未来的地面和空间大望远镜以及我国目前的大项目

目前 ,已有 1 0架口径 8～ 1 0m的地面大望远镜建成并投入科学观测。在近红外波段 ,自适应光学和干涉术已在大望远镜上获得成功。Hubble空间望远镜发射至今已逾 1 2年。为了研究早期宇宙 ,探测类地行星等 ,2 0 0 2年 9月NASA已与TWR公司签约 ,研制口径≥ 6m的下一代空间望远镜JWST ,计划2 0 1 0年发射。许多口径 30～ 1 0 0m的地面未来巨型望远镜FGT项目已经提出。本报告 ,也介绍了我国正在研制或预研中的三个大项目 :LAMOST、FAST和SST ,这些项目虽较小 ,但完成后都会对天文学的一个方面作出有份量的贡献。最后 ,报告人建议我国参与到与国外合作研制FGT或NGST的工作中 ,特别强调要有天文学家和工程专家参与进去     

红外天文观测中望远镜副镜的一种新调制方法

本文介绍一种称作三位调制的望远镜副镜调制新方法。在用望远镜作L和M波段的红外天文观测时,采用这种新调制方法,在一定条件下可以替代望远镜所做的双束转换运动而获得令人满意的结果。对于控制功能不是很强的望远镜,或者进行一些不允许望远镜摆动的特殊观测(如红外偏振测量),这种方法极为有用。本文介绍了这种新调制方法原理和电路,并且使用1.2米红外望远镜比较了用这种新调制方法和用通常的副镜二位调制方法对一组红外标准星的测量结果:在J和K波段;两种方法的结果大体相同,在L波段,新调制方法显示出明显的优越性。     

00~h00~m 00°00′天区的类星体物端棱镜光谱巡天(Ⅴ)巡天结果的讨论(英文)

本文总结巡天的结果并对结果进行讨论,同时发表69个Q=3的紫外超天体的坐标,B_J~*及证认图。     

用佘山40厘米折射望远镜测定的恒星三角视差总览

对于用佘山40厘米折射望远镜拍摄的10组底片，用底片常数法和中心重叠法分别重新作了归算；对于饮食大时角底片的组，归算中使用在恒星常数中加进折射项的办法计入了大气色散改正。给出了15颗星的相对视和自行，以及由重叠解换算的绝对视差，对视差测定值的精度作了讨论。     

多镜面望远镜：过去,现在和将来

本文阐述了多镜面望远镜(MMT)的发展简史、望远镜的功能和在望远镜上使用的终端仪器。还包括了望远镜的使用讯息、天气条件以及将来的计划。     

均值漂移算法在LAMOST动态选星中的应用

将均值漂移算法运用于LAMOST动态选星过程,用以寻找局部天区内观测目标密度最高的区域进行观测.通过模拟试验分析了在不同的天区覆盖方法对均值漂移算法观测效率的影响,并与使用最大密度算法得到的结果进行了比较,证实了均值漂移算法的优越性.     

星系巡天中的线性红移畸变效应

在红移巡天中，由于星系本动速度的存在，星系的三维空间分布图像将会发生畸变，这种效应使得我们可以用动力学与统计方法，通过测量线性红移畸变因子来获取宇宙中大尺度上物质分布的信息，介绍了线性红移畸变效应的图像、理论，以及线性红移畸变因子β的测量方法和一些最新结果。     

1．2m望远镜激光光学净化室自控恒温系统

介绍了云南天文台1.2m望远镜激光光学净化室自动控制恒温系统的建立，实现了自动风流循环、净化空气，自动控制加热器使净化室内温度保持在恒定范围，从而保证光学系统工作在最佳状态。整个自动控制系统的新设计是建立在只具有风机、加热器两套人工控制装置的原设计基础上进行的。     

高美古2m级望远镜的多模式终端—YFOSC方案

多模式终端是目前世界上许多大型、先进望远镜配备的终端设备，具有功能多、转换方便、节省经费等优点。丽江高美古的2m级望远镜首先应该配备一架这样的终端－云南天文台暗天体分光仪和照相机（YFOSC）。本文对该仪器的功能、要求和参数提出了设想。     

A Photometry Campaign for IR Geminorum in Quiescence

We report a V band photometry of the SU UMa star IR Gem at quiescence in January 2002. The observations were made with two telescopes spaced - 160° apart in longitude. Several photometric modulations have been found. One gives a period of 98.50(13) min, exactly equal to the orbital period determined spectroscopically. Two others occasionally strengthen and seem to be positive and negative superhumps with periods of 103.6(4) and 95.4(4) min, 5.2% longer and 3.1% shorter than the orbital period, respectively. A signal at - 0.6 c/d in the power spectrum is roughly consistent with the expected period of nodal precession of the disk. There is a puzzling peak at 0.21(3) c/d corresponding to the - 4.3 d sine wave seen in the raw light curve. We suspect it to be a beat frequency between the frequencies of apsidal and nodal precessions of the disk. Quasi-periodic cycles with amplitudes 0.15-0.6 mag can be seen in the light curve. The mechanism underlying this modulation is not clear.