简介：采用球状星团M3的两组不同的绝对自行值，其中有一组为基于Hpaarcos星表参考是生的新绝对自行值，推导出M3对于银心坐标系的空间位置和速度，并利用Dauphole和Colin的银河系质量分布模型，计算了M3的轨道，考察了绝对自行的取值不同对其轨道计算结果的影响。

简介：本文刊载了北天空三个区域（KNO10，NKO27，KNO148）的恒星相对于河外星系的自行（表4）。使用的资料由佘山40厘米赤道仪摄取（见表1）。归算方案见方程（1）。归算中，剔除了大自行的定标星，同时对得系和底片对采用加权法处理。最后结果：在x和y方向，星系平均“自行”的标准差分别为±0″.0017／年和±0″.0015／年；待测星的绝对自行的标准差为±0″.0021／年和±0″.0019／年；AGK3星表星的绝对自行的标准差为±0″.0035／年和±0″.0039/年（见表3）。

简介：建立了3种板块的绝对运动模型。即假定太平洋海岭相对固定于下地幔而得到的PRF-ITRF2000的板块绝对运动模型；根据热点资料推得的HS2-ITRF2000板块绝对运动模型和由ITRF2000得到的NNR-ITRF2000无整体旋转的板块绝对运动模型。比较了这3种板块绝对运动模型的利弊，综合起来看PRF-ITRF2000可能是一个比较合适的基于空间数据的绝对参考架。

简介：以《Hipparcos星表》所体现的国际天球参考架作为基础,对球状星团NGC4147天区115颗恒星的绝对自行,用Bonn大学天文台M.Geffert博士通过私人通信友好提供的这一天区内82颗恒星基于Hipparcos系统的位置和自行重新作了归算。成员概率根据新的自行重新作了估算。由此得出的星团平均自行为(-2.08±0.48,-3.07±0.46)mas/a。一颗位于红巨星延长线上的原来不能肯定其成员性的恒星,现以高概率表明极其可能是成员星。此外,还讨论了这个星团在银河系内的空间运动。

简介：使用上海天文台40cm口径双筒折射望远镜拍摄的疏散星团NGC2548的10张底片,测定了该星团天区内501颗恒星相对于Tycho-2星表265颗星表星的绝对自行。并根据含有9个参数的星团成员概率判定模型,对以上的501颗恒星进行了成员概率的计算。若以成员概率大于0.7的恒星作为团星的判定标准,则在501颗恒星中有165颗属于团星。

简介：给出了RYPsc,XXAnd,RCet,XXHya,TVLeo,UCom,SWAqr等7颗银河场天琴RR型星基于NPM星表的河外参考架的绝对自行的测定结果，并与万籁等人、NPM和Hipparcos的结果作了比较。测量和归算的方法已在本年刊第18期（1997年）第49机上发表的一篇论文中叙述。本工作的结果的内部精密度明显比NPM星表好。比较表明，这些结果与由Hipparcos星表从光学方面所代表的ICRS符合得非常好。

简介：以《Hipparcos星表》体现的国际天球参考架为基础,对球状星团M13中心附近70′×70′天区内264颗恒星,使用上海天文台佘山口径40cm双筒折射望远镜拍摄的底片资料,以5颗《Hipparcos星表》中恒星和38颗《Tycho-2星表》中恒星的位置和绝对自行为参考,归算得到了位置和绝对自行,并估计了成员概率。

简介：以《Hipparcos星表》体现的国际天球参考架为基础，对球状星团M3（NGC5272）中心附近100′×100′天区内534颗恒星，使用上海天文台佘山40cm折射望远镜拍摄的底片资料，以8颗《Hipparcos星表》中恒星和49颗《Tycho-2星表》中恒星的位置和绝对自行为参考。归算得到了位置和绝对自行，并估计了成员概率。

简介：以上海天文台佘山40cm折射望远镜于1958年拍摄的3张照相底片为第一期资料，印度Kavalur的2.34mVainuBappu望远镜于1996年用CCD拍摄的4幅图象为第二期资料，使用Brosche等人1985年发表的球状星团NGC4147天区42颗恒星的位置和绝对自行作为参考架，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11'×11'天区内到B＝17.6mag为止115颗恒星的位置和绝对自行，并利用这些自行对成员概率作了估计，同时，还用VainuBappu望远镜的CCD进行了BVRI四色测光。本文给出了这115颗恒星的位置、绝对自行和成员概率数据，同时，还给出了用VainuBappu望远镜的CCD获得的这些恒星的BVRI测光数据。

简介：利用Lick天文台的NPM昨表作为参考架，高精度地测定银河场天琴RR型星的绝对自行，可以使得对于这些恒星空间运动的研究建立在更加可靠的基础上，一个使用上海天文台佘山40cm折射望远镜拍摄的底片进行这项工作的计划已经开始执行。本文详细描述了这一计划所要用的归算方法，并用SWAqr作为实例，对不同方法得出的结果作了比较。这一这产例表明，即使仅用几颗NPM星作参考，也可获得较好的结果。当NPM星过少时，可在局部天区内把PPM星表的自行改正到NPM系统，然后用PPM星补充作为参考星，同们可以得到很好的结果。

简介：本文讨论了GPS相对定位中基准站的作用。通过实测资料的解算表明，在区域网的GPS相对定位解算中，为了克服参数之间的强相关性，得到非奇异解，应该固定基准站的坐标或给于它强的先验限制。本文也分析了基准站坐标偏差对基线的长度的影响。

简介：本文给出了两对双星的月掩星光电观测结果，它们是SAO075627和SAO098245，其掩星光变曲线和计算拟合曲线分别由图（1）和图（2）所示，计算结果列于表2。

简介：计算了日本海的M2，S2，K1和O1等4个主潮波对东亚9个VLBI站的负荷位移参数和重力改正，得到日本VLBI站的径向和水平方向的信移量分别为3－12mm和1-3mm，上海VLBI站和韩国的Daejeon站相应的径向量分别为1mm和3-4mm。估计了上海至日本鹿岛和水Chi站的负荷基线变化分别可达±7.6mm和±28.4mm。此外，日本的水Chi、野边山、鹿儿岛和Usuda站的负荷重力变化分别可达0.8－0.9μGal，它接近于目前绝对重务测定的观测精度（±μGal）。计算还表明，不同地球模型的计算负荷位移之差在目前测地学精度水平下可以忽略。

简介：1987年9月23日发生的日环食期间，由于电离层受太阳活动的突然扰动，Loran-C天波时号传输呈现明显的变化，我们在上海天文台对这种影响进行了观测，并对观测数据进行了计算和分析。与通常情况下得到的数据比较，我们发现对时间可能产生1.0－1.5微秒的偏离，而五分钟内的定时精度和校频精度两者都降低约50％－100％。在上海区域内，这种影响达到峰值的时刻延迟了约30分钟，这是处于扰动电离层状态中天波反射点变化的反映。

简介：给出了矮新星EGCnc在1996－1997年爆发期间的光变曲线和光谱。光变曲线显示了它在下降过程中有较大的这度波动及mini-outburst。光谱从爆发时的蓝吸收谱演化为守静期有双峰的巴尔末发射线谱。静期的CCD快速测光，得到它的轨道周期为0.0575±0.0026天。Matsumo-to观测到了爆发期的superhump。由于EGCnc具有大变幅爆发（≈7mag），缓慢下降，爆发间隔长（19年），极短轨道周期和superhump等特征，我们认为这是一颗较少见的WZSge型矮新星。

简介：利用变质量天体力学方法研究了太阳质量变化对小行星轨道根数的影响。质量变化包括因光子辐射和太阳风造成的质量损失以及因太阳吸积周围星际物质造成的质量增加两个联合因素。利用Gyld啨ｎ-Meshcherskii(G-M)型变质量天体轨道根数变化方程的一阶和二阶解对7颗小行星轨道根数的长期和周期性的影响作了数值计算。在一阶解中太阳质量流失对小行星轨道半长轴、轨道偏心率和近点辐角的变化率产生增大作用,而质量吸积起减小作用;在二阶解中两者均起增大作用。不过质量流失大于质量吸积的作用,故总的趋势是使半长轴、偏心率和近点辐角的变化率增大。

简介：3颗彗星(哈雷、百武和海尔—波普)在不同时间、不同位置的情况下5次过近地点,这5次彗星过境对地球磁层可能引起的影响进行了资料分析和统计研究。文章中指出,根据等离子体彗尾的特征是完全可以对磁层引起扰动,但是这种扰动是有严格的制约条件的,不是每次彗星过境都很容易对地球电磁环境产生影响。

简介：利用变质量天体力学方法研究了太阳质量变化对小行星轨道根数的影响，质量变化包括因光子辐射和太阳造成的质量损失以及因太阳吸积周围星际物质造成的质量增加两个联合因素，利用Gylden-Meshcherskii(G-M)型变质量天体轨道根数变化方程的一阶和二阶解对7颗小行星轨根数的长期和周期性的影响作了数值计算，在一阶解中太阳质量流失对小行星轨道半长轴，轨道偏心率和近点辐角的变化率产生增大作用，而质量吸积起减小作用，在二阶解中两者起到增大作用，不过质量流失不大于质量吸积的作用，故总的趋势是使半长轴，偏心率和近点辐角的变化率增大。

简介：本文中，采用多元线性逐步回归分析方法进行了接收参数－－信噪比（SN）、仰角（EL）、方位角（AZM）、电离层（ION）对GPS时间比对精度（在数据跟踪持续时间15分钟内取样平均时间为10秒的时间起伏均方差）影响的一些比较分析，结果表明：信噪比这个参数在多数情况中是影响GPS时间比对精度的主要因素。

简介：滚动导轨的精度取决于导向精度、运动的灵活性与平衡性、刚度与稳定性、耐性以及温度变化的不敏感性。然而，滚珠（柱）保持架的优劣也会间接影响导轨的精度，这是本文讨论的内容。