bluuebunny/crossref_metadata_2025 huggingface dataset:
Untersuchungen über die absorbierenden Wolken in der Gabelung der Milchstraße im Cygnus
Authors: Müller H.
Published: July 2007

In zwei kleinen Gebieten, das eine in der dunklen Milchstraßengabelung im Cygnus zwischen ϵ und γ Cygni, das andere zum Vergleich ganz in der Nähe im südlichen Arm der Milchstraße, werden photographische und photovisuelle Helligkeiten und Farbenindizes von Sternen bis zur 17. Größe bestimmt. Die Diskussion der Sternzahlen nach der Wolfschen Methode führt zu dem Ergebnis, daß dieser Teil der Milchstraßengabelung durch eine dunkle Wolke verursacht ist, die etwa 2.4 Größenklassen absorbiert und sich in einer Entfernung von 700 parsec befindet; die radiale Ausdehnung dieser Wolke ist dabei äußerst gering; die Absorption ist selektiv, doch beträgt die selektive Absorption nur etwa 10% der Gesamtabsorption. Der Vergleich mit anderen Untersuchungen läßt mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit vermuten, daß das ganze Stück der Milchstraßengabelung im Cygnus von etwa 40° bis 53° galaktischer Länge durch einen ziemlich einheitlichen Wolkenzug mit einer durchschnittlichen Absorption von 2 Größenklassen in 700 parsec Entfernung verursacht ist; dabei ist der Wert der Absorption sicherlich stärkeren örtlichen Schwankungen unterworfen und an einzelnen Stellen noch beträchtlich größer.
Über die Berechnung der Perioden der elliptischen Integrale
Authors: Witt G.
Published: July 2007

H. Bruns war es 1875 gelungen, die Perioden der elliptischen Funktionen in der Theorie von Weierstraß direkt als Funktionen der Invarianten der kubischen Form 4s3 – g2s – g3 vermittelst hypergeometrischer Reihen darzustellen. In den praktischen Anwendungen ist davon nur vereinzelt Gebrauch gemacht worden, weil das Rechnen mit den schwach konvergierenden Reihen meist zu mühsam wird. In vorliegender Untersuchung werden sie, soweit sie ihm nicht von Hause aus angehören, sämtlich auf den Typus F(α, β, α + β, x) zurückgeführt, der eine nützliche, in weitem Bereich mit starker Steigerung der Konvergenz verbundene Umformung zuläßt. Den Beschluß bildet eine alle Fälle umfassende Zusammenstellung der Formeln und der benötigten rechnerischen Hilfsmittel.
Zur Berechnung der Koeffizienten der Störungsfunktion
Authors: Witt G.
Published: July 2007

Die für die Entwicklung der Störungsfunktion fundamentalen B(t)s in (1 + α2 – 2α cosφ)−s =∑′B(i)s cosiφ lassen sich bekanntlich durch hypergeometrische Reihen ausdrücken. Für die Praxis eignen sich diese Reihen wegen ihrer schwachen Konvergenz im allgemeinen wenig. Doch gibt es einige, welche die äußerst wirksame Landensche Transformation zulassen und leicht zu berechnen sind. Diese werden hier als Ausgangswerte benutzt und zu anderen besonders wichtigen Koeffizienten in Beziehung gesetzt. Wo dieser Weg zu umständlich ist, wird von den Beziehungen zwischen je drei sogenannten benachbarten Funktionen Gebrauch gemacht, um schwach konvergierende Reihen durch zwei andere zu ersetzen, deren jede der Landenschen Transformation unterworfen werden kann. Schließlich wird gezeigt, daß sich speziell die B(′)1/2 in neue Reihen überführen lassen, deren Koeffizienten sehr rasch abnehmen.
Bemerkungen über den Ursa Major‐Strom
Authors: Hopmann J.
Published: July 2007

Für 22 Sterne des Ursa Major‐Stroms ergibt die eingehende Berücksichtigung aller Fehlerquellen für die wahre kosmische Streuung der absoluten Helligkeiten den verhältnismäßig geringen Betrag von ± 0m.30.
Photographisch‐Photometrische Beobachtungen des Kleinen Planeten 433 Eros
Authors: Hartwig G.
Published: July 2007

Auf Grund photographischer Aufnahmen zur Zeit der Eros‐Opposition 1937‐38 werden pg bzw. pv Lichtkurven des Kleinen Planeten abgeleitet (λpg∼4160Å; λpv∼5800Å). Die Lichtkurven werden diskutiert, ferner die Periodenlängen für die pv Maxima und Minima bzw. Haupt‐ und Nebenminima. Mittels der berechneten Phasenwinkel und der Maximalhelligkeiten werden die Phasenkoeffizienten getrennt für den pg und pv Farbbereich abgeleitet. Es ist eine Abhängigkeit des Phasenkoeffizienten von der Wellenlänge möglicherweise angedeutet. Zum Schluß werden Betrachtungen über den Vergleich des mittleren Eros‐Farbenindex (+0m.60 im Internationalen System) mit dem Farbenindex der Sonne angestellt.
Helligkeitsschwankungen der Kometen und Ultraviolettausbrüche der Sonne (Vorläufige Mitteilung)
Authors: Richter N.
Published: July 2007

Beim Kometen 1939 d wird ein Zusammenhang zwischen dem Helligkeitsausbruch vom 21. Apr. 1939 und drei starken Dellingereffekten nachgewiesen. Die Ultraviolettstrahlung der Sonne erzeugte zu dieser Zeit besonders viel CO+‐Moleküle im Kopf des Kometen. Das Ionisationspotential der CO‐Moleküle beträgt 14 Volt, was einer Wellenlänge der anregenden Strahlung von etwa 900 Å entspricht. Dies ist die Wellenlänge der Strahlung, die man für die Dellingereffekte verantwortlich macht. Es werden einige Hinweise für die Beobachter gegeben.
Über die absolute Helligkeit einiger Praenovae
Authors: Richter N.
Published: July 2007

Es werden von 7 neuen Sternen die wahrscheinlichsten Parallaxen abgeleitet unter besonderer Berücksichtigung der trigonometrischen Parallaxen. Ihre scheinbaren Helligkeiten im Praenovastadium werden zusammengestellt und daraus die absoluten Helligkeiten der Praenovae ermittelt. Es zeigt sich, daß man diese anscheinend in zwei Gruppen einteilen muß. In solche, die mit einer absoluten Helligkeit von etwa + 12m.0 im Gebiet der weißen Zwerge des Russell‐Diagramms liegen, und in solche, die mit etwa + 5m.0 normale Zwerge sind. Die absolute Helligkeit im Lichtmaximum wird gleichfalls neu erörtert, und es wird gezeigt, daß die Streuung der absoluten Helligkeiten ganz erheblich ist und man nicht mehr ohne weiteres mit dem bisher angenommenen mittleren Wert von –6m.5 rechnen kann.
Ueber das Leuchten der Meteore
Authors: Hoffmeister C.
Published: July 2007

Die beiden ersten Abschnitte dienen der Aufzeigung der grundsätzlichen Schwierigkeiten des Problems, wobei im Abschnitt 1 die Frage der Gewinnung physikalischer Unterlagen im Vordergrund steht, im Abschnitt 2 vor allem darauf hingewiesen wird, daß die Darstellung der Beobachtungen in erster Näherung in weitem Umfang unabhängig ist von der Annahme über die Art des Leuchtprozesses. Abschnitt 3 betont die Rolle einer Atmosphäre eigenen Dampfes um den Meteoriten. Eine Überschlagrechnung ergibt, daß wahrscheinlich innerhalb des von den Beobachtungen erfaßten Bereichs ein Übergang von völliger Durchlässigkeit dieser Atmosphäre zu völliger Undurchlässigkeit für auftreffende Luftmoleküle stattfindet. Im letzten Teil wird aus einer Zusammenfassung der Ergebnisse der Schluß gezogen, daß es wahrscheinlich unmöglich ist, die beobachteten Erscheinungen aus einem Gesichtspunkt zu erklären, daß vielmehr allgemein mehrere Prozesse der Lichtanregung gleichzeitig wirksam sind und daß ihre Anteile auch im Einzelfalle nicht als konstant längs der Bahn angesehen werden dürfen.
Der Sonnendurchmesser aus Heliometermessungen von Schur und Ambronn
Authors: Meyermann B.
Published: July 2007

Die von Schur und Ambronn während einer vollen Sonnenfleckenperiode am Göttinger Heliometer fortlaufend ausgeführten Messungen des Sonnendurchmessers werden mit einem neu abgeleiteten veränderlichen Skalenwerte neu reduziert. Es ergibt sich der Sonnendurchmesser zu 1919″.87 (±0″.015) für 1893.5, mit einer jährlichen Abnahme von –0″.0064 (±0″.0034) und einer Pulsation mit der Fleckenperiode von ±0″.09 (±0″.02), Maximum 1/2 Jahr nach dem Fleckenmaximum.
Über die Beziehung zwischen den Amplituden der Licht‐ und Geschwindigkeitskurven bei den δ Cephei‐Veränderlichen und verwandten Typen
Authors: Hellerich J.
Published: July 2007

Der enge Zusammenhang zwischen den Amplituden der Licht‐ und Geschwindigkeitskurven, der sich in einer früheren Untersuchung für die lichtelektrisch beobachteten typischen δ Cephei‐Sterne mit Perioden zwischen 4d und 10d ergab, läßt sich in den photographisch bestimmten Amplituden nicht mit Sicherheit nachweisen, da das photographische Beobachtungsmaterial nicht homogen genug ist. Eine Untersuchung der Veränderlichen des β Canis Majoris‐ Typus, der RR Lyrae‐ und RV Tauri‐Sterne zeigt, daß auch bei diesen Sternen, welche den δ Cephei‐Sternen nahe verwandt sind, eine Abhängigkeit der Lichtwechsel‐ von der Geschwindigkeitsamplitude besteht, nur ist der zahlenmäßige Zusammenhang ein anderer. Wird aber berücksichtigt, daß diese Veränderlichen wesentlich andere Temperaturen besitzen, und mit Hilfe der Strahlungsgesetze eine Reduktion auf eine Standardtemperatur durchgeführt, so zeigt sich, daß bei allen Veränderlichen die einer Geschwindigkeitsschwankung von einem Kilometer entsprechende Helligkeitsänderung von derselben Größenordnung wie bei den δ Cephei‐Sternen ist. Hieraus kann man den Schluß ziehen, daß bei diesen Veränderlichen immer dieselbe physikalische Ursache des Lichtwechsels vorliegt.
Über die Anwendbarkeit des Elektronenstrahloszillographen und des Elektronenvervielfachers in der astronomischen Meßtechnik
Authors: Siedentopf H.
Published: July 2007

Es werden verschiedene Möglichkeiten diskutiert, die durch die Entwicklung des Fernsehens gekennzeichneten Fortschritte der physikalischen Meßtechnik für astronomische Zwecke nutzbar zu machen. An Anwendungsgebieten kommen in Frage die Messung von Helligkeitsverteilungen auf der Sonnenscheibe, das lichtelektrische Spektrohelioskop, Szintillationsuntersuchungen und Durchgangsbeobachtungen. Es wird eine Anordnung besprochen, die als Registrierphotometer mit sehr kurzer Registrierzeit (1/100 sec) arbeitet und bei der die Intensitätsverteilung als stehendes Bild auf dem Leuchtschirm eines Elektronenstrahloszillographen erscheint. Die bei Wechsellichtmessung mit Photozelle und Verstärker auftretenden Fehlerquellen werden behandelt und die Überlegenheit des Elektronenvervielfachers gezeigt.
Die Feuerkugel vom 20. November 1938
Authors: Bohrmann A.
Published: July 2007

Die Bearbeitung des über die Feuerkugel vom 20. Nov. 1938 gesammelten Beobachtungsmaterials liefert folgende Zahlenwerte: Anfangshöhe 130 km, Endhöhe 84 km, sichtbare Bahnlänge 450 km, scheinbarer Radiant α = 10h41m, δ = + 45°.3; Geschwindigkeit geoz. 77 km/sec, helioz. km/sec. Die Schweifspur verbreiterte sich in 20 Minuten von 1 km auf 4.5 km Durchmesser und wurde in ihrem nördlichen Teil mit einer Geschwindigkeit von 31 m sec nach Westen abgetrieben.
Photographische Helligkeiten von 245 Sternen heller als vierter Größe
Authors: Thüring B.
Published: July 2007

Im folgenden sind die Resultate einer photographischen extrafokalen Photometrie heller Sterne niedergelegt, mit deren Durchführung der Verfasser in den Jahren 1928–32 am kleinen Astrographen der Sternwarte München beauftragt war. Die Aktinometrie enthält alle hellen Sterne, deren Deklination nördlich –17° gelegen und deren visuelle Helligkeit nach Angabe der Revised Harvard Photometrie größer als 4m ist. Es fehlen lediglich die Sterne ϵ Persei, ϑ2 Tauri, α Aurigae. β Orionis, α Canis Minoris, ϑ Aurigae, α Canis Majoris, α Lyrae, δ Capricorni, ϵ Ursae Majoris, α Aquilae. Das Programm umfaßt somit 245 Sterne.
Der Lichtwechsel des Eros Teil II: Die Rotation des Eros und ihr Einfluß auf den Lichtwechsel
Authors: Stobbe J.
Published: July 2007

Unter der Annahme, daß der Lichtwechsel des Eros durch Rotation eines oder zweier deformierter Körper hervorgerufen wird, ist die Lage der Rotationsachse von mehreren Autoren bestimmt worden. Da die Resultate stark abweichen, inzwischen aber auch die Beobachtungen der Opposition 1937‐38 hinzugekommen sind, war eine durchgreifende Untersuchung erwünscht.

Es wird ein Verfahren entwickelt, die Lage des Rotationspols aus den Amplituden auf graphischem Wege für jede Opposition getrennt zu bestimmen. Als neues Kriterium für die Richtigkeit des Pols wird der Gang der beobachteten Phasenzeiten hinzugenommen. Es zeigt sich, daß der Pol Schwankungen biz zu 30° um eine Mittellage ausführt. Die Natur der Schwankungen wird untersucht.

Mit Hilfe der neuen Polwerte gelingt es, die siderische Periode der Rotation so genau zu bestimmen, daß eine Verbindung der Oppositionen möglich wird. Damit sind die Grundlagen für eine Vorausberechnung der Phasenzeiten gegeben.

Die 1931 mikrometrisch gemessenen Positionswinkel des Eros von van den Bos und Finsen werden durch die neuen Rotationselemente ausgezeichnet dargestellt.
Tafeln zur Reduktion gemessener Differenzen in Rektaszension und Deklination auf Differenzen der mittleren Örter bezogen auf das Äquinoktium des Jahresanfangs
Authors: Möller Jens P.
Published: July 2007

Die Reduktion gemessener Differenzen in Rektazension und Deklination auf Differenzen der mittleren Örter bezogen auf das Äquinoktium des Jahresanfangs besteht aus zwei Reduktionen: 1. Die Reduktion apparenter Koordinatendifferenzen auf wahre Koordinatendifferenzen (differentielle Aberration) und 2. Die Reduktion von Koordinatendifferenzen. die auf das wahre Äquinoktium bezogen sind, auf solche, bezogen auf das mittlere Äquinoktium des Jahresanfangs (differentielle Präzession und Nutation). Die differentielle Aberration wird geschrieben:
equation image
Δαm und Δδ′ sind die gemessenen Differenzen in Rektaszension und Deklination.

Tafel 1 gibt mit den Argumenten Datum, α und δ die Koeffizienten a, b, c und d. Tafel 2 gibt mit denselben drei Argumenten die Koeffizienten a1, b1 und c1. Beide Tafeln sind im allgemeinen ohne Interpolation zu verwenden. Tafel 1 ist für alle Jahre, Tafel 2 nur für das Jahr 1940 gültig.
Bestimmung der Sonnenbewegung und der galaktischen Rotation, hergeleitet aus den Eigenbewegungen des FK3
Authors: Gliese W.
Published: July 2007

Aus den Eigenbewegungen des FK3 werden die Sonnenbewegung und die Konstanten der galaktischen Rotation hergeleitet. Die Gleichungen werden in galaktischen Koordinaten für je eine mittlere Eigenbewegung in Arealmitte angesetzt. Dabei sind an die Koeffizienten der Unbekannten gewisse Korrektionen anzubringen, die hier angegeben werden.

Die Korrektionen der Präzessionskonstanten fügen sich den Werten älterer Bestimmungen ein, zeigen aber beträchtliche Unsicherheit.

Die Sonnenbewegung in verschiedenen galaktischen Breitenzonen zeigt kein systematisches Verhalten außer dem Anwachsen der mittleren Säkularparallaxe mit zunehmender Breite. Aus den allgemeinen Lösungen ergibt sich als Apex bei Beschränkung auf die EB≤20″ : αa = 266°.5, δa = + 29°.4 und für EB≤10″ : αa = 260°.0, δa = + 27°.5. Die Deklination paßt sich also den aus Radialgeschwindigkeiten hergeleiteten Werten an; die gegen ältere Bestimmungen geringere Rektaszension beruht auf dem starken Anteil scheinbar heller und daher naher Sterne; bereits der Ausschluß aller Sterne näher als 25 parsec verschiebt die AR des Apex auf etwa 270°. Ferner wird die Sonnenbewegung relativ zu den Spektralgruppen B, A, (F + G) und K untersucht, wobei sich für die einzelnen Gruppen charakteristische Differenzen zeigen.

Für die nur in den sichersten Lösungen mitbestimmten Konstanten der galaktischen Rotation erhält man Q = ‐ 0″.26, P = + 0″.27 ± 0″.12 und l0 = 317° ± 12° in guter Übereinstimmung mit älteren Werten. Die Frage, ob die EB in Breite eine Dilatation anzeigen, bleibt auf Grund dieses Materials offen.
Helligkeit und Phasenkurve des Planeten Merkur nach Beobachtungen in Südwestafrika
Authors: Hoffmeister C.
Published: July 2007

Die unter günstigen atmosphärischen Verhältnissen erlangten Beobachtungen werden nach verschiedenen Regeln reduziert: 1. unter Verwendung mittlerer Nachtwerte der Extinktion, die aus anderen Beobachtungen abgeleitet sind, 2. unter Bestimmung der Extinktionsgröße aus den Vergleichungen des Planeten mit Sternen in verschiedener Zenitdistanz. Die Ergebnisse deuten an, daß die Lichtschwächung am Horizont abends größer, morgens geringer ist als der haltenen Ergebnisse für den Bereich der Phasenwinkel von 55° bis 122° nahe bestätigt. Dagegen zeigen die Beobachtungen zwischen 35° und 55° eine vorläufig nicht erklärbare Abweichung vom linearen Phasengesetz in der Richtung geringerer Helligkeit.
Untersuchung über die Beziehungen zwischen dem Graffschen Farbenkatalog und den Farbenschätzungen der Potsdamer Photometrischen Durchmusterung
Authors: Ahnert P.
Published: July 2007

Durch die Graffschen Messungen von Sternfarben mit einem Blaurotkeil ist jetzt die Möglichkeit gegeben, visuelle Farbmessungen mit dem umfangreichen Verzeichnis geschätzter Sternfarben zu vergleichen, das die Potsdamer Photometrische Durchmusterung bietet. In der folgenden Arbeit wird die Beziehung zwischen den Messungen des ersten Graffschen Farbenkatalogs und den Potsdamer Schätzungen derselben (helleren) Sterne untersucht und eine sehr befriedigende Übereinstimmung gefunden.
Zur Frage der Erforschung der Sonnenatmosphäre
Authors: Parchomenko P.
Published: July 2007

Der Verfasser wendet die Grundformel der »umgekehrten Methode« auf die Resultate von J. Houtgast an, wie er sie früher auf die Resultate von G. Righini angewandt hat, aber mit dem Unterschied, daß er den Ausdruck für f, d. h für die Differenz zwischen der Ausstrahlung und der Absorption, hier nicht vereinfacht.
Neue Beiträge zum Zodiakallichtproblem
Authors: Schmid F.
Published: July 2007

In der Zodiakallichtfrage sind noch nicht alle Widersprüche abgeklärt. Die spektroskopischen Ergebnisse beweisen uns, daß wir es im Zodiakallichtschimmer in erster Linie mit reflektiertem Sonnenlicht zu tun haben. Doch gehen die Ansichten auseinander, ob gasartige oder feste Aggregate die Träger des reflektierten Lichtes sind. Neben dem Hauptanteil an reflektiertem Sonnenlicht ist im Zodiakallicht voraussichtlich auch noch ein Rest selbständigen Lichtes vorhanden. Diese Annahme wird durch die spektroskopischen Ergebnisse von Slipher gestützt, der im Zodiakallichtspektrum neben den Absorptionslinien des Sonnenspektrums auch noch Emissionslinien gefunden hat, die auf ein Selbstleuchten gasartiger Substanz hindeuten. Die nachfolgenden Überlegungen führen uns zum Schlusse, daß sich alle scheinbaren Widersprüche abklären, wenn wir das Zodiakallicht in unsere eigene abgeplattete Erdatmosphäre verlegen.

Die tellurische Natur des Zodiakallichtes erhält eine wesentliche Stütze durch die nächtliche Eigenbewegung des Zodiakallichtes und des Nachtscheines, wie sie vom Verfasser nachgewiesen worden sind. Dafür sprechen aber auch die gewaltigen Verlagerungen des Sternenhintergrundes zur Zodiakallichtpyramide, die der Verfasser auf der nördlichen und südlichen Halbkugel festgestellt hat. Kein kosmisches Flächengebilde weist etwas Ähnliches auf, und jeder Versuch, diese großen Abweichungen und die nächtliche Eigenbewegung durch die atmosphärische Extinktion auf Grund einer kosmischen Staubwolke zu erklären, wird erfolglos sein.
Die Radialgeschwindigkeiten der Sterne des FK3
Authors: Hagemann G.
Published: July 2007

Die Radialgeschwindigkeiten (RV) der Sterne des FK3 werden einer systematischen Untersuchung unterzogen. Zunächst zeigt sich, daß für einen erheblichen Teil der FK3‐Sterne, besonders der Zusatzsterne, noch keine oder nur unsichere Messungen der RV vorliegen. Diese Sterne sind unter Beifügung der HD‐Nummer zusammengestellt. Das für die Bestimmung der Sonnenbewegung und der Rotationsgrößen verfügbare Material wird nach einer graphischen Methode von der Sonnengeschwindigkeit befreit, und die Häufigkeit der verschiedenen Geschwindigkeiten, nach Spektralklassen getrennt, auf das Vorhandensein systematischer Abweichungen untersucht. Die für die Sonnengeschwindigkeit und Rotation gefundenen Werte sind tabellarisch zusammengestellt (Tab. 6) und mit früheren Werten von Nordström und Smart, sowie den aus den EB des FK3 von W. Gliese erhaltenen Werten verglichen.
Zum Nova‐Problem
Authors: Nölke Fr.
Published: July 2007

Die Annahme, daß ein Stern im Novastadium sich in einen Weißen Zwerg umwandle, kann noch nicht als gesichert gelten, da sie atomphysikalischen Bedenken unterliegt und auch Beobachtungstatsachen mit ihr nicht im Einklang stehen. Günstiger stellt sich die Annahme dar, daß die innere Umwandlung, die ein schrumpfender und bei der Schrumpfung die Rotationsstabilität einbüßender Stern erleidet, sein Aufleuchten als Nova zur Folge hat.
Über die mittleren Bewegungen im Hecuba‐Problem
Authors: Rabe E.
Published: July 2007

Es wird die Frage untersucht, ob die Tafeln zur Berechnung genäherter allgemeiner Jupiterstörungen für die Hecuba‐Gruppe der Kleinen Planeten irgendwelche Aussagen über das systematische Verhalten der Gruppe bezüglich der mittleren Bewegungen bzw. der Bahnachsen gestatten. Unter Vernachlässigung aller Störungsglieder, die von den speziellen Bahneigenschaften der einzelnen gestörten Planeten selbst abhängen, und unter Einführung gewisser Vereinfachungen gelingt es, für den systematischen Teil der Veränderungen der mittleren Bewegungen einen Ausdruck zu finden, der für jeden Planeten der Gruppe beständig in bestimmtem Sinne wirksam ist und der nur von der mittleren Bewegung des betreffenden Planeten abhängig ist. Hieraus ergeben sich dann Aussagen über mögliche Veränderungen der Achsen, die mit den beobachteten Anomalien in der Verteilung der Bahnachsen gut in Einklang stehen.
Deutung einiger Veränderungen im Spektrum der Nova DQ Herculis
Authors: Oehler H.
Published: July 2007

Auf Grund einer empirisch gefundenen Beziehung zwischen den gemessenen Gradiententemperaturen und den Äquivalentbreiten der Wasserstoffemissionen wird mit Hilfe der letzteren eine Revision der Gradiententemperaturen aus den Babelsberger und Leipziger Beobachtungen vorgenommen. Die Anwendung der Zanstraschen Theorie zeigt, daß die ihr zugrundeliegenden Voraussetzungen nicht erfüllt sind, da die photoelektrischen Ionisationstemperaturen wesentlich höher liegen als die Gradiententemperaturen. Die Diskussion des Beobachtungsmaterials unter dem Gesichtspunkt der Theorie der ausgedehnten Sternatmosphären ergibt, daß Abweichungen der kontinuierlichen Sternstrahlung vom schwarzen Körper zwar vorhanden, aber nicht sehr groß sind. Weitere Betrachtungen ergeben, daß die Zanstrasche Theorie vor allem deswegen versagen muß, weil der 2P (2S)‐Zustand des Wasserstoffatoms anormal stark besetzt ist. Der beobachtete Zeitraum läßt sich in zwei Abschnitte einteilen, in denen verschiedene Anregungsprozesse vorherrschen. Eine qualitative Deutung des Ablaufes der Erscheinung ist versucht worden.
Periodische Lösungen für die Bewegung eines Doppelplanetoiden
Authors: Rabe E.
Published: July 2007

Im Hinblick auf die vor kurzem aufgeworfene Frage der Zusammensetzung des Kleinen Planeten 433 Eros aus mehreren Komponenten werden die Untersuchungen von Hill über periodische Lösungen des asteroidischen Dreikörperproblems in der Umgebung der Massen auf. die Bewegung eines Doppelplanetoiden angewandt. Es gelingt dies durch Einführung einer fiktiven Masse im Schwerpunkt der beiden Komponenten. Für die Darstellung der sehr kreisnahen kurzperiodischen Bahnen lassen sich dann die Hillschen Ergebnisse für das Satellitenproblem leicht anwenden.
Bemerkungen zu einem Zodiakallicht‐Problem
Authors: Hoffmeister C.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, daß die Widersprüche zwischen der von F. Schmid vertretenen terrestrischen und der astronomischen Deutung des Zodiakallichts bereits in den Beobachtungen begründet sind. Sodann wird versucht, die Entstehung der Widersprüche aufzuklären.
Ueber die Abnahme der Helligkeiten der Kleinen Planeten
Authors: Stracke G.
Published: July 2007

Unter den in den letzten Jahren entdeckten Planeten sind manche so lichtschwach, daß ihre Bahnen wegen der unvermeidlichen Beschränkung der Beobachtungen auf einen Teil der Bahn nicht mehr genügend gesichert werden können. Nach einer Zusammenstellung der Mittel der Minima und Maxima der Oppositionshelligkeiten kann man erwarten, daß die Zahl dieser lichtschwachen Objekte in Zukunft noch stärker zunehmen wird. Es wird der Vorschlag gemacht, diejenigen neuen Planeten, die im Aphel [16m sind, von jetzt ab erst dann zu numerieren, wenn sie in einer zweiten Opposition beobachtet worden sind.
Die räumliche Anordnung der Zodiakallichtmaterie
Authors: Sandig H.‐U.
Published: July 2007

Der Verlauf der Helligkeit längs der Zodiakallichtachse und senkrecht dazu wird auf Grund der Windhuker Aufnahmen des Verfassers einer theoretischen Diskussion unterworfen. Das Ergebnis ist für die Hoffmeistersche Zweiringhypothese negativ. Eine Darstellung der beobachteten Helligkeiten ist bei Annahme einer ellipsoidenförmigen Staubwolke, in der die Dichte linear von der Sonne aus abnimmt, mit einem Achsenverhältnis 1 : 3.5 möglich. Der Gegenschein läßt sich als lokale Verdichtung der Staubwolke im Gegenpunkte der Sonne nach der Gyldén‐Jungschen Hypothese, nicht aber als Aufhellung durch den Einfluß der Phase erklären.
Beitrag zur Methodik der statistischen Sternschnuppenbeobachtungen
Authors: Bečvář A.
Published: July 2007

Um eine Vergleichbarkeit der statistischen Sternschnuppenbeobachtungen aus verschiedenen Beobachtungsstationen erzielen zu können, müssen alle Beobachtungen auf gleiche Beobachtungsbedingungen reduziert werden; es werden Methoden vorgeschlagen, wie verschiedene Störungseinflüsse und Personalunterschiede quantitativ bestimmt und rechnerisch beseitigt werden können. Im zweiten Teil werden qualitative Eigenschaften der Meteore beschrieben und ihre zahlenmäßige Auswertung angeführt, welche eine zweckmäßige und eindeutige Beschreibung der Erscheinungen ermöglicht.
Ein numerisch gerechneter Spezialfall des allgemeinen Dreikörperproblems in vereinfachter Behandlung
Authors: Zumkley J.
Published: July 2007

Gegeben sind 3 Körper von der Masse I. Die Anfangslage und Anfangsgeschwindigkeit ist für jede bekannt. F werden ihre Bewegungen unter dem Einflusse des Newtonschen Anziehungsgesetzes in verschiedenen Koordinatensystemen untersucht. Die Rechnung wurde durch numerische Integration soweit geführt, bis auch über den weitere Verlauf der Bewegung Klarheit herrschte. Hierbei zeigte sich, daß für den vorliegenden Zweck die Genauigkeit daß Rechenschiebers ausreichte, dessen Vorteile es gestatteten, die Rechnungen in einem Bruchteil der sonst dazu benötigte Zeit zu vollenden.
Über die Ermittlung der Randverdunkelung bei Bedeckungsveränderlichen. II
Authors: Hnatek A.
Published: July 2007

Hat man für einen Bedeckungsveränderlichen nach einer der bekannten Methoden vorläufige Werte für die Bahnelemente Radius der Kreisbahn, Neigung, Radienverhältnis und Randverdunkelung abgeleitet, so können die in der Darstellung der Beobachtungen durch diese Elemente übrigbleibenden Fehler zu einer definitiven Bahnbestimmung durch Ausgleichung nach der Methode der kleinsten Quadrate verwendet werden. Die zur Behandlung anularer und totaler Finsternisse nötigen Formeln werden für Kreisbahnen abgeleitet. Als Rechenbeispiel wird eine definitive Bahnbestimmung mit der anularen Hauptfinsternis von KR Cygni durchgeführt.
Über Unstimmigkeiten zwischen dem Göttinger spektralphotometrischen System und den Babelsberger lichtelektrischen Helligkeiten
Authors: Brill A.
Published: July 2007

Die Integralhelligkeiten von M. Güssow werden über ihre isophoten Wellenlängen auf die benachbarten Wellenlängen der Göttinger Spektralphotometrie reduziert. Die Unterschiede zwischen Babelsberg und Göttingen lassen sich im Gelb durch den Einfluß der selektiven Sternabsorption erklären. Die Göttinger Auffassung von dem Verlauf des Kontinuums im Blau widerspricht für die Sterne der mittleren und späten Spektralklassen den Babelsberger Blauhelligkeiten.
Die Methode der Farbdifferenz und ihre Bedeutung für die Stellarstatistik
Authors: Becker W.
Published: July 2007

Es wird eine Methode angegeben, wie man durch photometrische Messungen in drei Spektralbereichen, von denen einer bei 480μμ und die beiden anderen an der langwelligen bzw. an der kurzwelligen Seite hiervon liegen, den Spektraltypus eines Sterns unabhängig von den Einflüssen einer interstellaren Verfärbung genähert ermitteln kann, so daß mit Hilfe dieser Methode eine Stellarstatistik der Sterne bis ca. 18m nach Spektralgruppen getrennt durchgeführt werden kann.
Die Eigenbewegung des Sternes k Hydri, FK3Z Nr. 1067
Authors: Schaub Werner
Published: July 2007

Auf Grund einer Diskussion der Reste B—R, aus denen Ort und Eigenbewegung im FK3 ermittelt worden sind, wird die Vermutung ausgesprochen, daß k Hydri ein visueller Doppelstern ist. Im Anschluß daran wird auf eine Methode hingewiesen, mit der man aus den Beobachtungen die scheinbare Bahn sicher ermitteln kann.
Photographische und visuelle Beobachtungen von Veränderlichen
Authors: van Schewick H.
Published: July 2007

Die nachstehend behandelten Veränderlichen wurden von C. Hoffmeister entdeckt und in Astron. Nachr. 255.403 (1935) angezeigt. Sie wurden von mir am 162 mm‐Refraktor und am 350 mm‐Spiegel der Sonneberger Sternwarte visuell verfolgt; insgesamt wurden 678 Stufenschätzungen erzielt. Zur Ergänzung standen mir noch die Babelsberger und Sonneberger Überwachungsaufnahmen der Zonen α = 16h, δ = + 10° und α = 17h, δ = + 10° zur Verfügung, die eine Sicherstellung der Elemente für weiter zurückliegende Zeiten garantieren. Die bearbeiteten Veränderlichen sind in der folgenden Tabelle aufgeführt.
Bemerkungen über die oskulierenden Elemente in der speziellen Störungsrechnung
Authors: Rabe E.
Published: July 2007

Auf Grund einer Bemerkung von Samter in der Encyklopädie der Mathematischen Wissenschaften gegen die Richtigkeit der Anwendung des dritten Keplerschen Gesetzes auf die oskulierenden Elemente bei der speziellen Störungsrechnung werden diese vorher schon von Innes erhobenen Einwände gegen das übliche Verfahren dieser so vielfach mit gutem Erfolg angewandten Methode näher erörtert. Es wird festgestellt, daß die geäußerten Bedenken durch die Praxis schon widerlegt sind, daß aber auch vom theoretischen Standpunkt aus das beanstandete Verfahren völlig exakt und in sich widerspruchsfrei begründet ist. Die gemachten Einwendungen beruhen offenbar auf einer nicht gerechtfertigten Verquickung von Begriffen der allgemeinen und der speziellen Störungsrechnung.
Eine Bemerkung zur Störungstheorie
Authors: Kobold H.
Published: July 2007

Für die Integration der nach den wahren Anomalien v und v' der beiden Körper entwickelten Störungsausdrücke wird das Zeitintervall dt ersetzt durch dT=dt (1 + e cos v'), und es wird die Einrichtung einer Tabelle besprochen, der man den Betrag der zwischen zwei Wertepaaren v1, v'1 und v2, v'2 entstehenden Störungen unmittelbar entnimmt.
Der Einfluß der atmosphärischen Dispersion bei van Biesbroecks Bestimmung der Aberration eines außergalaktischen Nebels
Authors: Heckmann O.
Published: July 2007

Ein Einfluß der Radialgeschwindigkeit eines außergalaktischen Nebels auf seine Aberration ist nach Messungen van Biesbroecks aus dem Jahre 1931 innerhalb der Meßgenauigkeit nicht nachweisbar.

In Astron. Nachr. 271.241 (1941), insbes. S. 254 ff. kommt B. Thüring nach eingehender Kritik dieser Messungen zu dem Ergebnis, sie seien >höchstwahrscheinlich< durch atmosphärische Dispersion so entstellt, daß ein Aberrationseinfluß der Radialgeschwindigkeit kompensiert worden sei. Im folgenden wird durch numerische Abschätzungen die Geringfügigkeit des Einflusses der atmosphärischen Dispersion nachgewiesen, der um fast eine Größenordnung kleiner ist als Thüring annimmt.
Zum Problem der vermißten Sterne
Authors: Himpel K.
Published: July 2007

Nach einer Klassifikation und Herausstellung einiger Gesichtspunkte wurden 75 der am besten gesicherten vermißten Sterne auf das Erfülltsein von zwei Bedingungen hin geprüft, wie sie zur Anerkennung reellen Lichtwechsels aufgestellt werden mußten. Diese Bedingungen verlangen entweder nochmaliges Aufleuchten bzw. anderweitig gesicherten Nachweis des Aufleuchtens (Bed. I) oder sicheren Nachweis eines unregelmäßigen veränderlichen Sternes im Ortsbereich (Bed. II). Es zeigte sich, daß bei ungefähr 40% dieser Sterne die Möglichkeit reellen Lichtwechsels besteht; bei weiteren 20% ist die Helligkeit zu hoch, um sie als vermißt gelten zu lassen, und schließlich die restlichen 40% bleiben weiterhin ungeklärt.
Jupiterbeobachtungen 1941–1942
Authors: Löbering W.
Published: July 2007

1. Allgemeiner Anblick der Jupiteroberfläche, Streifung, Färbung und Tönung. 2. Die Rotationsunterschiede des roten, weißen und grauen Materiales. 3. Der neue Schleier in der STrZ und seine Entstehung. 4. Der GRF und seine Bewegung.
Zur statistischen Verwertung von Sternzahlen und mittleren Parallaxen
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

Die beiden Integralgleichungen, die den Zusammenhang zwischen den Sternzahlen und den mittleren Parallaxen einerseits und den Funktionen der räumlichen Dichte und der Verteilung der absoluten Helligkeiten andrerseits darstellen, werden auf eine einfache Form gebracht und ihre. Lösungsmöglichkeiten vom mathematischen Standpunkt aus diskutiert. Dabei zeigt sich, daß die Schwarzschildsche Lösung nicht eindeutig ist und daher in Spezialfällen versagen kann; eine eindeutige Lösung wird durch Einführung von scharfen oberen Grenzen erreicht, wie sie Seeliger benutzt hat. Für die so entstehenden Gleichungen liefert die Theorie der Intergralgleichungen eine Auflösungsformel, welche bei jedem beliebigen Verlauf der Sternzahlen oder mittleren Parallaxen die Ausrechnung der räumlichen Dichte erlaubt, wenn die Leuchtkraftfunktion bekannt ist. Die Methode wird dann unter Benutzung der van Rhijnschen Leuchtkraftfunktion auf ein künstliches numerisches Beispiel und auf das für die galaktische Polzone vorliegende Beobachtungsmaterial angewendet.
Über die geometrischen Größen und die Masse der Kleinen Planeten
Authors: Stracke G.
Published: July 2007

Seit der letzten statistischen Untersuchung über die Verteilung der Kleinen Planeten nach ihrer geometrischen Größe und Masse, die 1024 Planeten umfaßte, sind über 500 neu numerierte Planeten hinzugekommen. Es erscheint deshalb gerechtfertigt, die Untersuchung auf die bis jetzt numerierten 1539 Planeten auszudehnen.
Lichtkurven und physikalische Bestimmungsgrößen von Kometen. I
Authors: Richter N.
Published: July 2007

II Kometen des Jahres 1939 werden auf Grund des gesamten veröffentlichten Materiales bearbeitet. Die Bearbeitung erstreckt sich auf die Gesamthelligkeit des Kopfes, auf die Kernhelligkeit sowie Durchmesser der Koma, Schweiflänge, Farbenindex und Phasenwinkel. Die säkularen Helligkeitsänderungen werden festgestellt.
Il diametro orizzontale del sole
Authors: Gialanella L.
Published: July 2007

Dalle osservazioni del diametro orizzontale del Sole eseguite dal 1876 al 1937 nell Osservatorio del Campidoglio di Roma al cerchio meridiano di Ertel, per la prima volta pubblicate in modo completo, previa rielaborazione e completamento delle riduzioni, l'A.ricava il nuovo valore 961.″38 per il semidiametro del raggio del Sole alla distanza media, e poi mette in evidenza delle oscillazioni e fluttuazioni del raggio del Sole di oltre l' e di periodo vario. Non si mostra ancora una sicura relazione col ciclo delle macchie solari, i due fenomeni sembrando in certo modo in discordanza di fase. Non appare invece improbabile l'esistenza di oscillazioni stagionali apparenti (cioèdovute alle variazioni dell'irradiazione) con escursione annule di 0″.50, per cui il disco del Sole appare più grande in febbraio‐marzo e più piccolo in novembre‐dicembre.
Eine zweckmäßige Methode zur Berechnung der allgemeinen Störungen der Planeten
Authors: Rabe E.
Published: July 2007

Zur Bestimmung der allgemeinen Störungen im planetarischen Dreikörperproblem werden die Differentialgleichungen der Hansenschen Störungstheorie nach entsprechender Umformung gemäß den Prinzipien von Brendel integriert. Die Herstellung der bekanntlich stark konvergierenden trigonometrischen Reihenentwicklungen nach ganzen und gebrochenen Vielfachen von Brendels Veränderlicher ϕ erfolgt durchweg nach der interpolatorischen Methode. Die Auseinandersetzungen beschränken sich vorerst auf die Störungen von der ersten Ordnung in bezug auf die störende Masse. In einem Anhang wird das zur praktischen Berechnung der Störungen erster Ordnung eines Planeten nach der entwickelten Methode erforderliche vollständige Formelsystem gegeben.
Beitrag zur Dynamik der Sternsysteme
Authors: Schürer M.
Published: July 2007

Angeregt durch eine Arbeit von Chandrasekhar1), wird die eine der Grundgleichungen der Dynamik der Sternsysteme, eine partielle lineare Differentialgleichung erster Ordnung, mit Hilfe der Methode der Charakteristiken behandelt. Nach der Ableitung der Grundgleichungen und einiger Erörterungen über die Lösbarkeit dynamischer Probleme, werden die Lösungen der charakteristischen Gleichungen einer Anzahl von Beispielen angegeben oder zum mindesten der Lösungsweg dargelegt. Als wichtiges Hilfsmittel hierzu werden einige Transformationen gefunden. Die umfangreiche Arbeit Chandrasekhars läßt sich dadurch erheblich kürzen und man erkennt den tieferen Grund der Lösbarkeit der von ihm behandelten Probleme.
Neue Bestimmungen der halbtägigen Lotschwankung
Authors: Courvoisier L.
Published: July 2007

Es werden vier weitere Bestimmungen der schon mehrfach erwähnten, augenscheinlich durch die »Lorentzkontraktion« des Erdkörpers verursachten Lotschwankung von der Periode eines halben Sterntages mitgeteilt. Die Ergebnisse stehen qualitative in Übereinstimmung mit zahlreichen früher veröffentlichten und bestätigen insbesondere den von der Theorie geforderten quantitativen Unterschied zwischen der mit Vertikalkreisen und der mit Meridiankreisen erhaltenen Amplitude der Lotschwankung. Allgemein wird durch sie die Brauchbarkeit der Lorentzschen Kontraktionshypothese erneut und eindeutig bewiesen.
Die photographischen und visuellen Helligkeitsschwankungen des Kometen Jurlof‐Achmarof‐Hassel (1939d = 1939 III)
Authors: Van Schewick H.
Published: July 2007

Vom Kometen Jurlof‐Achmarof‐Hassel (1939d = 1939 III) wurde eine Reihe photographischer Aufnahmen sowie die veröffentlichen visuellen Schätzungsreihen einer Bearbeitung unterzogen. Es zeigte sich ein systematischer Unterschied im Verlauf der photographischen und visuellen Lichtkurve derart, daß die erstere des γ2‐Gesetz nahezu, letztere nach dem γ4‐Gesetz sich ändert. Dieses findet seine Erklärung darin, daß durch die kurzbelichteten Aufnahmen nur die inneren Koma‐Partien und ihre Schwankungen erfaßt werden, während sich in der visuellen Kurve hierzu noch die Abnahme der äußeren Nebelteile mit wachsender Sonnendistanz geltend macht. Ein Einfluß der plötzlichen Intensitätsschwankung der Sonne im fernen Ultraviolett auf die Totalhelligkeit des Kometenkopfes wurde nicht festgestellt.
Zur Dynamik der Jupiteratmosphäre
Authors: Schoenberg E.
Published: July 2007

Ausgehend von der Annahme einer im äquatorialen Teile (bis zu ± 40° Breite) starren Oberfläche des Planeten, die durch die Konstanz der 5 Hauptstreifen der sichtbaren Oberfläche gestützt wird, wird die Stabilität der atmosphärischen Strömungen in der Jupiteratmosphäre vom Standpunkt der Helmholtzschen Theorie der Luftringe untersucht. Dabei wird auf Grund früherer photometrischer Ergebnisse angenommen, daß die dunklen Streifen der Oberfläche des Planeten in einem höheren Niveau der Atmosphäre liegen als das helle äquatoriale Band. Die Konstanz dieser Streifen in Breite wird durch Vulkanketten oder Risse der festen Oberfläche des Planeten erklärt und sie selbst als Wolken von Auswurfs‐ oder Kondensationsprodukten über den Rissen aufgefaßt.
Messungen von Helligkeit und Farbenindex des Kleinen Planeten Vesta
Authors: Fischer H.
Published: July 2007

Aus 76 gleichzeitig im blauen und roten Wellenlängengebiet erhaltenen Aufnahmen von Vesta werden die Phasenkoeffizienten in beiden Bereichen abgeleitet. Es wird gezeigt, daß während der Beobachtungszeit ein periodischer Wechsel von Helligkeit oder Farbe mit einer auf photographischem Wege noch sicher nachweisbaren Amplitude nicht vorhanden war.
Bemerkungen zum Zodiakallicht‐Problem
Authors: Hoffmeister C.
Published: July 2007

Angesichts der im Laufe der letzten Jahre bei der Deutung der Erscheinungen des Zodiakallichts aufgetretenen großen Unterschiede in den Ansichten verschiedener Forscher wird versucht, eine Klärung herbeizuführen. Es wird gezeigt, daß die Ursachen dieser Entwicklung allein in den Beobachtungen zu suchen sind. Die grundsätzlichen Widersprüche in den Ergebnissen können gedeutet werden als Folge einer sehr verschiedenen Eignung und Empfindlichkeit der Beobachter und Methoden gegenüber den schwächsten Teilen des Zodiakallichts. Der Schlußabschnitt befaßt sich mit den Wechselwirkungen zwischen Zodiakallicht und allgemeiner Himmelshelligkeit.
Über den Zusammenhang zwischen Sternfarbe und Aberrationskonstante
Authors: Himpel K.
Published: July 2007

Zur Prüfung, inwieweit eine von W. Becker gefundene Beziehung zwischen Aberrationskonstante und Spektraltypus auch in den Sternfarben zu erkennen ist, wurden von der hauptsächlichsten dortigen Reihe die visuellen Farbenindizes von 14 Sternen gemessen unter Benutzung von stark absorbierenden Rot‐ und Blaugläsern. Die Darstellung zeigt, daß die Beziehung zwischen Farbe und Aberrationskonstante ungefähr ebenso deutlich ist, wie zwischen letzterer und dem Spektraltypus, doch dürfte die Abnahme der Aberrationskonstante von G–M noch etwas schärfer zum Ausdruck kommen.
Die visuellen Integralhelligkeiten aus dem Verzeichnis von E. inner und aus der Revised Harvard Photometry im spektralphotometrischen System
Authors: Brill A.
Published: July 2007

Der Skalenfehler im Helligkeitsverzeichnis von E. Zinner wird im Anschluß an die Babelsberger lichtelektrischen Blau‐ und Gelbhelligkeiten bestimmt. Die visuellen Integralhelligkeiten von Zinner werden auf die reziproken Wellenlängen 1.766 und 1.821, die der Revised Harvard Photometry auf 1.874 und 1.925 reduziert. Die Farbtemperaturskala nach den Farbenindizes [GbZ], [GgZ] oder [GbHa], [GgHa] ist weiter als die nach dem Farbenindex [Ha Z]. Der Fehler in dem beobachteten Farbenindex [Ha Z] wird durch die Babelsberger Blau‐ und Gelbhelligkeiten eliminiert.
NGC 1 59 und 63 in der Hα=Linie
Authors: Haidrich K.
Published: July 2007

Die um γ Cassiopeiae liegenden beiden Nebel NGC I 59 und 63 bilden die helleren Teile einer schwachen, ausgedehnten Nebelmasse, die große Teile dieses Sternbildes einnimmt und vorwiegend aus Wasserstoff besteht. Die photographischen Schwierigkeiten der Darstellung eines solchen großen, schwachen Nebels in Hα und ihre Lösung werden gezeigt.
Versuch einer synthetischen Lösung des kosmogonischen Dilemmas
Authors: De Zwart H.
Published: July 2007

Nach Gruppierung der Planeten und Monde in »Innensysteme« und »Außensysteme« wird gezeigt, daß die Rotationshypothese, bzw. die Begegnungshypothese die beste Anpassungsfähigkeit an je eine, aber auch nur eine der beiden Gruppen aufweisen. Daher wird vorgeschlagen: die Entstehung der Außensysteme mittels Begegnung zu erklären, für die Bildung der inneren hingegen Rotationschleuderschwung und eine spätere Zeit anzunehmen. Ein Kausalzusammenhang und Übergang zwischen den sich hieraus ergebenden zwei kosmogonischen Epochen wird mittels einer Hypothese der »Instabilitäts‐Katastrophen« konstruiert. Diese sucht überdies das gegenwärtige Fehlen instabiler Bahnen durch eine Art natürlicher Auslese verständlich zu machen und Fingerzeige bezüglich der Achsenneigungen, sowie der Planetoiden und Kometen zu geben.
Die Eros=Bewegung von 1942–1945 und die Eros=Ephemeride für 1944–1945
Authors: Stracke G.
Published: July 2007

Im ersten Teil wird eine Zusammenstellung der speziellen Elementenstörungen durch Merkur bis Neptun von 1942–45, im zweiten Teil eine ausführliche Ephemeride für die Opposition 1944–45 gegeben.
ur Entstehung von Spiralnebeln
Authors: Becker L.
Published: July 2007

Zwei gleiche Massen, die sich aufeinander zu bewegen – auch in windschiefer Richtung – bewegen sich relativ zum Schwerpunkt in einer Ebene und die beiden Bahnen sind in jedem Moment parallel und entgegengesetzt gerichtet. In einem widerstehenden Mittel sind die Bahnen gleiche, deren Achsen 180° verschieden sind. Dieser Satz wird für zwei Sternströme geprüft, in denen die Massen gleichmäßig verteilt sind. Messungen des Spiralnebels M 51 werden benutzt, um numerisch die Geschwindigkeit in einem gewissen Punkte der Spirale und den Widerstandskoeffizienten des widerstehenden Mittels zu bestimmen.
Die photometrischen Systeme der photographischen Integralhelligkeiten von E. Hertzsprung und von E. S. King
Authors: Brill A.
Published: July 2007

Mit dem Helligkeitsverzeichnis nach M. Güssow werden die photographischen Integralhelligkeiten von Hertzsprung und King verbessert. Die isophoten Wellenlängen beider Helligkeitssysteme werden neu festgelegt.
Der Einfluß der Polschwankung auf die Zeitmessung
Authors: Mühlig F.
Published: July 2007

Der Einfluß der Polschwankung auf die Zeitmessung wird auf Grund der Theorie der Rotationsbewegung der Erde abgeleitet. Der Einfluß kann Beträge erreichen, die bei der gegenwärtig erreichten Genauigkeit der Zeithaltung mittels der Quarzuhren unter Umständen berücksichtigt werden müssen.
Eigenbewegungen von 829 Sternen in der Umgebung der Praesepe
Authors: Heckmann O. , Kruse W.
Published: July 2007

Durch Vergleich der Örter des Zweiten Zonenkatalogs der Astronomischen Gesellschaft (AGK2) mit den Örtern der alten AG‐Kataloge Berlin A und Berlin B (AGK1) werden Eigenbewegungen in einem Felde von 10° × 10° in der Umgebung des Sternhaufens Praesepe bestimmt. Der Versuch, die Helligkeitsgleichung des AGK1 durch Vergleich mit KÜSTNERS Katalog 1900 (Kü) zu bestimmen, mißglückt. Statt dessen hat der Weg über die Örter der Photographischen Himmelskarte (PHK) Erfolg. Die mittleren Fehler der definitiven Eigenbewegungen betragen in α und δ ±0.″0055. Unter 829 Sternen finden sich 51 mögliche neue Gruppenmitglieder, darunter 34 wahrscheinliche und 17 fragliche. Der eingeschlagene Weg empfiehlt sich allgemein für die Herleitung von Eigenbewegungen aus dem Vergleich AGK2–AGK1, wenn man die Helligkeitsgleichung des AGK1 bestimmen will. Er führt über eine Neureduktion der PHK, deren Genauigkeit dabei erheblich gesteigert wird.
Über die Reihenentwicklung der rechtwinkligen Bahnkoordinaten im Zweikörperproblem. Zweite Mitteilung
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

In einer gleichbetitelten Arbeit 1) unternahm Verfasser vor einiger Zeit den Versuch, das Koeffizientengesetz der TAYLORschen Reihenentwicklung der rechtwinkligen Koordinaten eines nach den KEPLERschen Gesetzen bewegten Himmelskörpers zu bestimmen. Es handelt sich hierbei um Entwicklungen der Funktionen F (τ) und G (τ), mit deren Hilfe die Koordinatendarstellung in der Form x (τ) = x0F (τ) + x0G (τ) usw. erfolgt. Die Entwicklungen selbst erfolgten in der Form F (ξ, η, ζ), G (ξ, η, ζ) als Potenzreihen nach zwei der Variablen, während die Koeffizienten Funktionen der dritten Variablen sind. Von den verschiedenen sich hier darbietenden Möglichkeiten wurde eine Entwicklung nach η und ζ, bis zur expliziten Darstellung der Koeffizienten als Funktionen von ξ in geschlossener Form ausgearbeitet Es blieben aber noch einige Fragen offen, die nun in der folgenden Arbeit nachträglich beantwortet werden sollen. Zunächst war ein wesentlicher Teil des Koeffizientengesetzes auf einen induktiven Schluß aufgebaut, für den eine beweiskräftige Rechtfertigung nicht erbracht werden konnte. Dieser Mangel wird nun beseitigt, indem die Induktion durch eine strenge Deduktion ersetzt wird. Die zweite offene Frage bezog sich auf die Form der Koeffizientendarstellung, die in ihrer geschlossenen Gestalt für kleine Argumente nicht auswertbar war, da sie sich für gegen Null strebendes Argument der unbestimmten Form o : o näherte. Sie wird dadurch gelöst, daß die Ausdrücke selbst auf eine Reihe von einfach gebauten Grundfunktionen zurückgeführt werden, die sich als die Integrale des Kosinus erweisen, und deren Theorie hier ausführlicher entwickelt wird, weil sie – wie auch an anderer Stelle schon erkannt wurde – im Problem der Zweikörperbewegung eine besondere Rolle spielen. Drittens wird noch der Anwendungsbereich der hier behandelten Entwicklung abgegrenzt, und es wird festgestellt, daß nur bei sehr kreisähnlichen Ellipsen Vorzüge dieser speziellen Entwicklungsart gegenüber anderen Möglichkeiten bestehen.