图象复原的最佳准则

本文论述了统计复原的各种最佳准则,这些准则曾广泛地应用于线性或非线性图象复原方法中;指出了最大信息法(MI)更适合复原天文图象。在图象复原领域内,引入了三种新的图象复原准则—最大图象信息法(MII)、最小视觉约方差法(MPMSE)和最小检测概率均方差法(MDP—MSE),前者基于模糊集原理,后两者基于人眼视觉特性。着重讨论了基于检测概率的复原准则(MDP—MSE)、最大信息复原准则(MI)。     

具有泊松噪声分布的图象复原方法

本文以ＣＣＤ图象为技术背景，指出ＣＣＤ图象噪声主要将以与信号有关的泊松噪声形式存在。根据图象形成的模型及图象统计特性，提出了最大似然（ＭＩ）法，最大后验概率（ＭＡＰ）法及最大熵（ＭＥ）复原方法。针对ＭＡＰ法提出了具体算法和参数估计方法。并提出应用图象分割法来提高计算机复原速度，节省存储空间。     

太阳宁静区的高分辨率像复原

本文介绍在怀柔６０ｃｍ多通道太阳望远镜上运用斑点干涉像复原方法所取得的一些初步结果,对用短暴光方法（暴光时间不大于１０毫秒）获得的一系列“冻结”大气后的目标像用斑点干涉像复原方法进行处理,即可获得消除了地球大气影响的目标复原像,斑点掩模法即为斑点干涉像复原方法的一种,我们用它对日面中心的宁静区米粒进行处理,复原出了分率不劣于０．〃５的白光米粒象。     

快速Hartley变换及其在图象复原中的应用

本文把快速Hartley变换引入到天文数据处理中,提出了计算Cells坐标的公式,编制了FHT算法程序。FHT与Cooley—Tukey的FFT相似,但FHT是实变换,不存在复运算,因此比FFT快得多。利用DHT与离散Fourier变换(DFT)的关系,DFT可以由FHT求出。FHT将广泛地用于谱分析,信号处理,图像处理等领域。     

1991年7月11日日食观测的图象复原

１９９１年７月１１日日食期间，在大熊湖天文台进行了白光观测，图象是用６５ｃｍ反射系统和ＯＳＬ的ＣＣＤ获得的。月亮边缘始终包含在视场之中，从模糊的月亮边缘轮廓推得了一维的视宁度点扩散函数，其中包含了望远镜引起的畸变，当天的ＰＳＦ的宽度介于０．８到１．３弧秒之间，假设存在圆柱对称性，则可得到二维的ＰＳＦ。然后运用视宁度函数，对所观测的白光像消卷积，复原方法将观测到的ｒｍｓ反衬值由５％增强到１８％；亮桥     

"日中乌"辨析

从观测资料可认证史载“日中乌”是指太阳黑子,而“阳乌载日”则是日全食时的日冕。二者并非神话,而是写实文字。     

1991年7月11日日食观测的图象复原

１９９１年７月１１日日食期间，在大熊湖天文台进行了白光观测．图象是用６５ｃｍ反射系统和ＯＳＬ的ＣＣＤ获得的．月亮边缘始终包含在视场之中，从模糊的月亮边缘轮廓推得了一维的视宁度点扩散函数（ＰＳＦ），其中包含了望远镜引起的畸变。当天的ＰＳＦ的宽度介于０．８到１．３弧秒之间。假设存在圆柱对称性，则可得到二维的ＰＳＦ。然后，运用视宁度函数，对所观测的白光像消卷积。复原方法将观测到的ｒｍｓ反衬值由５％增强到１８％；亮桥可能亮于正常的光球强度；暗的半影纤维可能暗到正常光球的５０％；而亮纤维可能达到正常光球值。     

真实大气望远镜条件下斑点掩模法像复原模拟实验

我们于1989—1990年对一种有效的天文高分辨率像复原方法—斑点掩模法进行了真实大气、望远镜条件下的模拟实验,得到了较好的结果。实验结果表明,取样期间大气统计特性不变和小方差条件的重要性。为满足这一条件,合适的探测器是必须的。     

功率谱噪声改正和斑点全息术象复原

简要地介绍了斑点全息术的原理，分析了存在于实际数据中的各种噪声对功率谱造成的严重影响，讨论了消除噪声偏差的方法，最后报导了用斑点全息术对两双星的高分辨率象复原结果。     

具有泊松噪声分布的图象复原方法

本文以ＣＣＤ图象为技术背景，指出ＣＣＤ图象噪声主要将以与信号有关的泊松噪声形式存在。根据图象形成的模型及图象统计特性，提出了最大似然法，最大后验概率法及最大复原方法，针对ＭＡＰ法提出了具体算法和参数估计方法，并提出应用图象分割法来提高计算机复原速度，节省存储空间。     

IERS天球参考架的指向维持

本文分析了河外射电源坐标系不统一问题对ＩＥＲＳ天球参考架指向维持的影响。由于１９８８年至１９９１年各年度的ＩＥＲＳ河外射电源综合表中基本源与非基本源坐标系不统一的程度各不相同，所以不能在每年的指向上加入相同的改正量。     

关于数值求解天体运动方程的几个问题

本文讨论三个问题：1.在采用各种非辛（Symplectic）的数值积分器积分天体运动方程时，截断误差将引起人为的能量耗散，这一问题是不能用简单地在相应的力模型中加进一个人为的阻力因子而得以解决的，被歪曲的能量（或数值轨道）必须在积分过程的每一步用能量关系来进行校正，此即能量控制方法．2.当摄动加速度涉及到坐标轴的旋转时，如何在各种积分器中采用能量控制方法．3.对于大偏心率轨道，用数值方法求解相应运动方程时，积分步长必须随运动天体与中心天体之间的距离变化而改变，显然，这对所有积分器都是不方便的，特别是多步积分器．本义给出了一种步长均匀化的处理，可以使上述大偏心率轨道积分问题按定步长计算．     

2000—2049年行星天象（二）

本文给出２０００ － ２０４９ 年行星天象的第二部分,包括外行星纬度最南、最北的时刻及纬度,外行星过升、降交点的时刻;金星、火星赤纬最南、最北的时刻及赤纬和其它外行星经过赤道时刻及赤纬最南、最北的时刻及赤纬;行星之间相合,行星与恒星相合的时刻、赤纬差及它们与太阳的距角（ 冥王星除外） 。     

振动Kuzmin盘中恒星的运动性质

本文研究振动盘中恒星的运动性质．所采用的势模型为它由一种具简单径向振动模态的Kuzmin盘和一种对数晕共同产生．得到的主要结论是：（1）恒星存在稳定且有序的近圆轨道；（2）盘振动对角动量较小的恒星及远离近圆轨道的恒星影响较大；（3）盘中大部分恒星的运动是有序的；（4）远离近圆轨道的恒星一般作混沌运动，并且最终可能逃逸，但在一个Hubble时间内实际逃逸的恒星比例较小；（5）盘振动可能是振动Kurmin盘中某些星团形成并长期维持的机制之一，盘振动幅度越大，盘中星团数目可能越多；在同一个星系盘中，角动量越大的星团数目可能越少．     

江苏科技信息网之天文数据库

中国科学院紫金山天文台受江苏省科工委、江苏省科技信息中心委托研制的天文数据库,是省科技信息网的重要组成部分。该信息网包括工业、农业、土壤、地理等较为全面的科技信息,将于年底全面开通。天文数据库已于十月中旬上网。它包括了阴阳历对照、行星特殊天象、太阳、恒星、人造地球卫星等方面的内容。用ＦｏｘＰｒｏ５ ．０ 建立的天文数据库管理系统,包括了成百个数据库表,数据量５ 兆左右,记录约为５ 万余条。天体力学部和天体物理部等有关部门,在提供数据方面,给予了大力支持,在此一并表示感谢。     

用天文方法建立商后期甲骨文年代序列的新途径—解析殷历月法

利用对具有月龄特征的历谱规律的研究成果，以推定甲骨文的绝对年代，从而提供了建立商后期甲骨文年代序列的新方法，并给出了13版卜辞的例证，通过分析殷历月的结构，得出殷历中“二癸月”和“四癸月”的月首分别为首甲日和首癸日，初步归纳出殷历月法，月首为初三，月长等于逆望月周期，建立固定，且找到建立丑之例，置闰规律未知，已存在年终，年中置闰两种闰法。     

气球天文观测计算机测控系统设计

球栽STD总线数据采集与控制系统是为气球X射线天文观测研制的新一代计算机控制系统。它采用了多项新技术与新方法,是一个模块化的多CPU多任务并行处理系统。本文详细描述了它的结构和各种工作组态,并给出了地面实测结果。     

对钱德勒摆动椭率及长轴方向的检测

证明地球的三轴性对钱德勒摆动椭率的影响只有１．８Ｅ５,,可以被忽略．假定极潮为平衡潮,求出由于海陆分布的影响,将使钱德勒摆动有０．０１３的椭率,主轴方向大约指向东经６°．采用傅里叶反卷积方法对ＳＰＡＣＥ９２和ＢＩＨ的极移资料进行分析,求出逐年的长期极移、周年极移和钱德勒摆动的参数,然后将钱德勒摆动归算到同一历元,证明钱德摆动椭率约为０．０１１,长轴方向约为东经９°,与理论结果十分符合．     

KS－熵与混沌层次

有两种不同类型的混沌层次：一种得之于映射维数的增加；另一种则由不变环面分叉产生。通过计算相应的ＫＳ－熵，我们发现前者只是一种几何现象，后者则是本质的混沌层次，即伴随有混沌性的增加。     

用Hamilton方法计算滞弹地球自转的潮汐变化

在日月引潮力势作用下地球产生弹性形变．地幔粘滞性子致这个形变对于引潮力滞后,成为引起地球自转长期减慢的原因之一．地幔滞弹性也使有效洛夫数k增加,并使自转变化的周期项位相滞后,即产生反常位相项．本文首先用Hamilton方法计算了地球的形变．然后考虑到地幔的滞弹性,计算了在日月引潮力作用下的地球自转长期减慢和滞弹性对周期（带谐）变化的影响．