简介：采用上海天文台VLBI站与国际上13个VLBI站之间的基线长度变化率的测定结果,估计了上海VLBI站相对于欧亚板块稳定区的地壳垂直形变速率。基于ITRF96国际地球参考架的站速度矢量,得到上海VLBI站及其附近地区的地壳垂直形变速率为每年-1.86±0.83mm。这个结果表明上海天文台VLBI站附近地区的地壳垂直运动存在约每年2mm的下降运动。

简介：使用1994—2007年在1．56m反射望远镜CCD照相机拍摄的资料，测定了上海天文台余山工作站夜天亮度的变化。由于上海城市的发展，佘山工作站的夜天亮度在V波段从每平方角秒约19mag变到15．8mag，也就是说，夜天亮度自1994年以来变亮了约20倍。国际上优良台站的夜天亮度在V波段等于或暗于21．5mag。上述夜天亮度是优良台站的200多倍。现在在佘山工作站使用1．56m反射望远镜对暗于V=14mag的星做精确测光已经很困难了。

简介：基于NNR-NUVEL-1A地球板块运动模型和ITRF2000地球参考架的三维VLBI站速度矢量，采用实测的VLBI基线长度变化率作为约束，重新估计了部分国际VLBI站的局部或区域性地壳的垂直形变，并与国际地球参考架ITRFs解和VLBI全球解GLB2003，VTRF2003和VTRF2005的结果进行了比较。结果表明，欧亚板块的URUMQI站和太平洋板块的KWAJAL26站，南极OHIGGINS站的垂直形变率、ITRFs解和VLBI全球解存在6-15mrn／a的差异，北美YUMA站可能有15-31mm／a的垂直形变率，而美国西部太平洋板块的SanFrancisco（PRESIDIO）站的垂直形变率还有待进一步的研究。此外，SC-VLBA，CRIMEA和EFLSBERG站的垂直形变率、ITRFs解和VLBI全球解的差约为1-6mm／a。用不同方法得到的VLBI站的水平形变率解有较好的一致性。

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：为了定量估计云南天文台2.4m地平式反射望远镜在配置新CCD照相机后散射光的消除程度,在B,V,R,I各波段分别拍摄了天顶区附近的晨昏蒙影天空平场。实测表明,如果不同旋转角度所拍的平场取平均,对于视场的绝大部分区域(不包括视场的4个角以及尘粒像斑区域),该望远镜受散射光的影响为-0.25%～+0.25%;但是对于需要平场精度为0.1%～0.2%的观测工作,该望远镜有困难。未来使用6000×6000CCD(更大视场)时,散射光的影响有待再次测定。

简介：本文以大气湍流理论为基础，对上海天文台佘山站大气相干长度进行了实测，结果约为6厘米。同时利用两年的高空气气象资料分析了上海地区大气湍流特性，计算了水汽含量，对该地区光学和红外天文了初步的定量研究，认为该地区可见光观测的最佳时机是夏秋季节，近红外波段的天文观测变是可行的。

简介：对于天体测量与大地测量VLBI观测，所选取射电源的强弱以及参加观测的台站系统的性能表现对其观测结果具有重要的影响。以基线信噪比为观测量建立观测方程，采用带约束条件的最小二乘估计方法，统一估算射电源的流量密度和台站的系统等效流量密度，从而对所选取射电源以及台站在VLBI观测中的性能表现进行评估。使用国际VLBI网观测数据验证了射电源流量密度及台站性能参数估计方法的正确性，并利用中国VLBI网实测数据评估了国内VLBI台站的性能表现。

简介：对于有限温度下复Φ^6场严格证明了不同温度下其超势在微超空间中的等势线可以相交（4个或2个交点），也可以不相交。

简介：卫星台站预报和数据预处理是卫星激光测距中两个重要组成部分,前者为激光测距仪提供引导数据和距离预报值;后者将测距数据中的噪声剔除,保留有效数据,并生成统一格式的数据,以便进一步应用。随着激光测距技术的发展,现使用的统一数据格式已不能满足要求,为此ILRS提出一种全新的CRD统一数据格式。该文介绍了上海天文台SLR卫星台站预报和数据预处理操作软件、标准点计算方法及CRD新型数据格式的应用。

简介：银河系中的巨分子复合体,例如CepOB3分子云,在其星际分子的射电谱线成图时表现出成团块的现象。利用它们的物理参数以及维里理论研究了CepOB3分子云C18O(J=1-0)团块的动力学稳定性。计算结果表明:除L1211的C18O(J=1-0)团块外,其它所有的C18O(J=1-0)团块都存在关系式PextPmax和RminR。也就是说除L1211的C18O(J=1-0)团块外,其它所有的C18O(J=1-0)团块均是动力学稳定的。由此可信在L1211的C18O(J=10)团块中存在恒星形成过程。