求解地方非极项的问题

本文通过具体分析说明Okuda用以确定地方非极项的方法是不佳的。这方法既不能正确地求出地方项,也不能提高极坐标的精度。最后对Okuda方法的统计性质作了说明。     

星星到底有多远（8）——开发星系的测距功能

星系世界的景观 为了解决宇宙中天体的距离测定问题,天文学家首先寻求的自然是恒星级的标距天体,如造父变星、天琴RR型变星、亮星、新星、超新星、行星状星云系统等;或者是恒星集团,如星团和球状星团系统等。对标距天体的基本要求是,除了能用来测定它们的距离外,这类天体应该具有很高的光度,在很远的距离上都能观测到——观测不到一切免谈。     

疏散星团成员的确定

疏散星团的全部研究工作必须以合理确定星团成员为前提。在用于星团成员研究的各类判据中,自行资料有着最重要的地位。本文对利用相对自行确定疏散星团成员方法的历史沿革和近期发展情况作了较为详细的介绍,其中着重讨论了Sanders方法的合理性、存在问题和改进的途径。最后,简要地介绍了我们所提出的一种确定星团成员的严格方法。这种方法适用于恒星自行测定精度不相等这一普遍性情况。     

关于用最大似然法确定疏散星团成员问题的讨论

本文主要讨论了在用最大似然法确定疏散星团成员时,对星场范围内恒星自行的矢点图进行合理整修的重要性,并尝试提出剔除大自行恒星的具体判据。此外,对该方法中的某些问题进行了一些讨论。最后,在上述分析的基础上,提出了一种按最大似然法确定疏散星团成员的完整的处理程序。     

按运动学方法确定疏散星团M11的距离

在合理假设星团成员星的内部随机运动为各向同性的基础上,提出一种利用纯运动学资料确定星团距离的方法,并依此方法估算出疏散星团M11的速度距离为(1．89±0．52)kpc。这一结果与其他作者给出的星团M11的光度距离符合得相当好。     

恒星三角视差测定的现状和展望

本文对恒星三角视差这一重要的经典天文工作的现状作了简要的介绍,其中包括从倚数法到底片重迭法在内的各种归算技术的评述和比较,及目前关于影响视差测定精度的各类误差研究结果的说明。最后还讨论了视差测定工作在未来若干年内可能的发展方面。可以预料,随着新的观测手段的应用,到八十年代末,恒星三角视差工作将会在被测星数、测定精度、暗星端范围以及样本完整性等方面取得比较显著的改进。     

1995年度上海天文台科研工作总结

对1995年度上海天台的科研工作进行了总结，内容系统地反映了本台在天地球动力学、天体物理、时间和频率研究、天仪器研制、天观测以及科研管理等方面所取得的成果和成绩。     

星星到底有多远（6）：光度函数的应用

什么是天体的光度函数 在数学中,如果两个（或几个）变量之间存在某种关系,那么这种关系往往可以用函数来描述。例如,一个物体作匀速直线运动,速度为v,那么经过时间t后,该物体通过的距离S就可以用函数S=v×t来表示。除了数学公式外,变量之间的函数关系还可以通过表格和图来表示。     

太阳银心距的多途径测定

太阳银心距的测定对一些领域的天体物理研究具有不可替代的重要作用.在将近一个世纪的时间内,人们通过各种互相独立的途径,不断提高太阳银心距R(⊙)测定(包括绝对测定和相对测定)值的精确度和可靠性. 1985年IAU的推荐值为R(⊙)=(8.5±1.1)kpc;1993年Reid依据之前的多途径测定结果,得出其最优测定值可取为R(⊙)=(8.0±0.5)kpc,且为嗣后的许多研究工作所采用.该文对有关工作给予简要的介绍和评述,并利用1993年以来R(⊙)的各类测定结果得到最优估值R(⊙)=(7.82±0.16)kpc.