光行差详解：原理、计算公式与星敏感器修正
引言
星敏感器是目前姿态测量精度最高的一类传感器——地面标称精度通常在3" 到 0.3"（角秒）之间，高端型号甚至能做到亚角秒。工程师们在实验室里花几个月做标定、消畸变、热漂移补偿，好不容易把相机内参和光学畸变都压到了 2" 以内，卫星一上天却发现：姿态解算出来总是带着一圈 20" 左右的周期性误差，轨道一圈重复一次，跟卫星速度方向完全同步。
这圈误差从哪来？不是热变形，不是振动，不是星表精度——它就是光行差（Aberration of Light）：因为卫星以约 7.7 km/s 的速度在飞，星光到达星敏透镜的角度，相对恒星的"真实"惯性方向发生了偏移。速度越大、夹角越刁钻，偏移越大。不做光行差修正的星敏输出，本质上是"伪高精度"。
本文将从经典到相对论完整推导光行差原理，给出计算公式和近似，定量分析不同轨道下的偏移量级，并用一段可执行的 Python 代码演示如何在星敏数据处理流水线里做修正。
一、什么是光行差
1.1 一个日常类比
想象你在暴雨中奔跑。雨是垂直落下的，但你看到的雨丝却是斜着向你扑来的——你的速度越快，雨丝"倾斜"得越厉害。停步时雨是直的，奔跑时雨是斜的。这个效应跟雨速无关，只跟你的速度有关。
光行差就是光的"雨滴倾斜"效应：
- 在恒星静止
