクトルを求める変換の対象は時間領域とは限らず、たと...

などが加えられた。また、褐色矮星などの低温の天体のスペクトルとして、L、T、Y が導入されている。 MK分類ではローマ数字を用いた光度階級も合わせて用いられており、これは恒星のスペクトルにおける特定の吸収線の線幅に基づいて定められている。線幅は恒星大気の密度によって変化するため、恒星が矮星（主系列星）か...

密度関数化したものはパワースペクトル密度と呼ばれ、ウィーナー＝ヒンチンの定理を介して相関関数と結びつく。 上述したように、光や音や電磁波信号は様々な周波数の成分から構成されている。そのようなものから周波数毎の強さを定量的に求める処理をスペクトル解析（spectrum...

ーの総量は変化しないというエネルギー保存の法則によるものである。 仕事率と同等の概念として放射束もある。スペクトル密度は波動が放射されたときの各周波数成分における放射束を指す。電力スペクトル密度は「power spectrum density」の訳として使われている。しかし、この「power」は仕...

アルベドは、電磁波の帯域についてスペクトル密度を積分する。したがってアルベドは、天体の反射スペクトルだけでは決まらず、入射光のスペクトルにも依存する。たとえば、赤を強く反射する火星と同じ反射スペクトルの惑星が赤色星の周りを回っていれば、そのアルベドは火星より高い。...

物理学などで扱われるスペクトルのこと。物理学関連として、以下の項目がある。 周波数スペクトル - 信号を周波数に展開したもの 電磁スペクトル - 電磁波を電磁波エネルギーで展開したもの スペクトル密度 - 時間変化する波をフーリエ級数展開で周波数に展開したもの スペクトル分類 - 恒星を放射する電磁波のスペクトルで分類したもの...

密度を持つために生じる吸収線のずれである。 原子‐光子相互作用以外のメカニズムもスペクトル線を形成する。光子と物質の相互作用の種類によって、スペクトル線の周波数は大きく変化し、電波からガンマ線までの電磁波の全スペクトルにおいて観測される。 スペクトル...

theorem）は、広義定常確率過程のパワースペクトル密度が、対応する自己相関関数のフーリエ変換であることを示した定理。ヒンチン＝コルモゴロフの定理（Khinchine-Kolmogorov theorem）とも。 確率過程 x ( t ) {\displaystyle x(t)\,} が連続の場合、そのパワースペクトル密度 S x...

スペクトラムアナライザがある。 ラプラス変換、Z変換、フーリエ変換を使うと、周波数スペクトルは各周波数の振幅と位相の複合したものとして表される。多くの応用においては位相情報は重要ではない。位相情報を捨てると周波数領域を表現する情報は簡略化でき、これが一般に周波数スペクトルまたはスペクトル密度...

る重み付け関数のことである。カーネルは、確率変数の確率密度関数を推定するためのカーネル密度推定や、確率変数の条件付き期待値を推定するカーネル回帰に用いられる。カーネルは時系列分析においては窓関数という名称で、ピリオドグラムによってスペクトル密度を推定するのに用いられる。その他の利用法としては、点過...

や ARIMA もこの線形モデルで扱うことが出来る。 時系列データを分析するツールには以下のようなものがある: 自己相関関数とスペクトル密度関数 周波数領域の系列の分析としてのフーリエ変換 ノイズを除去するデジタルフィルタの使用 主成分分析（または経験直交関数分析） 人工ニューラルネットワーク...

スペクトルで観測される周波数範囲は比較的狭く、一種類の同位体原子だけの試料中での状態を反映したものになる。つまりNMRは同位体種に選択的な測定法である。 分光法なので得られるデータは横軸が周波数で縦軸が強度のスペクトル...

、送り手の記号化と受け手の記号解読にずれを生じさせる意味的要因を指す。 ノイズのスペクトルは様々だが、そのうち周波数とパワースペクトル密度 (PSD) とが両対数線形関係にあるいくつかの種類のノイズには、カラースペクトルからのアナロジーで、いくつかの分類する名前がある。...

5396\approx 13.8:9} だが、算術平均も幾何平均も十分近い値でおおよそ等しいと見なせる。 信号処理におけるスペクトル平坦性はそのスペクトルの平坦さの度合いを表すもので、スペクトル密度の幾何平均と算術平均の比で定義されている。 直角三角形の斜辺を底辺としたときの高さは、直角な角から斜辺に描いた垂...

密度な白色矮星となる。 ハロルド・レスター・ジョンソンとウィリアム・ウィルソン・モーガンによる1953年の改定されたスペクトル分類では、G型矮星 (主系列星) のスペクトル標準星として多くの恒星がリストアップされたが、これらの全てが現在までスペクトルの標準星として生き残っているわけではない。MK分類において...

学における基準信号として使われることが多い。スペクトル密度で言えば、ホワイトノイズに対して1オクターヴあたり3dB（周波数10倍あたり10dB）の降下を示す（密度は 1/f に比例）。そのためピンクノイズを 1/f（f分の1）ノイズとも呼ぶ。 スペクトルには低周波数 (DC)...

^{|n|}=e^{|n|\ln \phi }} であり、指数減衰法則 e − n / τ {\displaystyle e^{-n/\tau }} と一致する]。 スペクトル密度とは自己共分散関数のフーリエ変換である。離散時間の場合、フーリエ変換は離散時間フーリエ変換に対応する。 Φ ( ω ) = 1 2 π ∑ n...

であり、指数関数的減衰の法則 e − n / τ {\displaystyle e^{-n/\tau }} に適合することに注意されたい）。スペクトル密度関数は自己共分散関数の逆フーリエ変換である。離散系では、離散時間逆フーリエ変換が適用される。 Φ ( ω ) = 1 2 π ∑ n = − ∞...

ました。いかにも彼らしいことですが、彼は天文台のオフィスにメモを送り、まもなくこの天体のスペクトル型はA型だったとの返事が来ました (フレミング夫人からだったと思います)。この大昔の時点においても、表面輝度と密度の「可能な」値と呼んでいたものの間には極端な矛盾があることが十分に分かりました。恒星の特...

HR図 スペクトル型 YSO T Tauri型星 Herbig Ae/Be型星 褐色矮星 準褐色矮星 白色 矮星 赤 色 矮 星 準矮星 B 主系列星 O B A F G K 準巨星 巨星 バリウム星 赤色 巨星 青色 巨星 輝巨星 超巨星 赤色 超巨星 LBV WR型星 極超巨星 絶 対 等 級...

U等級とB等級は、A0Vのスペクトルを持つ、こと座α星（ベガ）、おおぐま座γ星、おとめ座109番星、かんむり座α星、へびつかい座γ星、HR 3314の6つの星の平均の U − B、B − Vを0として（すなわち U = B = V として）定める。 各波長の0等級がどれだけの放射流束密度に対応するかは、星のスペクトル...

ノイズは確率過程であり、その確率的特性は分散、分布、スペクトル密度などで表される。ノイズのスペクトル分布は周波数によって変化することがあるので、その電力密度はワット毎ヘルツ (W/Hz) という単位で表される。抵抗器における電力はそこに印加された電圧の二乗に比例するので、ノイズ電圧（密度）はノイズ電力密度の平方根で計算でき、その単位は...

スペクトルのドップラー効果などの間接的な手法で発見する。このような連星は分光連星（英: spectroscopic binary）と呼ばれる。分光連星は星の軌道面が天球面に対して大きく傾いていて、2つの星が太陽系から見て近づいたり遠ざかったりするために、そのスペクトル...

放出スペクトル（ほうしゅつスペクトル、英: Emission spectrum）は、原子や分子が低いエネルギー準位に戻る時に放出する電磁波の周波数のスペクトルである。 それぞれの原子の放出スペクトルは固有のものであり、そのため分光法によって、未知の化合物に含まれる元素を同定することができる。同様に...

ピンクノイズまたは1/fノイズは 、周波密度が周波数の逆数となるような周波スペクトルをもった信号、または過程を指す。ピンクノイズという名前は、ホワイトノイズ（1/f0）とレッドノイズ（またはブラウニアンノイズ、1/f2）の中間であることにちなむ。 科学論文では1/fノイズは、より幅広く、下記式のスペクトル密度を持つ各種ノイズを指す。...

固体物理学および物性物理学において、系の状態密度（じょうたいみつど、英: density of states, DOS）とは、微小なエネルギー区間内に存在する、系の占有しうる状態数を各エネルギーごとに記述する物理量である。気相中の原子や分子のような孤立系とは異なり、密度分布はスペクトル密度...

{S(\omega )}}e^{i\phi (\omega )}} S(ω)はパルスのスペクトル密度（またはただ単にスペクトル）を表す量で、φ(ω)はスペクトル位相を表す。φ(ω) が定数の時、パルス幅は、そのスペクトルにおいて許される最短の幅になり、これをフーリエ限界という。また、φ(ω)が二次関数...

83等星にすぎない。 恒星の光を分光器にかけ、そのスペクトルを観察すると、暗い筋であるフラウンホーファー線が見られる。この線が現れる位置は恒星の表面温度を反映しており、19世紀末から20世紀にかけてハーバード大学天文台が高温のO型から低温のM型までの7種類の分類を施した。スペクトル...

の対数をとって、再度逆フーリエ変換を施す。これにより、非常に弱い周波数成分を強調することができる。また、自己相関からフーリエ変換によってパワースペクトル密度、またはその逆が成り立つ（Wiener-Khintchineの定理）。 梶川嘉延(2017) システムと信号処理の過去・現在・未来. IEICE会誌...

HR図 スペクトル型 YSO T Tauri型星 Herbig Ae/Be型星 褐色矮星 準褐色矮星 白色 矮星 赤 色 矮 星 準矮星 B 主系列星 O B A F G K 準巨星 巨星 バリウム星 赤色 巨星 青色 巨星 輝巨星 超巨星 赤色 超巨星 LBV WR型星 極超巨星 絶 対 等 級...