北京天文台的WET三通道高速光度计

对北京天文台新近改造成的三通道高速光度计的结构和性能进行介绍,并给出了在兴隆站85公分望远镜的一些实测结果.

CCD图像数字定心算法的比较

从CCD采集的数字图像中提取天体的位置和光度信息对于天文研究具有基础意义。其中,恒星星像中心像素位置的精确测量对于天体测量至关重要。针对国际上常用的三种位置测量算法:修正矩方法、Gauss拟合法和中值法,利用实测的CCD图像进行了试验研究。具体地,采用云南天文台1m望远镜观测的CCD图像同时使用这些算法进行了实际测量,根据每幅图像中测得的像素位置,对这三类定心算法进行了比较和精度分析。可视化方法被用于不同阈值的选取和设定比较。实验数据表明,无阈值的二维Gauss拟合方法是一种精度相对较高的定心算法。

1995年天王星卫星位置观测的重新归算

研究改进了对自然卫星CCD图像进行定位量测处理的方法。经对天王星主要卫星CCD观测位置图像的计算处理表明位置精度有了明显提高 ,O -C的标准误差 (RMS)平均为 0 .0 7″。

球状星团M3的绝对自行测定及其空间运动

使用上海天文台佘山 40厘米折射望远镜拍摄的两期共 1 4张球状星团M3底片的PDS扫描结果 ,以ACT星表中的 2 4颗恒星的位置和绝对自行为参考架 ,用中心重叠法进行天体测量归算 ,得到了这个星团中心附近 1°.5× 1°.5天区内 534颗恒星的位置和绝对自行 ,并利用这些自行对成员概率进行估算 ,得到这个星团的赤经方向绝对自行为 - 0 .3± 0 .3mas/yr,赤纬方向绝对自行为 - 3.1± 0 .3mas/yr.使用该自行值 ,结合已知的M3的距离和视向速度 。

密近双星自转的测量和研究（Ⅱ）──自转同步性的计算

本文继续研究文（Ⅰ）中的密近双星系统。文中收集了不同作者给出的、或由此而推出的各子星的基本物理参量，加权平均后作为计算自转参数和统计工作的依据，计算了同步自转速度（Ｖｓｉｎｉ）ｓｙｎ，对于非圆形轨道在近星点时的即时同步自转速度Ｖ_ｅ，以及反映自转同步性的参量（Ｆ－１）．统计分析表明，绝大多数系统的自转接近同步，但对分离系统，（Ｆ－１）分布范围很宽。

土星卫星运动的现代理论和CCD观测定标归算

在目前土卫ＣＣＤ观测中，采用亮卫星的理论值定标的方法已被广泛采用，然而如何尽可能减小理论引入的误差对定标的影响仍是一个有待研究的问题．在最新研究中，采用３０００多个最新的ＣＣＤ观测对４个土卫现代理论作实算分析和比较，并由对归算结果的初步分析得出一些有价值的结论．

密近双星自转的测量和研究（Ⅰ）观测和处理结果

用相同的仪器条件在美国ＫｉｔｔＰｅａｋ国立天文台观测了一批密近双星，并用两种方法得出其自转速度，最后给出了７５个双星系统的９９个子星的自转速度，其中５４个子星是首次进行自转测量。这批高精度的自转值为研究双星的同步性和检验各种同步机制提供了可靠的观测资料。

土星卫星CCD定位观测的初步分析

发表了１９９４年８月土星主要卫星ＣＣＤ观测的相对位置资料及其与理论值的比较分析。观测使用了开放实验室分山基地的１５６ｃｍ天体测量望远镜上的ＣＣＤ探测器．对观测资料的分析表明；Ｒｈｅａ和Ｄｉｏｎｅ相对于Ｔｉｔａｎ的位置精度为０．１２”。这相当于距离土星７００ｋｍ．土星卫星ＣＣＤ观测与最佳的照相观测比较，其位置精度相当。

13．7m抛物面天线增益测量和太阳射电流量密度定标

以新月时月亮的射电辐射为温度基准和准口面温度定标的方法，在２２ＧＨｚ频率上于１９９３年７月～３月测量了１３．７ｍ射电望远镜抛物面天线的增益。根据测量的增益值（６７．１０─±０．０７ｄｂ）定标了太阳射电流量，流量测量的系统差为±５．８％，偶然差为±２．７％，测量的宁静太阳亮温度（非源区）为１０１００±３００Ｋ。除此之外，还推导和计算了不同源模型下的天线方向图改正因子Ｋｓ，并计算了太阳射电源的流量密度。

高红移Lyman Break星系

总结了到目前为止用所谓 Lyman Break方法(亦称为UV drop 方法)观测得到的高红移(z≈3)Lyman break星系的观测特征,包括光度函数、半光度半径分布、空间密度及成团性、恒星速度弥散、超星风及大尺度气体团块运动和金属丰度等。还对其目前的理论工作做了综合介绍,对当前两种主要模型进行了评述并提出了作者的个人观点。

IRAS04000+5052:一个与HII区成协的近红外变源

IRAS04000+5052的光学对应体在POSS的E片上是一个展源.我们利用北京天文台2.16m望远镜加红敏CCD系统对此源进行了VRI波段的观测,发现其R波段图像有明显的延伸,且辐射远强于Ⅴ、Ⅰ波段.用北台1.26m红外望远镜对此源的红外监测结果表明它有较大的近红外光变.根据IRAS流量值和LRS谱,以及其形态特征,我们判断它可能是一个被HII区所包围着的正在形成恒星的年轻天体.

密近双星自转的测量和研究(V)轨道圆化

作为密近双星自转测量和研究的系列文章之一，本文从轨道圆化的角度讨论了Ｚａｈｎ的动力学潮汐机制及粘滞理论、Ｔａｓｏｕｌ的纯流体动力学理论与实测数据的符合程度．对前文（文ＩＶ）中的２９个不相接双星系统，均分别计算出了以上理论所预期的轨道圆化时标，分析比较了各系统的理论圆化时标与它的年龄及轨道圆化程度间的关系．结果表明：动力学潮汐、粘滞理论的计算结果比纯流体动力学机制的预期更符合实测数据．但与文（ＩＶ）的结果相比，动力学潮汐、粘滞理论对轨道圆化过程的预期不如它对自转同步问题的预期那样准确．本文认为，动力学潮汐和气体沾滞是密近双星系统轨道圆化的两种主要机制，但决不是唯一的机制．在主序前和ＡＧＢ后两演化阶段。

Tempel-Tuttle彗星与近年的狮子座流星雨

对狮子座流星雨的历史进行了回顾和讨论 ,并利用“彗星 地球轨道分离 (CEOS)及地球滞后彗星时间 (TE C)”统计图进行分析 ,发现几乎所有的狮子座流星暴都位于一个倾斜的方框内 .而这一倾斜方框左右边界的斜率大约为 1 5m/s.方框的宽度大约为 4yr.它表明 ,33年一度的狮子座流星雨一般不会有超过 4年的爆发期 .更细致的分析表明 ,最强的流星暴位于一弯曲的细窄条带 .在彗星一次回归期 ,亮流星的比例将逐年衰减 .这些事实 ,可以用运动、碎裂、扩散的尘埃彗尾模型进行解释 .由 1 5m/s速度得到的流星体尺度大小也与事实相容 .并且 ,这表明与地球相遇的流星体粒子是以有限的速度偏离彗星轨道的 .这使得彗星 地球轨道分离 (CEOS)越大 ,能够看到强流星雨所需的地球滞后彗星时间 (TE C)就越长 .由此倾斜方框的存在 ,可以对未来狮子座流星雨进行预报 .表明在 1 998- 2 0 0 0年期间将有较强的狮子座流星雨 ,中心在 1 999年 .至于 2 0 0 0年以后 ,要在 1 0 0多年以后才会有较强的流星暴 .

IRAS 19227+1700:富碳星还是富氧星?

IRAS 19227+1700作为富碳星列于新版碳星星表中,然而该星在IRAS红外双色图上处于典型的有较厚富氧拱星包层区域中,而不处于硅酸盐碳星通常所处的区域,而且有证据表明该星不但有主线和伴线羟基脉泽发射,还有靠近中心星的水脉泽发射,其IRAS LRS谱在9-12μm范围有尘埃发射特征,近红外的观测又证实它确实存在热的拱星包层,因此IRAS 19227+1700的拱星包层应该全是富氧性质的,它的中心星是富氧的可能性也极大。

未证认的IRAS LRS源的光学证认和观测研究2．北天13~h─24~h部分具

用北京天文台兴隆站１．２６ｍ红外望远镜对北天１３ｈ＜α＜２４ｈ，０°＜δ＜６６°，部分具有硅酸盐特征的源进行了ＪＨＫ测光观测研究，并对其中的一些特殊源进行了讨论。

1989年8月17日耀斑后环系速度场分析

本文给出了１９８９ 年８ 月１７ 日耀斑后环的观测视向速度场，在环内物质在太阳重力、磁场梯度和大气压力梯度联合作用下沿环腿螺旋上升和环内物质密度由环腿向环顶和环足线性递增的假设下，理论上计算了该环系的视向速度场，理论计算和观测结果基本相符。

HD229221：一颗具有独特的H_α变化的主序前恒星

作者在对年轻疏散星团ＮＧＣ６９１３的观测中发现一颗具有独特Ｈ_α谱线形状变化的天体，本文对观测资料进行了初步的分析。

Herbig Ae/Be星的尘埃壳层形态研究

我们使用Kurucz恒星大气模型以及黑体模型对22颗Herbig Ae/Be星的紫外数据、IRAS观测数据、地面光学及近红外测光数据资料等进行了拟合计算,用能量平衡方法进行了统计分析,得出Herbig Ae/Be星的尘埃壳层为盘状的结论.

双星系统中的轨道偏心率分布

讨论了１４３颗早型和１２５个晚型双星系统轨道偏心率与轨道周期间的关系。结果表明：几乎所有Ｐ＜１７ｄ的早型主序双星都具有圆或近圆轨道（ｅ≤００５），即早型主序双星的圆轨道临界周期约为１７ｄ；而早型巨星、特殊星和晚型主序、晚型巨星组双星的圆轨道临界周期分别约为２０ｄ，７５ｄ，７ｄ和１０ｄ。比较理论预期与实测统计关系，动力学潮汐机制及粘滞理论与实测数据较好地吻合，而纯流体动力学理论与我们的统计不太一致。