bluuebunny/crossref_metadata_2025 huggingface dataset:
Über periodische Bahnen im eingeschränkten Dreikörperproblem und in der Nähe der Kommensurabilitäten vom Typus (k + 1)/k
Authors: Carpenter Lloyd H. , Stumpff Karl
Published: July 2007

In einer Gemeinschaftsarbeit führten die Autoren im Winter 1966/67 numerische Untersuchungen über Form und Verhalten periodischer Bahnen des problème restreint im Sonne–Jupiter‐System und in der Nähe der Kommensurabilitäten von Typus (k + 1)/k durch, insbesondere für die beiden Fälle 2/1 (Hekuba‐Lücke) und 3/2 (Hilda‐Gruppe). Die Rechnungen wurden mit einer schnellen IBM‐Rechenanlage ausgeführt und ergaben neue Einsichten in die Genealogie der periodischen Lösungen bei großer Annäherung an die kritischen mittleren Bewegungen. Darüber hinaus versuchte L. Carpenter eine hier nicht ausführlich auseinandergesetzte Theorie, die für Bahnen mit nicht zu großer Exzentrizität konvergente trigonometrische Entwicklungen ermöglicht, wobei er seine gemeinsam mit P. Musen erarbeitete Theorie der allgemeinen Störungen in rechtwinkligen Koordinaten benutzte.
Das System des Bedeckungssterns TT Lyrae
Authors: Walter K.
Published: July 2007

For this typical Algol system with the period 5.24 days, complete light curves in two colours have been derived from 160 photoelectric measurements in B and 173 in V. The primary minimum has been found to be total and asymmetric. To get a satisfactory photometric solution it was necessary to allow for the dissimilarity of the components. For the coefficients of limbdarkening of the Ao‐component the values x = 0.35 · 0.11 (B) and 0.44 · 0.10 (V) have been deduced.
The Improvement of Star Catalogues by the Incorporation of New Data
Authors: Eichhorn Heinrich , Googe William D.
Published: July 2007

Simple formulas are given by which a star's position and proper motion may be improved by the incorporation of new observations of the position when measures for the precision of all data and the “zero correlation” epoch of the old data are available. These formulas are particularly useful for “updating” positions in the General Catalogue (G.C.) or similar catalogues.
Über Temperatur und Dichte in chromosphärischen Fackeln, ermittelt aus Profilen starker Fraunhoferlinien
Authors: Bachmann Gerhard
Published: July 2007

Spektrogramme von Fackeln mit den Fraunhoferlinien Hα, Hβ, H und K wurden benutzt zur Bestimmung der Anregungstemperatur, der kinetischen Temperatur und der Turbulenzgeschwindigkeit. Zum Vergleich wurden dieselben Größen aus schon vorliegenden MRV‐Messungen für ungestörte Gebiete der Sonnenatmosphäre berechnet.

Aus den Restintensitäten der vier Linien wurden die Anregungstemperaturen für die Entstehungshöhen der Linienzentren ermittelt.

Die Profile der beiden Wasserstofflinien dienten zur Bestimmung der Dopplerbreite nach der auf Linien mit gleichen Anregungstemperaturen erweiterten Multiplett‐Methode (GOLDBERG). Die Dopplerbreite der CaII‐Linien berechnete sich aus der Halbwertsbreite der Zentralabsorption nach der Beziehung Δλ1/2 = ΔλD. Die Kombination der Dopplerbreiten der Wasserstofflinie Hα mit derjenigen der CaII‐Linie K liefert unter gewissen Bedingungen kinetische Temperatur und Turbulenzgeschwindigkeit im entsprechenden Höhenbereich.

Aus der Randverschiebung der Fackelemission in den Kernen der Linien H und K wurden die Entstehungshöhen für zehn verschiedene Fackelstellen abgeleitet. Durch detailliertere Untersuchungen an einem dazu geeigneten Spektrogramm einer Randfackel wurde unter gewissen Annahmen über den Absorptionskoeffizienten die Dichteverteilung mit der Höhe ermittelt.

Als Anregungstemperatur erhielten wir, gemittelt über alle Fackeln, für Hα 4330 °K, für Hβ 4580 °K und für H und K 4850 °K, während die entsprechenden Werte für ungestörte Gebiete 4000 °K, 4300 °K und 3900 °K betragen.

Die kinetische Temperatur ist in der Entstehungshöhe von Hα bei den von uns untersuchten Fackeln im Mittel 13900 °K, die Turbulenzgeschwindigkeit 6.5 km/s. Am häufigsten findet man bei verschiedenen Fackelstellen kinetische Temperaturen zwischen 6000 und 24000 °K.

Die mittlere Entstehungshöhe für die Zentren der Linien H und K beträgt 2540 km; es können jedoch auch noch Werte um 1500 und 3500 km vorkommen.
Theoretische Zweifarbendiagramme für hohe galaktische Breiten
Authors: Pfau W.
Published: July 2007

It is the aim of the present paper to give two‐colour diagrams, which are valid for different distances z from the galactic plane. The diagrams are computed on the basis of theoretical considerations and take into account the differing part of members of the halo population. For several reasons the considerations are limited to the range 0.30 mag ≦ (B — V) ≦ 0.73 mag. The method proceeds from the relative frequency function of uv‐excesses in the solar vicinity (different for stars with colour indices (B — V) smaller and larger than 0.45 mag) and the relative frequency function of velocity components perpendicular to the galactic plane. The latter function was derived with the uv‐excess as a second parameter. In general the position of a star in the two‐colour diagram depends on its state of evolution. For this reason it is necessary to know the fraction of differently evolved stars in a given sample. With these foundations it is possible to calculate mean uv‐excesses and therefore mean two‐colour diagrams for given distances above the galactic plane. It seems to be probable that these mean values keep constant with z for (B — V) ≦ 0.45 mag. For (B — V) larger than 0.45 mag the mean uv‐excess rises to about 0.20 mag. This maximum value is nearly attained at z = 1000 parsecs already. Theoretical two‐colour diagrams are also presented for some fixed intervals in apparent magnitude. As usual they are given as mean curves but also in form of lines of equal frequency of points in the diagram. The accuracy of the mean values is about 0.02 mag (m. e.). From the diagrams some general conclusions concerning the determination of interstellar extinction at high galactic latitudes are drawn.
Untersuchungen über die Struktur der Sonnenkorona aus photographischen Polarisationsmessungen während der totalen Sonnenbedeckung am 15.2.1961
Authors: Scholz G.
Published: July 2007

Aus Polarisationsaufnahmen der Korona während der totalen Sonnenbedeckung am 15. 2. 1961 mit einer Vierlingskamera (je drei Aufnahmen im roten und blauen Spektralbereich) werden die Intensitätsverteilung, die Farbverteilung sowie Polarisationsgrad und ‐richtung in der gesamten Korona abgeleitet. Diese Daten ermöglichen die Trennung von K‐ und F‐Korona und die Berechnung der Elektronendichten. Die Ergebnisse führen zu einer Abplattung der F‐Korona oder der Annahme einer Polarisation der F‐Korona, deren Ursache in einer teilweisen Ausrichtung der interplanetaren Teilchen liegen könnte.

Durch Anwendung der Fraunhofer‐Airyschen Beugungstheorie wird die Intensität und Farbänderung der F‐Korona theoretisch berechnet und mit der Beobachtung verglichen. Als obere Grenze der Partikelradien ergibt sich 10−1 bis 5 · 10−2 cm. Eine Abhängigkeit der Partikelverteilung mit wachsendem Abstand von der Sonne wird nicht gefunden.

The corona was photographed at the solar eclipse of 1961 February 15 with a quadruple camera. Six plates were obtained (three in the blue and three in the red spectral region) each with four corona images, three through polaroids and one without polaroid. The photometry has provided the intensities, the excess of red intensity to blue intensity, the amount and direction of polarisation. These data allow the separation of K‐ and F‐coronas and the calculation of the electron densities. The results lead to an oblateness of the F‐corona or to the assumption that the F‐corona is polarized. The reason may be a partial alignment of the interplanetary dust particles.

The intensity of the F‐corona and the excess of red to blue intensity was computed theoretically by the aid of the Fraunhofer‐Airy theory of the diffraction of light. These results were compared with the observations. We obtain 10−1 to 5 · 10−2 cm as an upper limit for the radii of the particles and no dependence of the distributions of the particles with increasing distance from the sun.
Spektrographische Untersuchungen des magnetischen Sterns α2CVn
Authors: Oetken Lore , Bartl Erich , Orwert Ruth
Published: July 2007

Hauptziel der vorliegenden Arbeit war ein Test für die Eignung des Cassegrain‐Spektrographen vom 2‐m‐Spiegelteleskop in Tautenburg zur Untersuchung magnetischer Sterne. Zu diesem Zweck wurden für den magnetischen Variablen α2CVn aus 26 Spektrogrammen mit einer reziproken linearen Dispersion von 10 Å/mm die Variationen von Radialgeschwindigkeit und magnetischer Feldstärke für einige Linien der Elemente Eu II, Cr II, Si II, Mg II bestimmt. Die Resultate stimmen gut überein mit denen, die Struve und Swings [2] bzw. Babcock [5] aus Spektrogrammen größerer Dispersion abgeleitet haben. Speziell wird die große Variation der Radialgeschwindigkeit für Eu II und Cr II bestätigt, so daß beim Modell des schiefen Rotators eine sehr starke Konzentration des Eu II an den Polen und des Cr II am Äquator angenommen werden muß.
Das dynamische Verhalten interstellarer Staubteilchen beim Wolkenstoß Teil I. Ohne Berücksichtigung von Masseänderungen
Authors: Zimmermann H.
Published: July 2007

Während des Stoßes interstellarer Wolken tritt eine teilweise Entmischung von Gas und Staub ein. Es ist zu erwarten, daß auch eine Separation von schweren und leichten Staubteilchen stattfindet. Um die Größe dieses dynamischen Effektes abschätzen zu können, wurde der Weg von Staubteilchen mit unterschiedlichen Werten des Produktes a ϱp (a Radius; ϱp Dichte der Staubteilchen) während der drei aufeinander folgenden Kühlphasen numerisch berechnet. Es wird gezeigt, daß die schweren Teilchen (a · ϱp 5 · 10−5 g/cm2) am Ende der Kompressions‐ und Expansionsphase sich in einer dünnen Schicht in den inneren Gebieten der neu gebildeten Wolke befinden, während die leichteren Teilchen (a · ϱp 1 · 10−5 g/cm2) mehr oder minder gleichmäßig in der Wolke verteilt sind. Wachstums‐ und Zerstörungsprozesse wurden in dieser Arbeit nicht berücksichtigt.
The Relation between redshift and luminosity‐distance for cosmological models containing both radiation and matter
Authors: Edwards Dilwyn
Published: July 2007

Es werden strenge Beziehungen zwischen Rotverschiebung, photometrischer Entfernung und Anzahl extragalaktischer Objekte in Friedmannschen Weltmodellen abgeleitet, die Materie und Strahlung ohne Wechselwirkung enthalten.
Spektrum und Anisotropiegrad der 3 °K‐Strahlung bei anisotroper kosmologischer Expansion
Authors: Dautcourt G.
Published: July 2007

Es werden zwei Sätze abgeleitet, die die Ausbreitung elektromagnetischer Strahlung in beliebigen Gravitationsfeldern unter dem Einfluß von elastischer Elektronenstreuung betreffen und für die thermische Entwicklung der 3 °K‐Mikrowellenstrahlung von Bedeutung sind: Wurde zu einer Zeit t = t1 in der Vergangenheit des Kosmos eine thermische Verteilung für die Photonen erreicht (wobei die Photonentemperatur noch orts‐ und richtungsabhängig sein kann), so bleibt diese Plancksche Verteilung in erster Näherung auch unter dem Einfluß von Elektronenstreuung erhalten, wenn die Anisotropie der tatsächlichen Verteilungsfunktion ständig klein bleibt. In der Rayleigh‐Jeans‐Region des Spektrums bleibt die Plancksche Verteilung im Spektrum bei beliebiger Anisotropie der Strahlung erhalten.

Infolge der thermalisierenden Wirkung der Elektronenstreuung in der ionisierten inter‐ und prägalaktischen Materie ist der beobachtete Anisotropiegrad der 3 °K‐Strahlung im allgemeinen kleiner als bei der stoßlosen Ausbreitung der Strahlung im gleichen anisotropen kosmologischen Modell zu erwarten wäre. Um diesen Effekt zu untersuchen, wurde die Strahlungstransportgleichung in einem anisotropen Modell vom Heckmann‐Schücking‐Typ (Bianchi‐Typ I) integriert. Die Rechnungen beginnen bei einer optisch dicken Phase (entsprechend einer Strahlungstemperatur von 5000 °K) vor der primordalen Plasmarekombination. Mit den Werten 2 · 10−3 der Quadrupol‐Anisotropie, wie sie von Partridge und Wilkinson gefunden wurden, lassen sich metrische Anisotropie‐Parameter zwischen a = 380 und 900 Jahren ableiten, sofern die Re‐Ionisierung der intergalaktischen Materie bei Rotverschiebungswerten zwischen z = 0 und z = 8 einsetzt.
Accretion‐Effekt bei exzentrischen galaktischen Sternbahnen
Authors: Kühn L.
Published: July 2007

Sterne, die sich auf elliptischen Bahnen um das galaktische Zentrum bewegen und dabei die Spiralarme durchqueren, sammeln Materie aus dem interstellaren Medium auf. Wenn die aufgenommene Materie nur in der äußeren Konvektionszone mit der ursprünglichen Sternmaterie durchmischt wird und die Sterne genügend alt sind, kann dadurch bei metallarmen Sternen auf Bahnen, die sich den Spiralarmen anschmiegen, der Ultraviolett‐Exzeß merklich vermindert werden. Für die Erklärung der beobachteten Beziehung zwischen Ultraviolett‐Exzeß und Bahnexzentrizität reicht Accretion aber nicht aus.
Light outburst of a compact galaxy
Authors: Lore  , Richter Nikolaus B.
Published: July 2007

Von 750 kompakten Galaxien in einem Feld nahe M3, von dem U,B,V‐Aufnahmen von 1963 bis 1969 vorliegen, zeigt ein Objekt im Zeitraum 1966/67 im B‐Bereich eine Aufhellung um 1 mag.
Lichtkurve und Dimensionsbestimmung des Bedeckungssystems W Delphini
Authors: Walter K.
Published: July 2007

Von diesem typischen Algolsystem wurden 1964 in Sizilien vollständige Lichtkurven in B und V erhalten. Im Unterschied zu Beobachtungen aus den Jahren um 1900 wurde ein stark asymmetrisches Hauptminimum gefunden. Es wird gezeigt, daß ein schon von Struve aus spektroskopischen Beobachtungen festgestellter Gasstrom die beobachteten photometrischen Besonderheiten erklären kann, wenn eine Aufhellung der von Teilchen des Gasstroms getroffenen hellen Komponente des Systems in Betracht gezogen wird. Aus den Lichtkurven werden die relativen Dimensionen der Komponenten abgeleitet. Dabei ergibt sich, daß die Unähnlichkeit der Gestalt der Komponenten den berechneten Wert des Radienverhältnisses erheblich beeinflußt.
Zur Deutung des Lichtwechsels von SV Cephei durch zirkumstellare Phänomene
Authors: Wenzel W. , Dorschner J. , Friedemann Chr.
Published: July 2007

Lichtelektrische UBV‐Beobachtungen des Veränderlichen SV Cephei zeigen quasiperiodische Minima wechselnder Tiefe und Gestalt, die nicht von Änderungen der Farbindizes begleitet sind. Zur Deutung des Lichtwechsels werden zirkumstellare Wolken aus meteoritischen Körpern von cm‐Größe vorgeschlagen, die das Sternlicht in statistischer Folge abschwächen. Die quantitative Diskussion zeigt, daß zur Erklärung der Beobachtungen einige 105 Wolken mit einer Gesamtmasse von weniger als 1% der Sternmasse benötigt werden.
Untersuchungen der inneren Struktur interstellarer Wolken. I. Photographisch‐photometrische Methode
Authors: Marx S.
Published: July 2007

For investigation of the inner structure of interstellar clouds with aid of the photographic photometry the dust density in the clouds must be higher than a minimum value depending on the diameter of the clouds and on the size of the structure elements to be recognized. There is also a highest value of the density for these observations depending on the extent of the clouds, on the spatial distribution of A‐type stars, and on the used observing instrument. The calculations were done for an instrument of about 24 inches aperture (Schmidt‐camera of the Jena Observatory).

The smallest clouds, which can be investigated with an instrument of this aperture and reasonable demands of the size of structure elements, must have a diameter of 15 pc. The mean dust density of this cloud has to be about 4 · 10−25 g cm−3. The density of bigger clouds can vary within a determined interval, e.g. 10−25 g cm−3 < gD < 10−24 g cm−3 for D = 50 pc. The considerations were done for clouds with constant density and with a density gradient depending on the distance to the centre of the cloud.
Untersuchungen zur inneren Struktur interstellarer Wolken. II. Ergebnisse für drei Wolken in Cassiopeia
Authors: Marx S.
Published: July 2007

In a region at α (1900) = 00h08m and δ (1900) = 60°.6 the dependence of the interstellar extinction on the distance was investigated with aid of photographic photometry in the UBV‐system. In a field of 1°.5×1°.5 the extinction was measured at one hundred points arranged in a square grid.

Three clouds of interstellar dust with distances of 800 pc, 1000 pc, and 1100 pc were found. The investigation of the inner structure of the clouds was possible because many points are lying in the area of each cloud. A result is the increase of the density from the edges of the clouds to the cloud centres. The density gradient is increasing with decreasing diameters of the clouds.

The central density seems to be in inverse proportion to the dimensions of the clouds. With the data of these three clouds and some observations of AMPEL and IWANISZEWSKA a connection between the masses and the diameters was found. This relation differs a little from the same connection found by SCHOENBERG.
Helligkeitsschätzungen von 12 quasistellaren Objekten auf photographischen Himmelsaufnahmen
Authors: Jackisch G.
Published: July 2007

Twelve QSO's have been investigated for variability on plates of the “Sonneberger Himmelsüberwachung”. Besides for 3 C 273 and Ton 616 no variability exceeding the mean error (±0.08 mag for m < 17.0) was found. TON 616 shows variability of 0,4 mag on time scales from hours (1964 Apr. 15) to one year.
The dust continuum in the orion nebula
Authors: Perinotto Wurm M. K.
Published: July 2007

Spectra of the Orion Nebula with a long slit (7' and 3' in the sky) and with exposures to the appearance of the visual continuum have been obtained for several positions in the field including, in particular, areas of low surface brightness. The variation of the ratio q = intensity of Balmer emission / intensity of continuous emission is studied. This ratio changes generally rather irregularly along the length of the slit and also from position to position. The spatial variation of q is generally small with the exception of the center of the nebula, where it is particularly high.

The variation of the ratio q can be seen with a much higher surface resolution than in the spectra, when comparing monochromatic photographs taken in H α + [NII] with those taken in the continuum between the stronger emission lines.

Within the larger part of the field of the nebula it is possible to distinguish between surface structures typical of the continuous emission and those typical of the hydrogen line emission. The persistence of this differentiation in many areas below the Balmer discontinuity as well as above Hα in the near infrared proves that for the subareas with the stronger continuum the continuous emission must be predominantly scattered light for the entire wavelength range from the ultraviolet to the near infrared. This criterion cannot be applied to areas where there exist no clear differences in the surface structure of the two types of emission. A determination of the Balmer and Paschen discontinuity may possibly lead to a decision.
Considerations on the Origin of the PLATT Particles
Authors: Codina S.
Published: July 2007

The possibility of the formation of polycyclic hydrocarbon molecules in the atmospheres of very cool stars and in the gases ejected by supernovae and Seyfert galaxies is analyzed. Donn has suggested that such molecules may be Platt particles. It is found out that these can only be originated in some of those sources if their original carbon abundance is very high in relation to the one usually attributed to our Galaxy.
Evidence for the circumstellar formation of dust
Authors: Schmidt K.‐H.
Published: July 2007

From an examination of the catalogue of early‐type stars by Neckel it follows that O stars generally have a mean circumstellar extinction AV = 0.89 ± 0.55 mag. On the basis of this result the consequences of the hypothesis are considered that all interstellar dust was formed in circumstellar regions in the process of star formation. If dust formation occurs in dense clouds with radii of about 0.1 pc in the neighbourhood of massive hot stars the observed relative abundances of Ca and Na in the interstellar gas can be explained.
The dynamical separation of dust particles during cloud collisions
Authors: Zimmermann H.
Published: July 2007

The dynamical behaviour of dust particles during cloud collisions is calculated. It is shown that particles with a reciprocal specific cross section ⪆ 5 ⋅ 10−5 g ⋅ cm−2 at the end of a collision and all subsequent processes are gathered in a thin sheet in the inner parts of the new‐built cloud. Particles with a smaller value of this quantity are distributed more or less uniformly among the gas of the cloud as before the collision.
Untersuchungen über die Struktur junger Sternhaufen und die Entwicklungsphasen ihrer Mitglieder. I. NGC 2264
Authors: Götz Woldemar
Published: July 2007

Unter bestimmten Bedingungen sind Sternhaufen geringen Alters wegen ihrer einigermaßen homogenen Zusammensetzung gut geeignet, junge, normale und ungewöhnliche Mitglieder und Sterngruppen miteinander zu vergleichen. Es wurde versucht, über die Mitglieder des Sternhaufens Aufschlüsse über dessen Aufbau zu erhalten und umgekehrt, aus der Struktur des Sternhaufens auf das Verhalten der Sterne zu schließen.

Mit Hilfe eines Strukturparameters, der sich nur aus astrometrischen Größen zusammensetzt, und der photometrischen Daten von Walker konnte nachgewiesen werden, daß der Aufbau des Sternhaufens eng mit der kontinuierlichen Entstehung und der Entwicklung seiner Mitglieder gekoppelt ist.

Es wurde eine Zeitskala abgeleitet, die Aussagen über das Alter bestimmter Gebiete und über Entwicklungsphasen der Sterne gestattet. Hinsichtlich des Verhaltens der T‐Tauri‐Sterne und anderer massearmer Objekte konnten neue Ergebnisse gewonnen werden. Der Einfluß zirkumstellarer Materie, der sich im Verhalten dieser Sterne bemerkbar macht, konnte über Beziehungen zur Hα‐Emission und zum UV‐Überschuß nachgewiesen werden.

Der Lichtwechsel der Sterne und seine Aktivität wird durch das Alter der Sterne und ihre Entwicklung gekennzeichnet.
The radio luminosity function and the luminosity diameter function of extragalactic radio sources
Authors: Richter G. M.
Published: July 2007

On the basis of a radio index‐surface brightness diagram recently published, the luminosity function and the luminosity diameter function are obtained. The uncertainties due to the incompleteness of the sample are of the same order as the statistical uncertainties. The luminosity function differs considerably from a simple power law and supports the distinction of two populations. The density of the weak population (P<1035 W Hz−1 ster−1 at 1400 MHz) follows nearly a power law in P and increases towards small diameters at least down to I kpc. The density of the strong population (the high luminosity and small diameter part of which is occupied by the quasars) has a maximum between 1025 and 1028 W Hz−1 ster−1 and around 100 kpc. A strong evolution effect is clearly present and is in a good agreement with the models obtained from the log N‐log S
counts.
On the variability of the “blue objects”
Authors: Richter Lore , Richter N. B. , Wenzel W.
Published: July 2007

Der hohe Prozentsatz von Variablen unter den Blauen Objekten, der in früheren Untersuchungen gefunden worden war, wird auf 170 Tautenburger Schmidt‐Platten in zwei Testfeldern bei M 31 überprüft. Der hohe Anteil konnte nicht bestätigt werden. Scheinbare Amplituden können durch die großen wahrscheinlichen Fehler bei der photographischen Photometrie (insbesondere an der Grenzhelligkeit der Platten) erklärt werden, sowie durch schlechte Eignung von besonders scharfen Schmidt‐Platten für eine photographische Integralphotometrie. Von 37 untersuchten Blauen Objekten erwiesen sich nur 2 (van den Bergh 5 und 12) als eindeutig variabel. Die endgültige Prüfung von Blauen Objekten, die der Veränderlichkeit verdächtigt werden, kann jedoch nur durch photoelektrische Photometrie geschehen.
Pekuliare A‐Sterne in offenen Sternhaufen. II. Resultate der Suche nach pekuliaren A‐Sternen im Gebiet des Haufens Tr 2 (Cr 29)
Authors: Zelwanowa E.
Published: July 2007

Ein Gebiet von 4°3 × 4°3 um den Sternhaufen Tr 2 wurde auf Objektivprismenplatten nach pekuliaren A‐Sternen abgesucht. 6 Objekte wurden gefunden. Ein Ap(Si)‐Stern (BD +55°664) liegt im Zentrum des Haufens. Sowohl die photometrischen Charakteristika als auch die Eigenbewegungen sprechen für eine sichere Mitgliedschaft. Daraus ergeben sich für den Stern folgende Angaben: Mv = −0m⋅2, (B — V)0 = −0.16 mag und (U — B)0 = −0.45 mag.
Helligkeitsschätzungen von 7 Markarian‐Galaxien auf photographischen Himmelsaufnahmen
Authors: Jackisch G.
Published: July 2007

7 Markarian‐Galaxien wurden auf Sonneberger Himmelsaufnahmen auf optische Variabilität untersucht. Die Variabilität der Galaxie Nr. 1 wurde entdeckt und die Signifikanz bestätigt. Die Amplitude des Lichtwechsels beträgt 0.3 mag. Bei den übrigen Galaxien wurden keine Helligkeitsänderungen gefunden, die größer als der mittlere Fehler von ±0.10 mag (für mpg < 16.5) sind.
Zur Erklärung der Polarisation der Strahlung von μ Cephei
Authors: Friedemann Ch R.
Published: July 2007

Die beobachtete zeitlich veränderliche Polarisation der Strahlung von μ Cephei wird unter der Annahme erklärt, daß sich in den äußeren Atmosphärenschichten des Veränderlichen Staubteilchen befinden, die durch ein magnetisches Dipolfeld ausgerichtet sind. Die räumliche Lage der Rotationsachse, der Winkel zwischen der Magnetachse und der Rotationsachse sowie die Rotationsperiode des Sternes wurden aus den Beobachtungen bestimmt. Die Rotationsperiode beträgt etwa 1650 d ± 100 d. Falls die Polarisation durch Graphitteilchen verursacht wird, ist unter den gemachten Voraussetzungen ein Polarisationsbetrag von ungefähr 1.5% zu erwarten. Entsprechend der chemischen Zusammensetzung der Sternatmosphäre ist jedoch die Kondensation von Siliziumkarbidteilchen wahrscheinlicher. Für diesen Fall ergibt sich ein Polarisationsbetrag von etwa 0.75%. Der interstellare Anteil an der Gesamtpolarisation von μ Cephei beträgt etwa ≈ 0.8% und der Positionswinkel ≈ 45°.
Search for Optical Identifications in the 5C2‐Radio Survey
Authors: Notni P. , Oleak H. , Richter G. M.
Published: July 2007

Auf Platten des 134/200 cm‐Schmidt‐Teleskops des Karl‐Schwarschild‐Observatoriums Tautenburg wurden Objekte bis etwa 20m.5 in der Nähe der Radiopositionen des 5C2‐Katalogs astrometrisch vermessen. Für jede Quelle wurden zwei Parameter abgeleitet: die Wahrscheinlichkeit für eine Zufallsidentifizierung, und die Wahrscheinlichkeit dafür, daß der beobachtete Abstand zwischen Radioposition und optischer Position nur durch Meßfehler bewirkt wird. Beide Größen erlauben es, die Anzahl der Identifizierungen in einem herausgegriffenen Teilkollektiv und deren Zuverlässigkeit anzugeben. Bis 20m.5 sind rund 15% aller Radioquellen einem optischen Objekt zugeordnet.
Blaue Objekte in der Umgebung von M 31 I. Entdeckungswahrscheinlichkeit neu aufgefundener Blauer Objekte
Authors: Richter Gerold A. , Meinunger Isolde
Published: July 2007

Diese Arbeit ist der erste Teil einer umfangreichen Untersuchung Blauer Objekte im 5C3‐Feld (Mitte etwa bei oh40m + 39°) zwecks Ermittlung ihrer Entdeckungswahrscheinlichkeit, des Anteils Quasistellarer Objekte an Blauen Objekten, ihrer Häufigkeitsverteilung in Abhängigkeit von der scheinbaren Helligkeit und anderen Parametern, ferner der Ermittlung einer Relation zu den punktförmigen Radioquellen des 5C3‐Kataloges [8].

Der vorliegende erste Teil befaßt sich mit zwei weiteren Absuchungen eines bereits von van den Bergh [2] bearbeiteten Teilfeldes von 2.5 Quadratgrad unter Verwendung von Platten des Schmidtspiegel‐Teleskopes des Karl‐Schwarzschild‐Observatoriums Tautenburg, um hinreichendes statistisches Material für die Berechung von Entdeckungswahrscheinlichkeiten zu erhalten. Bis zur äußersten Grenzgröße U = 20.1 wurden 205 Objekte mit 0.00 ≧ U — B ≧ ‐0.39 und 111 Objekte mit U — B ≦ ‐0.40 gefunden. Ferner wurde der Verlauf der kumulativen Sternzahlen mit der U‐Helligkeit abgeleitet (Abb. 1).
Über den Aufbau von 11 offenen Sternhaufen
Authors: Lohmann W.
Published: July 2007

Von NGC 659, 1027, 1245, 1502, 1528, 1907, 2420, 6830, 6866, 7062 und IC 1848 werden die Streifen‐ und Kreisbahnfunktionen sowie verschiedene charakteristische Parameter abgeleitet. Die Funktionen werden dazu benutzt „die relative Dichteverteilung in dem von diesen Haufen definierten, mittleren”︁ Haufen zu ermitteln. Für das zugeordnete verallgemeinerte SCHUSTERsche Modell ergibt sich der Exponent n = 3.04. Die Konzentration der Sterne zum Zentrum ist im mittleren Haufen etwas ausgeprägter als im Modell.
A Search for Extremely Red Stars on the Palomar Observatory Sky Survey
Authors: Dorschner J. , Friedemann Chr. , Gürtler J.
Published: July 2007

On the Palomar Observatory Sky Survey prints 22 fields measuring 5 square degrees each were searched for extremely red stars. A total of 37 objects having B — V ≧ 4 mag was found. Their distribution over galactic latitude resembles that of the Mira‐type variable stars.
Remark on the Mean Energy of the Fluctuating Magnetic Field in Mean‐field Magnetohydrodynamics
Authors: Bräuer H. , Krause F.
Published: July 2007

A relation between the mean square of the fluctuating magnetic field, B′, and the square of the mean magnetic field, B̄, is derived for the case of homogeneous isotropic turbulence. The second order correlations approximation is used under the assumption that the space and time scales L̄ and T̄ of the mean field are large compared with the scales L and T of the fluctuations. BOCHNER's theorem manifests itself as a guarantee for the ratio B̄′2|B̄2 to be non‐negative.
Kaustiken in der TREDERschen Gravitationstheorie und die kosmologische Singularität
Authors: Borzeszkowski H.‐H.
Published: July 2007

Es werden die Bedingungen betrachtet, unter denen die Lösungen der TREDERschen Tetradentheorie der Gravitation Kaustiken besitzen. Diese Kriterien und einige Eigenschaften der Kaustiken werden mit den entsprechenden Ergebnissen der EINSTEINschen allgemeinen Relativitätstheorie verglichen.
Das Korrespondenzprinzip in der Kosmologie I. Der isotrope Kosmos als NEWTONscher Grenzfall der relativistischen Gravitationstheorien
Authors: Treder H.‐J.
Published: July 2007

Entsprechend der HEISENBERGschen Fassung des Korrespondenzprizips muß jede allgemein‐relativistische Gravitationstheorie für einen isotropen Kosmos mit ROBERTSON‐WALKERschem Linienelement zu einer Darstellung führen, die der in der NEWTONschen Gravitationstheorie äquivalent ist. In der Tat kann die FRIEDMANN‐Gleichung aufgefaßt werden als der Ausdruck für die HAMILTON‐Funktion H eines abgeschlossenen NEWTONschen Systems von kosmischen Fundamentalpartikeln, wobei dieser Ausdruck im Ruhsystem des Schwerpunkts formuliert ist. Diese HAMILTON‐Funktion H hängt dann ausschließlich von den Relativkoordinaten und den Relativgeschwindigkeiten der Partikeln ab und kann ohne die Benutzung von absoluten Größen ausschließlich durch die MILNEschen Relativgrößen dargestellt werden. Die Aussage, daß diese HAMILTON‐Funktion zeitunabhängig ist: H = const, ist dann die FRIEDMANNsche Gleichung. – Diese NEWTONsche Herleitung der FRIEDMANNschen Gleichung ist allgemeiner als ihre relativistische Ableitung und auch als MILNEs Ableitung der FRIEDMANNschen Gleichung für eine ideale NEWTONsche Flüssigkeit. Denn in der allgemeinen NEWTONschen Form von H kann der Parameter der aktiven gravischen Masse f M eine beliebige Funktion der kosmischen Zeit t sein. Die Wahl der Funktionen f = f(t), M = M(t) charakterisiert die verschiedenen Modifikationen der relativistischen Kosmologie. – In der allgemeinen Relativitätstheorie folgen aus den EINSTEINschen Gleichungen und aus dem EINSTEINschen Äquivalenzprinzip sofort f M = const und M = const.
The final states of continuously expanding universes
Authors: Treder H.‐J.
Published: July 2007

Ein ständig expandierendes relativistisches Universum mit negativer Raumkrümmung k < 0 und λ = 0 oder mit positiver kosmologischer Konstante λ > 0 geht asymptotisch für t → ∞, R → ∞ in eine ebene Raum‐Zeit über. Für k < 0, λ = 0 ist diese Raum‐Zeit der MINKOWSKI‐Raum (in MILNEs Koordinaten) und für λ > 0 ein DE SITTER‐Kosmos.
Lichtwechsel und Extinktion des jungen Sterns RR Tauri
Authors: Rössiger S. , Wenzel W.
Published: July 2007

Photoelektrische UBV‐Messungen von RR Tauri zeigen drei Komponenten des Lichtwechsels: ständige geringe kurzzeitige Schwankungen (Amplitude≦ 0.2 mag, Dauer 101 Tage), langsame Änderungen der „Maximalhelligkeit”︁ (Amplitude 1 mag, Dauer 102…103 Tage) und unperiodische Minima (Amplitude 2 mag, Dauer 20 Tage). Die Hypothese, daß diese Minima durch Wolken zirkumstellarer Kondensationsprodukte≦ erzeugt werden, wird vorgebracht. Aus Photometrie und Spektraltypusbestimmung einer Anzahl Umgebungssterne wird gefolgert, daß im ”︁Maximallicht„ eine zirkumstellare Extinktion nicht nachweisbar ist, wenn als Spektraltypus B9V vorausgesetzt wird.
Das Korrespondenzprinzip in der Kosmologie. II. Klassische und relativistische Darstellungen der Weltmodelle
Authors: Treder H.‐J.
Published: July 2007

Auf Grund der in Teil I [H. J. TREDER, Astron. Nachr. 295, 1 (1974)] hergeleiteten Äquivalenz der FRIEDMANN‐Gleichung der relativistischen Kosmologie mit der Zeitunabhängigkeit H = o der HAMILTON‐Funktion eines abgeschlossenen isotropen Systems von N kosmischen „Fundamental‐Partikeln”︁ in der NEWTONschen Gravitationsdynamik werden den Weltmodellen der verschiedenen relativistischen Gravitationstheorien die mit ihnen korrespondierenden HAMILTON‐Funktionen aus der NEWTONschen Partikel‐Dynamik zugeordnet. Alle Modelle für isotrope Kosmen, die aus physikalisch interpretierbaren Gravitationstheorien herleitbar sind, führen auf eine FRIEDMANNsche Gleichung als kosmologische Formulierung der Zeitunabhängigkeit der Gesamtenergie H des korrespondierenden NEWTONschen N‐Teilchen‐Systems.

In der allgemeinen Relativitätstheorie ergeben die EINSTEINschen Gleichungen als Ausdruck des starken EINSTEINschen Äquivalenzprinzips neben der FRIEDMANN‐Gleichung auch die zeitliche Konstanz der Gravitationszahl f und der Masse M des Kosmos. In der speziell‐relativistischen Kosmologie ist fM = o, und der kinematische MILNE‐Kosmos gestattet eine allgemein‐relativistische, eine speziell‐relativistische und eine klassische Interpretation. – Werden hingegen außer dem kosmologischen Prinzip weitere Weltpostulate gefordert, wie das MACHsche Prinzip, das DIRACsche Postulat oder das „perfekte kosmologische Prinzip”︁, so ist allgemein nur noch das schwache EINSTEINsche Äquivalenzprinzip erfüllbar. Die Weltmodelle enthalten dann – bei Erfüllung des NEWTONschen Energiesatzes H = o – die zeitliche Veränderlichkeit d/dt(fM) ± o der schweren Masse und gestatten bei einer verschwindenden Gesamtenergie H = H = o (d. h. für verschwindende relativistische Raumkrümmung ϵ = o) auch die Erzeugung von Ruhmasse M > o, mit f ± o. Dies spiegelt sich in der NEWTONschen Darstellung der Weltmodelle der Skalar‐Tensor‐Theorie der Gravitation, der steady‐state‐Theorie und unserer Bezugstetradentheorie wider.

Die MACH‐EINSTEIN‐Doktrin über die vollständige Induktion der Trägheit durch die kosmische Gravitation verlangt die Ersetzung der NEWTONschen HAMILTON‐Funktion H durch ein RIEMANNsches Gravitationspotential U*(rAB, vAB). Die Zeitunabhängigkeit dieses RIEMANNschen Potentials d/dtU* = o ergibt dann die FRIEDMANNsche Gleichung für Universen, in denen das MACHsche Prinzip explicite realisiert ist. Zu der FRIEDMANN‐Gleichung tritt hier noch die EINSTEINsche Bedingung 3fM = c2r zwischen der Masse M und dem Radius r des MACH‐EINSTEINschen Universums, wobei die EINSTEIN‐Bedingung hier eine Bestimmungsgleichung für den instantanen Wert der Gravitationszahl f ist. – Die explizite Form der Bedingungen H = o bzw. h = o ist die Bewegungsgleichung für die kosmischen Fundamental‐Partikeln, die danach i. a. unter dem Einfluß von Attraktions‐ und Repulsiv‐Kräften erfolgt.
Zur Metallhäufigkeit in ω Centauri
Authors: Schmidt K.‐H. , Van Bergh S. Den
Published: July 2007

In der Frühphase der Entwicklung von Kugelhaufen werden möglicherweise durch den Strahlungsdruck der zuerst entstandenen Sterne Staubteilchen aus den Haufen herausgetrieben. Bei den absolut hellsten Kugelhaufen kann dieser Prozeß zu einer wesentlichen Verminderung des Metallgehalts der prästellaren Materie führen. Es wird vermutet, daß die in den Riesensternen von ω Centauri gefundene unterschiedliche Metallhäufigkeit auf diesen Prozeß zurückzuführen ist.
On the existence and the density of intergalactic dust
Authors: Schmidt K.‐H.
Published: July 2007

A relation between the redshift z of QSO's and their colour index (B–V)' corrected for line emission and galactic absorption is interpreted in terms of an intergalactic selective extinction. The observed amount of extinction corresponds to a density of intergalactic dust grains of about 10−34 to 10−33 g cm−3 at z = 0. The life‐time of these particles are estimated to be longer than the Hubble‐time at present. But at large z the life‐time of the grains considerably depends on the flux density of cosmic rays. Some implications of the existence of intergalactic dust are discussed.
On the UV‐excesses of cepheid variables
Authors: Nikolov N. S. , Ivanov G. R.
Published: July 2007

On the basis of the intrinsic (U – B)0 colours of the cepheid variables, found by the authors, the UV‐excesses in the maximum and minimum light δ(U – B)max and δ(U – B)min are defined. It is found out that the UV‐excesses in the maximum light δ(U – B)min increase with the period P (Fig. 2), but there is no correlation between δ(U – B)min and log P. A correlation between δ(U – B)max and the “amplitude defects” fB is also determined. These results in connection with some other considerations, as well as the possible causes of the UV‐excesses, are discussed.
Untersuchungen der magnetischen Ap‐Sterne 53 Cam und γ Equ
Authors: Scholz G.
Published: July 2007

Die Bestimmung der Radialgeschwindigkeit und der effektiven magnetischen Feldstärke der Ap‐Sterne 53 Cam und γ Equ hatte folgendes Ergebnis

53 Cam: Die Radialgeschwindigkeit zeigt eine Abhängigkeit von der Anregungs‐ bzw. Ionisationsenergie in der Art, daß Linien mit höherer Anregungsenergie offenbar größere Radialgeschwindigkeiten besitzen. Dieses Ergebnis ist nicht ohne eine wesentliche Modifizierung des Rotatormodells erklärbar. Das effektive Magnetfeld stimmt nur annähernd in Größe und Verlauf mit den Messungen BABCOCKS überein. Eine säkulare Änderung scheint angedeutet zu sein, sie kann jedoch nicht mit Sicherheit festgestellt werden. Die effektive Magnetfeldstärke, bestimmt aus der SiII‐Linie λ = 4130.884 Å, zeigt einen wesentlich geringeren Wert als aus den anderen Linien.

Für γ Equ ergab sich folgendes: Sowohl die Radialgeschwindigkeit als auch die effektive magnetische Feldstärke lassen sich am besten mit der von STEINITZ und PYPER angegebenen Periode von 1786 Tagen darstellen. Ein Unterschied der Radialgeschwindigkeit für verschiedene Linien konnte nicht gefunden werden. Eine Änderung der Äquivalentbreite war nicht nachzuweisen, obwohl kurzzeitige nicht periodische Änderungen der Radialgeschwindigkeit und des Magnetfeldes aufzutreten scheinen.
A Unified Approach to Mean Field Electrodynamics
Authors: Roberts P.H. , Soward A.M.
Published: July 2007

Mit Hilfe der Korrelationsapproximation zweiter Ordnung und einer neuen Technik (doppelte Fouriertransformation und ‐entwicklung) wird eine Reihe von neuen und alten Ergebnissen in der Theorie der Elektrodynamik gemittelter Felder und der Magnetohydrodynamik durch eine systematische und allgemeine Ableitung dargestellt. Sie werden in Formen gebracht, die die Rolle des Helicity‐Spektrums in Induktionsprozessen in neuem Licht erscheinen lassen. Die Situationen, in denen die Ergebnisse exakt gültig sind, werden angegeben. Neue Ausdrücke für die Bestimmung der mittleren elektromotorischen Kraft, die durch die Wirkung der LORENTZ‐Kräfte auf die Turbulenz hervorgerufen werden, werden mitgeteilt.
Neue Bestimmungen der Präzession nach dem Prinzip der Maximalmenge von Sternen ohne meßbare Eigenbewegung
Authors: THÜRING B.
Published: July 2007

Das Prinzip der Maximalmenge von Sternen ohne meßbare Eigenbewegung besteht in der Forderung, die Korrektionen der (NEWCOMBSCHEN) Präzessionsgrößen so zu bestimmen, daß die Anzahl der Sterne “ohne Eigenbewegung” (praktisch μ < 0”. 10) ein Maximum wird. Diese Sterne werden die “Träger” des rotationsfreien Koordinatensystems genannt. Die Methode vermeidet die Hypothese der Regellosigkeit der Pekuliarbewegungen. Das in der FORTRAN‐Sprache algorithmisierte und auf einer UNIVAC 1108 durchgeführte Verfahren basiert auf der Bildung des geometrischen Mittels einer gesetzmäßigen Folge von Sternanzahlen innerhalb konzentrischer Kreise um die Stelle μ = o mit wachsenden Radien in einem rechtwinkligen Koordinatensystem mit den Achsen μα cos δ und μδ. Zentraler Begriff ist die Nullpunktsdichte D in der Definitionsgleichung (13). Der Hauptteil des Algorithms ist in Abschnitt 5 dargestellt. Die Methode wird in den Abschnitten 6, 7 und 8 auf die Eigenbewegungen des Katalogs FK4, dann auf diejenigen des Katalogs N30 und schließlich auf einen dritten Katalog angewandt, welcher aus den auf das System des FK4 reduzierten Eigenbewegungen des Katalogs N30 besteht (N30 → FK4). Das Hauptresultat findet sich in Tabelle 4, Abschnitt 9. Sowohl hinsichtlich der Genauigkeit als auch der Anzahl der “Träger” des rotationsfreien Koordinatensystems kommt dem aus (N30 → FK4) erzielten Resultat der Vorrang zu: Lunisolar‐Präzessions‐Korrektion Δp1 = +0″.97 ± 0″.04 pro Jahrhundert; Korrektion der Bewegung des Äquinoktiums Δp2 = Δλ + Δc = +1″.10 ± 0″.04 pro Jahrhundert. Die neue Methode hat auch den Vorteil, daß weniger als die Hälfte der Sterne eines Katalogs das Resultat beeinflussen können (s. Tab. 6).
An Attempted Explanation for the Discrepancy between Internal and External Errors in Statistical Adjustments
Authors: Firneis Maria G. , Firneis Fred J.
Published: July 2007

Die Verwendung unterparametrisierter Modelle astrometrischer Ausgleichsansätze, bei Kenntnis der Notwendigkeit der Anwendung eines durch die Objektivgeometrie geforderten komplizierteren Ansatzes mit mehr Parametern als das gewählte Modell, führt bei Nichtberücksichtigung der Gültigkeit dieses erweiterten Ansatzes zu einer Unterschätzung der Varianzen von aus den Parametern abgeleiteten Größen. An zwei Beispielen wird gezeigt, wie die Voraussetzung der Gültigkeit eines komplizierteren Modells die Varianzen von Größen beeinflußt, die aus den Parametern des einfacheren Ausgleichsmodells abgeleitet sind.
Relativistic Spinor Linearization of the KEPLER Motion
Authors: Kustaanheimo P.E.
Published: July 2007

Eine relativistisch konforme Abbildung zwischen Spinorpaaren und relativistischen Motoren mit der Spur Null wird gegeben, und die entsprechende Transformation einer beliebigen Bewegungsgleichung für einen solchen Motor in Bewegungsgleichungen für zwei Spinoren abgeleitet. Im Fall der ungestörten KEPLER bewegung führen die Spinoren harmonische Schwingungen aus.
The Anomalous Splitting of the π‐component of a ZEEMAN Triplet in Sunspot Umbrae and Suggestions for its Interpretation
Authors: KÜNZEL H. , Staude J.
Published: July 2007

ZEEMAN‐Spektrogramme von 1200 Sonnenflecken aus dem Maximumjahr 1957 wurden ausgewertet, um die anomale Aufspaltung der π‐Komponente (d. h. deren relative Verschiebung in den Spektren I + V und I ‐ V) der Linie Fe I 6302.5 Å in Umbren zu untersuchen. In Umbren mit magnetischer Nordpolarität wurden dabei Aufspaltungen der π‐Komponente zu der Haupt‐σ‐Komponente entgegengesetzten Seite [(+)‐Effekte] mehr als zweimal häufiger gefunden als (‐)‐Effekte; für Umbren mit Südpolarität trifft das Gegenteil zu. Es folgt eine Diskussion von Störeinflüssen wie Blends, Streulicht und instrumenteller Polarisation sowie von Möglichkeiten einer theoretischen Interpretation. Am wahrscheinlichsten erscheint die Annahme eines Vorherrschens von linksgängigen Schrauben (Scherungen) des Magnetfeldvektors in den meisten Umbren. Als Ursache für einen solchen bevorzugten Drehsinn des Magnetfeldes wird zusätzlich zum alternierenden dipolartigen allgemeinen Magnetfeld der Sonne spekulativ ein mittleres konstantes Quadrupolmoment vorgeschlagen; die Annahme einer solchen Struktur wird jedoch auch durch andere Beobachtungen nahegelegt.
Search for Optical Identifications in the 5C1 Radio Survey
Authors: Notni P. , Fr Potsdam‐Babelsberg H.‐E. ÖHlich,
Published: July 2007

Für das Feld der 5CI‐Durchmusterung werden Identifizierungen der Radioquellen mit optischen Objekten angegeben. Die Identifizierungsraten betragen 44 bzw. 30% bis zur Grenzgröße von etwa 21m im Farbbereich R und B; sie verteilen sich etwa gleichmäßig auf Galaxien, blaue sternförmige Objekte und sonstige Objekte (meist vermutlich schwache Galaxien und weniger deutlich blaue Objekte). Für jede vorgeschlagene Identifizierung wird die statistische Zuverlässigkeit, für jedes Identifizierungskollektiv Zuverlässigkeit und Vollständigkeit angegeben.

Einige Ungenauigkeiten in der Anwendung eines in einer früheren Arbeit vorgeschlagenen statistischen Verfahrens wurden beseitigt, zwei weitere statistische Verfahren zur Auswertung des Materials erprobt.
Spectral Observations of Some Double Galaxies
Authors: Afanasjev V. , Karachentsev I. , Notni P.
Published: July 2007

Radialgeschwindigkeiten von sechs zu isolierten Paaren gehörigen Galaxien werden mitgeteilt. Für zwei Paare, die MARKARIAN‐Galaxien enthalten, wurden die Massen abgeschätzt.
The Jovian Great Red Spot — Its Three Months Oscillation
Authors: Renschen C.P.
Published: July 2007

Durch die Fourier‐Analyse der Bewegung des Großen Roten Flecks des Jupiter werden versteckte Periodizitäten in dieser Bewegung aufgedeckt. Diese Periodizitäten sind mögliche Anhaltspunkte für die Entscheidung zugunsten eines der verschiedenen vorgeschlagenen Modelle des GRF.
Zur Vorgeschichte des Astrophysikalischen Observatorium Potsdam (1865 bis 1874)
Authors: Herrmann D. B.
Published: July 2007

In der vorliegenden Publikation wird untersucht, welche Aktivitäten zu der für die Gründung des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam (AOP) entscheidenden “Denkschrift betreffend die Errichtung einer Sonnenwarte” (1871) von W. FOERSTER geführt haben. Der Text der Denkschrift wird erstmalig vollständig veröffentlicht. Sodann ist die Wirkungsgeschichte der Denkschrift bis zum Jahre 1874 dargestellt. Hervorgehoben wird die Rolle K. F. ZÖLLNERS bei der Heranbildung von H. C. VOGEL, dem späteren ersten Direktor des Observatoriums sowie der Einfluß ZÖLLNERS auf das Forschungsprogramm des Observatoriums. Kurze Erwähnung findet auch der Versuch, den Begründer der Spektralanalyse, G. R. KIRCHHOFF, als Direktor des Observatoriums zu berufen. Neben gedruckten Quellen werden hauptsächlich die Archivalien des Deutschen Zentralarchivs Merseburg und unlängst vom Autor in Archiven der UdSSR und DDR entdeckte Briefe benutzt.
Lichtelektrische Untersuchungen der vier Ap‐Sterne HD 9531, HD 10221, HD 27309 und HD 184905
Authors: Hildebrandt G.
Published: July 2007

Die aus lichtelektrischen Messungen folgenden Lichtkurven im UBV‐System für die vier Ap‐Sterne HD 9531, HD 10221, HD 27309 und HD 184905 aus dem Zeitraum 1968 bis 1971 werden mitgeteilt. Die Meßwerte konnten mit den Perioden od.6684, 3d.16, 2d.7098 und 1d.845031 dargestellt werden.
Zur Entwicklung von Galaxien unter Berücksichtigung von Stößen gasförmiger Wolken
Authors: Baier F. W.
Published: July 2007

Die von BROSCHE durchgeführten Untersuchungen zur Galaxienentwicklung werden mit einigen anderen Voraussetzungen wiederholt. Insbesondere wird angenommen, daß eine Protogalaxie aus Gaswolken mit Massen von jeweils 105 M⊙ besteht. Der Vergleich der Ergebnisse mit den Beobachtungen ist befriedigend. Die Interpretation der HUBBLE‐Sequenz als Drehimpulsfolge erscheint fraglich.
Der Mechanismus der dreimonatigen Oszillation des Großen Roten Flecks auf dem Jupiter
Authors: Renschen C. P.
Published: July 2007

Durch Kopplung von NAVIER‐STOKES‐Gleichung und Schwingungsgleichung eines nichtlinearen Oszillators wird versucht, die Oszillation des Großen Roten Flecks als ein hydrodynamisches Phänomen zu deuten. Die Unkenntnis einiger Parameter und Funktionen verhindert das Auffinden von Lösungen des Gleichungssystems.