天球参考架零点的测定（Ⅱ）：小行星可观测弧段长度

全轨道均匀分布的小行星观测对天球参考架零点的测定，以及其它一些相关课题的研究非常有利。本文就低纬子午环的观测能力，计算分析了小行星在全轨道观测的星等范围和弧段分布，给出了可观测弧段长度的计算公式，并进行了模拟计算。     

天球参考架零点的测定（Ⅰ）－观测对象和观测方法的分析

本文叙述了测定天球参考架零点位置的意义和途径，通过比较，认为小行星是最合适的观测对象，并且在分析了过去用小行星观测测定天球参考架零点位置的误差较大的原因后，提出了用低纬子午环高精度地测定小行星瞬时位置的观测方法。     

天球参考架零点的测定（Ⅲ）—用不同小行星测零点改正的权重

从以往的资料看出，太阳系天体中不体观测对象对天球参考架零点改正的权重是不同的，以不同的小行星为观测对象，其零点改正的结果之间也有较大的差异，因为它们的轨道根数是不相同，本文利用最小二乘法方法分析了不同类型轨道的小行星在测定Ｅ和Ｄ改正时最或然值的偏差量以及必须满足的观测条件。     

天球参考架零点的测量（Ⅰ）：观测对象和观测方法的分析

体文叙述了测定天球参考架零点位置的意义和途径，通过比较，认为小行星是最合适的观测对象，并且在分析了过去用小行星观测测定天球参考架零点位置的误差较大的原因后，提出了用低纬子午环高精度也测定小行星瞬时位置的观测方法。     

天球参考架零点的测定(Ⅲ)─—用不同小行星测零点改正的权重

从以往的资料看出，太阳系天体中不同观测对象对天球参考架零点改正的权重是不同的，以不同的小行星为观测对象，其零点改正的结果之间也有较大的差异，因为它们的轨道根数是不相同，本文利用最小二乘法方法分析了不同类型轨道的小行星在测定Ｅ和Ｄ改正时最或然值的偏差量以及必须满足的观测条件。此工作是为今后有效地选取合适的小行星观测来测定零点改正作准备；同时，这一方法也能够分析实测所得到的Ｅ和Ｄ的精度     

未来的国际天球参考架

本文简述了国际天球参考架的发展历史和现在射电参考架的现状—基准源选择的标准和参考架的稳定性。描述了地面上光学观测在依巴谷参考架的维持和加密的一系列工作。介绍由天体测量卫星GAIA和SIM给出的天球参考架可能逵到的精度。详述了在今后十年中地面天体测量的作用以及正在开展有关天球参考架的研究课题 ,同时也列出了我国正在和即将开展天体测量的几个研究课题     

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。     

第三代国际天球参考架

第三代国际天球参考架(the 3rd realization of the International Celestial Reference Frame, ICRF3)于2019年1月1日起,代替其前代参考架第二代国际天球参考架(the 2nd realization of the International Celestial Reference Frame, ICRF2)成为最新的国际天球参考架,与国际天球参考系(the International Celestial Reference System, ICRS)在ICRF2的误差范围内指向一致。ICRF3发表后,在诸多领域中都发挥着至关重要的作用。ICRF3的新特点也给其数据的使用带来了影响。详细介绍ICRF3的基本性质,并对ICRF3的使用方法进行说明,还将ICRF3内部三个波段参考架,以及ICRF3与Gaia-CRF3进行了比较,检验了ICRF3参考架的稳定性,讨论了其中可能存在的系统误差。     

协议天球参考架之间的联接方法与进展

对几类具有代表性的协议天球参考架之间的联接方法及最新进展进行综合介绍。     

协议天球参考架之间的联接方法与进展

对几类具有代表性的协议天球参考架之间的联接方法及最新进展进行综合介绍。     

射电天球参考架指向维持方法讨论

依据河外射电源天球参考架的现状与建立射电天球参考架的最终目的，本文提出了以共同基本源维持参考架指向的观点。对实际资料的归算结果表明，在确保参考架指向长期稳定性方面，共同基本源指向维持模型优于ＩＥＲＳ维持模型。依据验算结果，文中同时讨论了选源标准与参考架指向稳定性的关系，指出基本源一次性变更的比例不能过高。一方面应完善选源标准；另一方面，一旦此标准发生性？上的改变时，应对在旧标准下选出的基本源进行复核，并作相应的指向调整，否则将可能造成参考架指向的跳变。     

弧长差法推算天球参考架的局部形变

本文简述了弧长差推算天球参考架局部形变的基本原理，并以国际地球自转服务三个最新版本的河外射电源表为例进行具体分析，结果表明目前国际地球自转服务的天球参考架在部分天区存在毫角秒量级的相对形变，文章简要分析了产生形变的原因。     

利用地球定向参数确定依巴谷输入星表与射电天球参考架之间的旋转

通过比较地球定向参数（ＥＯＰ）序列和对应的地固参考架，本文得到了依巴谷输入星表（ＨＩＣ）和国际地球自转服务（ＩＥＲＳ）基于甚长基线干涉测量（ＶＬＢＩ）建立的河外天球参考架（ＩＣＲＦ）之间的旋转参数，在Ｊ２０００．０历元，前者至后者的旋转参数为［８．４±１．１ｍａｓ，４６．７±１．１ｍａｓ，４５．５±１．５ｍａｓ］，其时间变率为［－０．１４±０．０５ｍａｓ／ａ，３．２２±０．０５ｍａｓ／ａ，５．７０±０．０７ｍａｓ／ａ］。依巴谷输入星表是完全基于ＦＫ５系统的，本文得到的旋转参数与ＩＣＲＦ和ＦＫ５之间的系统差异情况相符     

依巴谷输入星表和临时星表H37与射电天球参考架之间的旋转参数

通过比较地球定向参数（EOP）序列和对应的地因参考架，得到了依巴谷输入星表（HIC）和临时星表H37与国际地球自转服务（IERS）基于甚长基线干涉测量（VLBI）建立的河外天球参考架（ICRF）之间的旋转参数。在J2000．0历元，HIC和H37至ICRF的旋转分别为[7．4±1．1mas，70．0±1．2mas，86．8±6.9mas]和[－27.4±1.0mas，10.4±1．0mas，70．3±4．6mas]。由于光学仪器位置坐标精度较低，第三个旋转角的可信度较差。     

银河系光行差及其对天文参考架的影响

银河系光行差,或称为长期光行差漂移,是由于太阳系质心绕着银河系中心做轨道运动的加速度引起的视自行效应,量级大约为5μas·yr~(-1).在21世纪之前,由于观测精度尚未达到如此高的程度,人们很少讨论银河系光行差效应.随着甚长基线干涉(Very Long Baseline Interferometer,VLBI)在基本天文学中的广泛应用和欧洲空间局(European Space Agency,ESA)的第2代微角秒天体测量卫星Gaia的问世,该效应显得逐渐重要.由于河外源的分布不均匀,银河系光行差效应会使得河外源天球参考架缓慢旋转,进而需要修正地球岁差参数,其中岁差速率的改正值大约为1μas·yr~(-1).对于微角秒精度的VLBI和Gaia参考架,银河系光行差将会引起框架扭曲,在两者的连接过程中,也是必须考虑的系统效应.     

射电选BL Lac天体（RBLs）的观测性质（Ⅱ）

收集了ＢＬ Ｌａｃ天体的有关信息作为前文（Ｆａｎ＆Ｌｉｎ１９９６）的补充,并在文中加入了具有喷流、具有超光速子元和具有高能γ射线辐射的ＢＬ Ｌａｃ天体表。同时在表１ｃ中列出了ＢＬ Ｌａｃ天体的发射线,对偏振度与大幅光变的统计相关在相对论成束框架下给予了解释。