bluuebunny/crossref_metadata_2025 huggingface dataset:
Die Asymmetrie in der Verteilung der Flecken über die Sonnenscheibe
Authors: Minnaert M.
Published: July 2007

1. Es wird eine anschauliche graphische Darstellung gegeben, aus welcher die Ursache der Ost‐West‐Asymmetrie in den Erscheinungen von Sonnenflecken unmittelbar hervortritt.

2. Die Verteilung der Fleckenerscheinungen nach heliographischer Länge wird angegeben.

3. Es wird die ganze Entwicklungskurve der Flecken in Betracht gezogen; daraus wird in Übereinstimmung mit den Beobachtungen abgeleitet, daß an der Westseite mehr Flecken verschwinden müssen als an der Ostseite.

4. Es wird hervorgehoben, daß die statistischen Aussagen über die Ost‐West‐Asymmetrie in zwei Gruppen geteilt werden müssen, solche über das Erscheinen und Verschwinden der Flecken, und solche über Anzahl und Areal der Flecken überhaupt. Die erste Gruppe der Aussagen ist aus der einfachen Theorie vollkommen erklärlich. Die zweite führt notwendig zu der Annahme, ein Sonnenfleck gegebener Größe sei besser sichtbar auf der östlichen als auf der westlichen Hälfte der Sonne.
Bemerkungen über die Hyaden
Authors: Hopmann J.
Published: July 2007

1. An Hand der neuen von Smart gegebenen Parallaxen von Hyaden‐Sternen ergibt sich als wahre kosmische Streuung in der Hauptreihe der absoluten Helligkeiten ± 0m.32 in Übereinstimmung mit einer früheren Untersuchung des Verfassers.

2. Die scheinbaren Helligkeiten der Hyaden‐Sternė sind durch interstellare Materie um 0m.31 ± 0m.07 m. F. geschwächt, eine Bestätigung der Annahme von H. Müller u. a., daß sich die Sonne selbst in einer solchen Wolke befindet, die sich für uns auf die Sternbilder Taurus und Ophiuchus projiziert.

3. Der Vergleich der restlichen Abweichungen gegen die Normalkurve einerseits mit der Anzahl der schwachen Sterne in der Umgebung von 16 Hyadensternen andererseits ergibt Anzeichen dafür, daß diese Dunkelwolke ähnlich örtlich verschieden dicht ist, wie man es in zahlreichen anderen Fällen gesichert ermittelt hat.
Zur Methodik der Vermessung räumlicher oder zeitlicher Störungsgebiete, mit besonderer Berücksichtigung der Sonnengranulation
Authors: Thüring B.
Published: July 2007

Der Inhalt der nachfolgenden Ausführungen ist ein rein methodischer. Er befaßt sich zunächst mit der durch den Fortschritt der Granulationsforschung dringend gewordenen Aufgabe der eindeutigen Definition dessen, was man als Durchmesser und Intensität dieser Gebilde zu bezeichnen hat. Es wird gezeigt, daß man, sofern man auf Eindeutigkeit dieser Begriffe Wert legt, nicht etwa mehrere gleichberechtigte Definitionsmöglichkeiten besitzt, Da aber der Sinn alles wissenschaftlichen Forschens Eindeutigkeit erfordert, so ergibt sich die einzige eindeutige Definition dieser Begriffe (die zugleich ihre logische Unabhängigkeit voneinander sichert) aus ihrem systematischen und ideellen Aufbau aus einem zugrunde gelegten ungestörten Normalzustand. Von hier aus gewinnt man die allgemeinen Begriffe der positiven und negativen Störungen I., II. und höherer Ordnung, welche sich zu einfachen, doppelten oder mehrfachen Störungen vereinigen können. Die diesbezüglichen Erörterungen sind von solcher Allgemeinheit, daß sie nicht nur auf die Gebilde der Sonnenoberfläche anwendbar sind, sondern ebenso auf alle räumlich oder zeitlich ausgedehnten Phänomene, in denen ähnliche Verhältnisse vorliegen (z. B. Szintillation der Sterne, Verlauf der meteorologischen Elemente u. a.). Die Ermittlung des ungestörten Normalzustandes aus einer vorgegebenen »Störungskurve« geschieht auf sehr einfache Weise über die Konstruktion einer ein‐ oder mehrgipfeligen Kurve, die mit dem Namen »Basiskurve« belegt wurde. Sie gestattet auch, die Störungen der verschiedenen Ordnungen voneinander zu trennen. Es wird ferner gezeigt, daß die bisher in der Praxis übliche Definition der Durchmesser und Intensitäten der Sonnenflecken ein Spezialfall der hier allgmein entwickelten Definition dieser Begriffe für die Gebilde der Sonnenoberfläche ist, so daß bei ihrer Anwendung allein ein Vergleich dieser Gebilde untereinander möglich ist. Ein von ten Bruggencate, Grotrian und v. d. Pahlen als Gegensatz zu den bisherigen Arbeiten des Verfassers empfundenes Resultat wird als nur scheinbarer Gegensatz erkannt. An charakteristischen konstruierten Beispielen wird schließlich das Verfahren eingehend erläutert, dessen sich jeder bedienen muß, der eindeutige und vergleichbare Messungen von Einzelgebilden der Sonnenorberfläche und ganz allgemein von räumlichen oder zeitlichen Störungsgebieten irgendwelcher Art durchführen will.
Spektralphotometrische Untersuchungen von δ Cephei‐Sternen
Authors: Günther A.
Published: July 2007

Für die vier δ Cephei‐Sterne δ Ceph, δ Gemi, RT Auri und T Vulp sind die effektiven Temperaturen spektralphotometrisch aus Beobachtungen des Wellenlängenbereichs 3800 Å bis 4800 Å bestimmt worden. Die Aufnahmen sind mit einem von Carl Zeiß für den Bergedorfer 60 cm‐Refraktor gebauten Einprismenspektrographen ausgeführt. Jeder Veränderliche wurde an mehrer Vergleichsterne angeschlossen und diese mit einer Anzahl von Sternen, die in den größeren Beobachtungsreihen zur Bestimmung der Temperatur enthalten sind, verglichen. Ein Vergleich der erhaltenen relativen Gradienten der Veränderlichen mit den von W. Becker in Potsdam abgeleiteten Werten zeigte eine befriedigende Übereinstimmung.

Zur Bestimmung der Temperatur wurde das von G. P. Kuiper aufgestellte System effektiver Temperaturen zugrunde gelegt. Die Umwandlung der Gradienten der hier beobachteten Sterne und der Gradienten aller Sterne der zum Vergleich herangezogenen Temperaturkataloge erfolgte auf dem Umweg über die von W. Becker bestimmten lichtelektrischen Farbenindizes, die G. P. Kuiper bei der Aufstellung seiner Temperaturskala mit benutzt hat. Die aus diesen Temperaturen der Veränderlichen berechneten Helligkeitsamplituden ergeben eine gute Übereinstimmung mit den licht‐elektrisch beobachteten Amplituden, während die aus den bisher veröffentlichten Farbtemperaturen berechneten Amplituden wesentlich größere Werte ergeben, als die beobachteten.
Le Courant de la Grande Ourse
Authors: Bartholeyns R.
Published: July 2007

Il parait opportun de procéder actuellement à une revision de l'ensemble des listes d'étoiles réputées membres des amas et des courants connus; M. Schlöss a exposé dans »Zeitschrift für Astrophysik« 11.117 (1936) une méthode bien adaptée à ce but et qui est appliquée ici à l'étude du courant de la Grande Ourse en utilisant les données figurant dans les catalogues généraux récents. On a dressé une liste des étoiles pour lesquelles les écarts sur la vitesse radiale, l'angle de position et le module de la vitesse, sont inférieurs aux valeurs fixées par M. Schlöss. Cette liste a servi de base à un calcul des coordonnées du convergent, de la vitesse moyenne du courant et des parallaxes de groupe; on a établi le diagramme de Hertzsprung‐Russell du groupe d'étoiles considéré; une estimation de la densité de l'amas confirme qu'il serait très ancien.
Kennzeichen für eine rein zufällige Folge der Werte in einer zeitlich geordneten Beobachtungsreihe
Authors: Von Schelling H.
Published: July 2007

Es wird die Frage untersucht, wie sich feststellen läßt, ob die Verteilung der Restfehler B–R einer längeren, chronologisch geordneten Reihe rein zufällig ist oder ob sie irgendwelche systematische Züge aufweist. Eine eindeutige Antwort gibt es nicht. Jedoch werden zwei einfache Verfahren vorgeschlagen, von dem das eine nur den Wechsel im Steigen und Fallen der Reihenwerte berücksichtigt, während das andere auch die Größe der Reihenwerte heranzieht. Beide Methoden erweisen sich an einem Beispiel als leistungsfähig.
Osservazioni micrometriche di comete eseguite al refrattore di 16 cm del R. Osservatorio Astronomico di Roma (Monte Mario)
Authors: Gialanella Da L.
Published: July 2007

Le osservazioni sono state fatte in campo oscuro con micrometro anulare a doppio bordo. Le posizioni delle stelle di confronto, tranne l'ultima, sono state ricavate da GFH facendo le medie dei valori dei cataloghi riportati. Quando possibile, sono state corrette per il moto proprio dato in EBL.
Photoelektrische Helligkeiten von 102 Sternen bis zur Größe 6m.7 (phot.) zwischen +75° Deklination und dem Nordpol
Authors: Hassenstein W.
Published: July 2007

Es wird berichtet über die am Potsdamer Astrophysikalischen Observatorium mittels eines neukonstruierten lichtelektrischen Photometers durchgeführte Bestimmung der photoelektrischen Helligkeiten von 102 Sternen nördlich von +75° Dekl (darunter alle Sterne heller als 6m.5 phot.). Die zunächst allein vorgesehene »Hauptreihe« wurde durch zwei »Kontrollreihen« ergänzt. Beobachtungs‐ sowie Reduktionsverfahren werden ausführlich beschrieben. Die Messungsergebnisse werden diskutiert. Für den m.F. der endgültigen photoelektrischen Helligkeiten ergibt sich der der Erwartung entsprechende Wert ± 0m.021. Die im Schlußabschnitt gegebene Vergleichung mit den Aktinometrien von J. A. Parkhurst und von K. Schwarzschild, ferner mit den photographischen Helligkeiten von A. de Sitter sowie mit dem Standardkatalog von F. H. Seares, F. E. Ross und M. C. Joyner erweist sich als sehr aufschlußreich und lehrt, daß die Potsdamer lichtelektrischen Größen hinsichtlich der Größenskala und der Abhängigkeit vom Spektrum sehr nahe im System des letztgenannten Kataloges liegen.
Die Verteilung der langperiodischen Veränderlichen
Authors: Ahnert P.
Published: July 2007

Durch die Himmelsüberwachung, die vor allem durch die Harvardsternwarte und seit über 10 Jahren mit besonders leistungsfähigen Objektiven (5‐zölligen Ernostaren f: 1.8) in Sonneberg durchgeführt wird, sind die helleren Mirasterne mit photographischen Maximalhelligkeiten bis etwa zur Größe 12m.0 nahezu vollständig erfaßt. Von allen Klassen von Veränderlichen haben ja die Mirasterne aus leicht ersichtlichen Gründen die größte Entdeckungswahrscheinlichkeit, so daß oberhalb der genannten Grenzgröße nur noch vereinzelte Nachzügler zu erwarten sind.

Die Beobachtungsgrundlagen sind demnach so vollständig, daß eine statistische Untersuchung der Verteilung der Mirasterne bereits endgültige Erkenntnisse liefern muß.

Die folgende Arbeit ist in drei Teile gegliedert: Im ersten Teil wird — völlig hypothesenfrei — die Verteilung der Mirasterne an der Sphäre untersucht. Als wichtigste Ergebnisse erscheinen eine ausgesprochene Tendenz der Mirasterne zu Nesterbildung, ferner eine starke Konzentration der langen Perioden in einer schmalen Zone am galaktischen Äquator und eine Häufung der schwächeren Sterne in den subgalaktischen Breiten, sowie ein deutlicher Gang der Anzahlen, der Periodenwerte und der Maximalhelligkeiten mit der galaktischen Länge. Untersuchungen über die Verteilung der Spektraltypen und der Kurvenformen mußten im ersten Teil außer Betracht bleiben, weil diese Elemente für den größten Teil des Materials noch nicht bekannt sind. Im zweiten Teil wird für die Me‐Sterne mit bekannter Lichtkurve eine sehr auffällige Beziehung zwischen Kurvenform und Maximalgröße dazu benutzt, um mit den aus verschiedenen Methoden gewonnenen absoluten Maximalgrößen individuelle Entfernungen für diese Mirasterne zu bestimmen und so ein Bild über die wahre Verteilung der helleren Me‐Sterne im Raum zu erhalten. Zusammen mit einer Betrachtung der Mirasternverteilung in der Richtung nach einigen Sternwolken in der Milchstraße, die reich an schwächeren Mirasternen (13m–16m) sind, zeigt diese Untersuchung, daß sich in der weiteren Umgebung der Sonne eine reale Anhäufung von Mirasternen in der Art eines lokalen Systems befindet, dessen Konzentration erheblich über dem Durchschnitt liegt. Im dritten Teil werden die Absorptionsverhältnisse innerhalb der engen galaktischen Zone untersucht. Während der Längenbereich von 90° über 180 bis 270° keine Absorption erkennen läßt, setzt eine solche beiderseits l=0° in einer Entfernung von etwa 900 parsec ein. Die subgalaktischen Zonen scheinen in allen Längen absorptionsfrei zu sein.
Sur la représentation équivalente de la sphère entière dans une circonférence
Authors: Cox J. F. , Jehle H.
Published: July 2007

Représentation méridienne équivalente de la sphère entière dans un canevas de Lambert dont l'échelle est modifiée; étude des déformations; comparaison avec celles du canevas de Hammer‐Aitoff.
Zur Wahl des Kassettenhalbmessers beim Schmidtschen Spiegelteleskop
Authors: Brunnckow K.
Published: July 2007

Aus den Forderungen, daß bei fester Belichtungszeit möglichst viele Sterne aufgenommen werden sollen und daß die Feldkorrektion den Betrag von einem Zehntel Größenklasse nicht übersteigen soll, werden für verschiedene Werte des Verhältnisses Spiegelhalbmesser zum Halbmesser der Korrektionsplatte günstigste Kassettenhalbmesser abgeleitet. Ferner wird gezeigt, daß das Öffnungsverhältnis in erster Näherung auf diese Kassettenhalbmesser keinen Einfluß ausübt.
Neue Bestimmungen des Absorptionskoeffizienten in der Sonnenatmosphäre
Authors: Raudenbusch H.
Published: July 2007

Unter Zugrundelegung der in Jena ermittelten Randverdunkelung der Sonne sowie der Muldersschen Zahl für den Rückstrahlungs‐Koeffizienten der umkehrenden Schicht wurde der Absorptionskoeffizient der Sonnenatmosphäre in Abhängigkeit von der Wellenlänge getrennt aus Randverdunkelung und Intensitätsverteilung im Kontinuum berechnet und gefunden, daß die Diskrepanz zwischen diesen beiden Werten dabei gegen die früheren Bestimmungen wesentlich verkleinert wird.
Über das Meteor 1914 März 29
Authors: Nielsen A. V.
Published: July 2007

Die Bahnbestimmung eines hellen Meteors von 1914 Mrz. 29 wird in Einzelheiten beschrieben. Der Endpunkt der Bahn lag 43.8 km über der Erde; die Länge der beobachteten Bahnstrecke betrug etwa 145 km und die Größenordnung der geozentrischen Geschwindigkeit 25 km/sec. Die von der Erde gestörte Lage des scheinbaren Radianten war α = 115°.0, δ = − 24°.3, und die Höhe des Radianten über dem Horizont des Endpunktes war nur 6°6. Unter drei verschiedenen Annahmen über die Größe der geozentrischen Geschwindigkeit sind die Bestimmungsgrößen der heliozentrischen Bewegung des Meteors abgeleitet worden.
Über die Bestimmung effektiver Wellenlängen
Authors: Matull H.
Published: July 2007

Bei der Bestimmung effektiver Wellenlängen mit einem Objektivgitter und visueller Ausmessung der Aufnahmen ist die Anbringung einer meist sehr beträchtlichen Bildstärkekorrektion störend. Die ersten, in Lick und Hamburg unternommenen Versuche, die λc mit Hilfe eines Registrierphotometers zu bestimmen, waren vielversprechend, da ein Bildstärkeeffekt bei dieser Art der Bestimmung nicht auftrat. Ermutigt durch diese Ergebnisse, wurde mit der Königsberger Apparatur ein ebensolcher Versuch unternommen Als Programmsterne wurden die 51 Sterne der Rosenberg‐Bergstrandschen Polsequenz genommen. Ein Verschwinden oder Kleinerwerden der Bildstärkekorrektion ist bei dem vorliegenden Material jedoch nicht zu bemerken.

Da die Aufnahme und Ausmessung einer Registrierkurve eine beträchtliche Zeit erfordern, wurde für die Ausmessung der Aufnahmen ein abgekürztes Verfahren eingeschlagen. Mit Hilfe eines Meßmikroskops und einer am Registrierschlitten des Photometers angebrachten Glasteilung wurden nur die für die Bestimmung der λc maßgebenden Stellen der Aufnahme ausgemessen Der Zeitgewinn gegen eine vollständige Registrierung und Ausmessung der Registrierkurve beträgt 80 bis 90 v. H.
Über Interferenzfilter und ihre astronomische Anwendung
Authors: Siedentopf H. , Wempe J.
Published: July 2007

Auf bau und Wirkungsweise der Interferenzfilter werden erläutert Die Prüfung zweier von der Firma C. Zeiss hergestellter Filter zur Aussonderung der Hα‐Linie zeigt, daß bei einer Halbwertsbreite von 17 Å eine maximale Durchlässigkeit von 30% erreicht worden ist. Der Einfluß der Neigung und der Temperatur auf die Lage des Durchlaßgebietes wird untersucht. Als Anwendung des Hα‐Filters wird der Aufbau eines Protuberanzenokulars beschrieben. Weitere Anwendungsmöglichkeiten der Interferenzfilter bieten sich bei der Beobachtung der Sonnenkorona, der ionosphärischen Leuchtvorgänge und der Gebiete interstellarer Linienemission.
Über die effektiven Temperaturen von Bedeckungsveränderlichen
Authors: Klauder H.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, daß die beobachteten Abweichungen der Leuchtkraft deformierter Sterne von der Masse‐Leuchtkraft‐Beziehung ungestörter Sterne durch zu hohe Werte für die effektive Temperatur vorgetäuscht werden können. Diese scheinbare Erhöhung ist auf eine Änderung des Spektraltyps infolge der Rotation und der Gezeitenkräfte zurückzuführen.
Die Achse des Zodiakallichts und die Konstanten seiner Symmetriefläche
Authors: Hoffmeister C.
Published: July 2007

Auf Grund zahlreicher eigener und fremder Beobachtungen untersucht der Verfasser zunächst die Störungen, welchen die Achse des Zodiakallichts unterliegt infolge der atmosphärischen Extinktion, der Dämmerung, des atmosphärischen Himmelslichts und der Milchstraße. Ein Teil der Störungen wird durch Korrektionen unschädlich gemacht. Wo dies nicht möglich ist, wird die Größenordnung der Störung ermittelt, so daß ihr Einfluß auf die Ergebnisse abgeschätzt werden kann. Die über alle Jahreszeiten ausgedehnte bestmögliche Darstellung der Lichtachse dient sodann zur Neubestimmung der Konstanten der Symmetriefläche, wie diese bereits in einer früheren Arbeit definiert worden ist. Die vordem vom Verfasser ermittelten, hauptsächlich auf den Beobachtungen von Jones beruhenden Werte der Konstanten werden grundsätzlich bestätigt und an einigen Stellen verbessert.

Ausführliche Inhaltsangabe befindet sich im letzten Abschnitt.
Maximalhelligkeit und Periode bei Mirasternen Von P. Ahnert, Sonneberg
Authors: Ahnert P.
Published: July 2007

Die vorliegende Arbeit schließt sich insofern an die frühere Untersuchung: Die Verteilung der langperiodischen Veränderlichen (Astron. Nachr. 269.241) an, als zu den dort nachgewiesenen Beziehungen zwischen Kurventyp und absoluter Größe sowie zwischen Periode und absoluter Maximalgröße (Perioden‐Helligkeitsbeziehung) jetzt für die einzelnen Sterne eine statistische Beziehung zwischen dem Zeitintervall zwischen wei aufeinanderfolgenden Maxima und der Helligkeit des folgenden Maximums gefunden wird, in dem Sinne, daß auf kürzere Intervalle höhere Helligkeiten folgen und umgekehrt auf längere Zwischenzeiten geringere Helligkeiten.
Der Mechanismus der Ungleichheiten im Lichtwechsel der Mirasterne
Authors: Ahnert P.
Published: July 2007

In der folgenden Arbeit wird die Anwendbarkeit der verschiedenen Elementensysteme — mit gleichbleibender Periode ohne Zusatzglied, mit quadratischem oder Sinusglied und instantane Elemente — auf den Lichtwechsel einer Reihe von Sternen untersucht, die zwischen 1905 und 1940 — im ersten Teil von Nijland, im zweiten von mir — beobachtet worden sind. Es läßt sich zeigen, daß instantane Elemente nicht nur formal die beste Darstellung geben, sondern daß sie auch dem wirklichen Verlauf des Lichtwechsels, dessen Verhalten im einzelnen dargestellt wird, am besten gerecht werden.
Objektive Zusatzeinrichtung zum Hartmann‐Mikrophotometer
Authors: Oehler H.
Published: July 2007

Es wird ein Mikrophotometer beschrieben, das bezüglich der Handhabung als einfach bezeichnet werden kann. Durch die Möglichkeit der Entnahme des Lampenstromes aus dem Netz entstehen sehr geringe Betriebskosten. Die Untersuchung ergibt, daß die mit dem Instrument zu erzielende Genauigkeit praktisch für alle photometrischen Aufgaben ausreicht.
Idee und Theorie einer lichtelektrischen Methode der Zeitbestimmung
Authors: Reeger E.
Published: July 2007

Es ist bekannt, daß die durch die Einführung der Quarzuhren erreichte Verbesserung der Zeithaltung eine entsprechende Verbesserung der Zeitbestimmung als dringend wünschenswert erscheinen läßt. Dies ist sicher nur möglich, wenn es gelingt, durch Einführung eines geeigneten lichtempfindlichen Registrierorgans die persönliche Gleichung völlig auszuschalten. Das U.S. Naval Observatory verwendet für die Zeitbestimmung mit offensichtlich gutem Erfolg die photographische Platte in Verbindung mit einem Zenit‐Teleskop. Vielleicht läßt sich eine weitere Verbesserung erzielen, wenn man in diesem Verfahren die Photoplatte durch eine Fadensystem im Verein mit einer lichtempfindlichen Zelle ersetzt. Die Empfehlung und genaue Erörterung eines solchen Verfahrens bildet den Zweck der vorliegenden Arbeit.

Die älteren Versuche zur Einführung der Photozelle in die Zeitbestimmung krankten vor allem daran, daß die winzigen Ströme der Photozellen sich nur mit beträchtlicher Verzögerung verstärken ließen. Heute kann aber durch die Entwicklung des Sekundärelektronen‐Vervielfachers das Problem der trägheitslosen Verstärkung schwacher Photoströme als gelöst betrachtet werden. So verbleiben als hauptsächliche Fehlerquellen — neben Aufstellungsfehlern des Instruments und Fehlern der verwendeten Sternörter — die Orts‐ und Helligkeitsänderungen der Sterne infolge Luftunruhe sowie (bei schwachen Sternen) die spontanen Schwankungen des Photostroms.

Die einzige Möglichkeit, diesen Schwankungserscheinungen entgegenzuwirken, besteht darin, daß man die Zahl der Antritte des Sterns möglichst vermehrt, war aber auch eine schwerwiegende Vermehrung der Reduktionsarbeit bedeutet. Es ist jedoch eine elektrische Anordnung denkbar, die es gestattet, die Mittelbildung aus den zahlreichen Sternantritten automatisch, ohne Berücksichtigung des Einzelwerts, zu vollziehen und nicht nur eine sehr wesentliche Herabsetzung der Reduktionsarbeit, sondern auch eine Verminderung der Schwankungserscheinungen zu erzielen.
Die Untersuchung der Raumgeschwindigkeiten des FK3
Authors: Gliese W.
Published: July 2007

Vor der Berechnung der Raumgeschwindigkeiten wird zur Untersuchung der Parallaxen die Sonnenbewegung aus linearen Tangentialbewegungen und Radialgeschwindigkeiten getrennt bestimmt und daraus eine Korrektion der absoluten Helligkeiten des Mt. Wilson‐Systems von −oM.8 bei den Bo—B5‐Sternen und von —oM.5 bei den K5—M‐Riesen hergeleitet. Für die Konstanten der galaktischen Rotation ergibt sich: B = −0.017 km/sec±0.005 km/sec pro parsec; A = +0.018 km/sec±0.006 km/sec pro parsec und l0=344°±9°. Einen verbürgten K‐Effekt zeigen nur die B‐Sterne: +4.8 km/sec bei Bo—B5 und +3.6 km/sec bei B8—B9. Da er bei allen anderen Sternen etwa o zu sein scheint, ist die Angabe eines allen Sternen gemeinsamen Effektes von +0.9 km/sec illusorisch. Auch kann nicht entschieden werden ob der K‐Effekt konstant ist oder linear mit der Sternentfernung wächst.

Die von Sonnenbewegung, galaktischer Rotation und K‐Effekt befreiten Raumbewegungen werden in dem festen rechtwinkligen galaktischen Achsensystem betrachtet. 21 bisher nicht bekannte Schnelläufer (V>63 km/sec) werden ausgeschlossen. Die Untersuchung der Sternströme führt zu einer wesentlichen Erweiterung des Ursa major‐ und des Taurusstromes, die aus mehreren Teilen zu bestehen scheinen. Hingegen muß eine solche Erweiterung der hauptsächlich aus B‐Sternen bestehenden Ströme (Perseus‐, Orion‐ und Scorpio‐Centaurus‐Strom) abgelehnt werden. Ein 61 Cygni‐ und ein α Lyrae‐Strom tritt nicht auf; auch der mit der Sonne laufende Strom von Stroobant scheint nicht zu existieren.

Die Geschwindigkeitsverteilung wird durch die Häufigkeitskurven in den drei Koordinatenebenen des Geschwindigkeitsfeldes dargestellt; die Wirkung der Ströme und die hervortretenden Vertexrichtungen werden diskutiert. Sowohl die Sonnenbewegung wie auch das Geschwindigkeitsfeld veranlassen zu einer Unterteilung in 6 Spektralgruppen: Oe5−B9, Ao‐dF2, dF5‐dK5, gFo—gG5, gKo—gK2, gK5—gM3, deren Häufigkeitskurven ebenfalls betrachtet werden. Während diese Unterteilung eine befriedigende Erfassung und Darstellung des Bewegungsfeldes und der Schwankungen in der Sonnenbewegung gibt, haben die Größe der Geschwindigkeit und die absolute Helligkeit keinen entscheidenden Einfluß auf die Sonnenbewegung. Die Asymmetrie tritt erst bei V>50 km/sec auf. Auch zeigt sich keine Abhängigkeit der Sonnenbewegung von der Sternentfernung, wenn auch diese relativ nahen Sterne eine etwas geringere Sonnengeschwindigkeit liefern: V=17.9 km/sec nach la=19°. o, ba= +21°.3 und bei Einschluß des Ursa major‐ und Taurus‐Stromes: V=17.1 km/sec, la=18°.4, ba=+22°.6.
Farbmessungen an Kleinen Planeten
Authors: Fischer H.
Published: July 2007

Durch relativen Anschluß an die Göttinger Rot‐ und Blauhelligkeiten der Praesepe wurden die Farbenindizes von 33 Kleinen Planeten erhalten. Es wird gezeigt, daß das Farbsystem mit seinen Schwerpunkten bei 423 mμ bzw. 640 mμ praktisch vollkommen mit dem Göttinger System übereinstimmt. Die Beziehung beider zum internationalen System wird abgeleitet.

Die erhaltenen Blauhelligkeiten ermöglichen eine Neubestimmung der mittleren Korrektion des Größensystems m >Kleine Planeten< auf das internationale photographische System.

Durch Vergleich mit den vorhandenen spektralphotometrischen Messungen an irdischen Gesteinen und an Meteoriten wird daß an den Kleinen Planeten festgestellten Farbwerte durch eine Mehrzahl der spektralphotometrisch gemessenen Körper verwirklicht werden, so daß einerseits zu diesen spektralphotometrischen Messungen kein Widerspruch mehr besteht, andererseits sich aber eine Entscheidung über das Vorkommen bestimmter Gesteinsarten auf den Planetenoberflächen als unmöglich erweist.

Der Farbenindex wird als neues Merkmal mit den Bahnelementen in Beziehung gesetzt, wobei sich eine Korrelation mit der halben großen Bahnachse ergibt.
Die Wirbelströmungen in der großen September‐Sonnenfleckengruppe des Jahres 1941, ihre Ursachen und Wirkungen
Authors: Brunner‐Hagger W.
Published: July 2007

Es wird an Hand eines Beispieles gezeigt, wie Wirbelströmungen innerhalb von Sonnenfleckengruppen mit Strömungen in Fackelherden zusammenhängen und wie diese Zirkulationen durch die ungleiche Sonnenrotation bedingt sind. Es wird weiter auf ältere Fleckenneubildungszentren hingewiesen, die mit der besprochenen Sonnenfleckengruppe in Beziehung standen.
Zur Frage der Kontrolle des Fundamentalsystems der Deklinationen
Authors: Schaub Werner
Published: July 2007

Es wird darauf hingewiesen, daß Polhöhenbeobachtungen nach der Methode von Horrebow‐Talkott ein geeignetes Mittel zur Überwachung des Fundamentalsystems der Deklinationen sind.
Untersuchung eines Katzenaugenphotometers nach Danjon
Authors: Kappert H.
Published: July 2007

Bei einem Danjonschen Katzenaugenphotometer wurde der Einfluß der Beugung untersucht. Durch Beobachtung bei verschiedenen Helligkeiten und Blendenöffnungen ergaben sich Fehler, die unterhalb der Meßgenauigkeit liegen, solange die Diagonale der Blendenöffnung größer als 1 cm bleibt und die beobachteten Sterne nicht heller als 2m sind. Die von der Beugung herrührenden Einflüsse können daher vernachlässigt werden.
Durchmesser≈ und Helligkeitsbestimmungen des ersten Schwaßmann≈Wachmannschen Kometen (1925 II) im Jahre 1941
Authors: Gliese W.
Published: July 2007

Aus mehreren im Juli, September, Oktober und November 1941 mit dem 40 cm‐Spiegel des Potsdamer Observatoriums gemachten Aufnahmen werden Durchmesser und Helligkeiten des ersten Schwaßmann‐Wachmannschen Kometen (1925 II) bestimmt und ihre Schwankungen in diesem Zeitraum aufgezeigt.
Genäherte Theorie des Planeten I Ceres
Authors: Rabe E.
Published: July 2007

Mit Hilfe der Tafeln von N. V. Komendantow für die genäherte Berechnung der allgemeinen Jupiter‐ und Saturnstörungen für die Kleinen Planeten der Minerva‐Gruppe (mittlere tägliche Bewegung zwischen 700″ und 800″) werden die Störungsglieder in den Hansenschen Koordinaten für den Planeten 1 Ceres berechnet. Unter Heranziehung von 10 Normalorten der Oppositionen 1926–41 wird eine Bahnverbesserung durchgeführt. Mit den abgeleiteten mittleren Elementen und den Störungen werden schließlich die Normalorte in Rektaszension bis auf 28, in Deklination bis auf 16 Bogensekunden dargestellt. Die gewonnenen mittleren Elemente sollen als Grundlage für eine später durchzuführende genaue Berechnung der allgemeinen Störungen nach der Methode von P. A. Hansen dienen.
Der Dichtegradient in Sternatmosphären
Authors: Lohmann W.
Published: July 2007

Es werden Intensitätsverteilungen in Sternspektren unter verschiedenen Annahmen über den Dichteverlauf in der Atmosphäre berechnet und angewandt auf den Göttinger mittleren Ao‐Stern.
Bearbeitung von Helligkeitsschätzungen des Veränderlichen η Aquilae
Authors: Gliese W.
Published: July 2007

Als Fortsetzung der von W. J. S. Lockyer und Fr. Becker durchgeführten Bearbeitung der Schätzungen des Veränderlichen η Aquilae von J. Plassmann werden 1093 Beobachtungen Plassmanns aus den Jahren 1925–40 in 4 Zeiträume unterteilt untersucht. Ferner werden 197 Schätzungen G. v. Stempells (1901–11), 102 Schätzungen von H. Jockisch (1916–20) und 577 Beobachtungen (in 3 Zeiträume unterteilt) des Verfassers (1929–41) bearbeitet, um auch sie einer Gesamtuntersuchung des Veränderlichen zugänglich zu machen. Maximal‐ und Minimalhelligkeit, Amplitude, die Zeitdifferenz M – m zwischen Maximum und Minimum und die Lichtkurve wurden in jedem der neun Fälle angegeben. Ferner wird Aussehen, Stärke und Lage der 2 Tage nach dem Maximum auftretenden Welle diskutiert. Ebenso dürfte etwa bei Phase 4d eine schwache Welle existieren. Über eine Änderung der Periodenlänge läßt sich auf Grund dieses geringen Materials nichts aussagen, doch scheint es, daß zumindest die von Fr. Becker gegebene Formel für das Maximum im Zeitraum nach 1925 korrigiert werden muß auf Max = 2414827.30 + 7d.176678 E.
Untesuchungen über das Problem der speziellen Störungen in den rechtwinkligen Koordinaten
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

Bei der Vornahme von Bahnverbesserungen im Anschluß an die Methode des Verfassers ist es erwünscht, kurze Näherungsformeln für die Jupiterstörungen in den rechtwinkligen Koordinaten zu besitzen, die auch für mäßig große Zwischenzeiten (120–160 Tage) noch genau genug sind. Es werden solche Störungsformeln abgeleitet, deren Restglieder von der vierten Ordnung in den Zwischenzeiten sind. Will man dies Verfahren auf die Berechnung von speziellen Störungen ausdehnen, so brauchen nur diese Restglieder integriert zu werden, während die abgespalteten Hauptglieder direkt berechnet werden können. Die Integrale der Restglieder wachsen zuerst sehr langsam an und bleiben, wie an einem Beispiel gezeigt wird, bei normalen Kleinen Planeten lange Zeit größenordnungsmäßig unter den Gesamtstörungen. Die Anwendung dieser Methode setzt allerdings voraus, daß man praktische und schnell konvergierende Entwicklungsformeln für die rechtwinkligen Koordinaten im Zweikörperproblem besitzt. Eine weitere angekündigte Arbeit soll sich mit dieser Frage befassen und nach ihrer Klärung die noch ausstehenden Schemata für die praktische Rechnung liefern.
Über eine Eigenschaft des zweiten Brennpunkts der Keplerschen Bahnellipse und ihre Verwendung in der Ephemeridenrechnung
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, daß die vom zweiten Brennpunkt der Keplerellipse aus gesehene Anomalie eines Planeten – hier als antifokale Anomalie bezeichnet – bei kleinen und mäßigen Exzentrizitäten genähert gleich der mittleren Anomalie ist. Diese Tatsache, die ihrem wesentlichen Inhalt nach schon von Ptolemäus in seiner Planetentheorie benutzt wurde, beruht darauf, daß in der trigonometrischen Entwicklung der antifokalen Anomalie nach den Funktionen der mittleren das Glied mit sin M von der dritten Ordnung in E ist, während es in den Entwicklungen der wahren (und auch der exzentrischen) Anomalie von der ersten Ordnung ist. Es wird versucht, diese Besonderheit zu neuen Auflösungsmethoden der Keplerschen Gleichung heranzuziehen, bzw. die Keplersche Gleichung durch direkten Übergang von der antifokalen zur wahren Anomalie ganz zu vermeiden oder nur als durchgreifende Rechnungskontrolle zu verwenden.
Über Kugelsternhaufen
Authors: Becker L.
Published: July 2007

In einem gewissen Moment mögen im Raume Sterne gleichmäßig verteilt sein, die sich mit allen möglichen Geschwindigkeiten und mit gleicher Wahrscheinlichkeit in allen Richtungen unter Wirkung gegenseitiger Anziehung bewegen. Durch numerische Rechnung wird unter Annahme irgend einer Geschwindigkeit gezeigt, daß im Laufe der Zeit die Sterndichte nach einem Mittelpunkt zunehmen muß.
Remarque sur une étude d'un photomètre à œil‐de‐chat
Authors: Dirks W. H.
Published: July 2007

Une nouvelle discussion, avec des éléments plus précis, des mesures effectuées par H. Kappert avec un photomètre à œil‐de‐chat de Danjon, montre une influence de l'éclat et de la différence de magnitude des étoiles comparées sur la constante photométrique de l'instrument.
Zusammensetzung und Eigenschaften einiger für astrophotographische Zwecke besonders geeigneter Feinkornentwickler
Authors: Hnatek A.
Published: July 2007

Die neuen Methoden der Feinkornentwicklung haben bisher in der Astrophotographie noch kaum Eingang gefunden. Auf Grund einer eingehenden sensitometrischen Prüfung von etwa 70 Feinkornentwicklern verschiedener Zusammensetzung konnten einige Entwickler ermittelt werden, mit denen nicht nur bei gleicher Belichtungsdauer ein »Gewinn an Größenklassen« erzielt werden kann, der sich auf rund 1/2m beläuft, sondern auch eine kleine Steigerung des Auflösungsvermögens erreichbar ist, so daß diese Entwickler auch für die Hervorrufung von Sternspektrogrammen empfohlen werden können.
Über die Bestimmung der räumlichen Sterndichte
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

Die Abschnitte 1 bis 3 geben Ergänzungen und Verbesserungen zu der in einer vorhergehenden, mit (A) bezeichnete Arbeit entwickelten Auflösungstheorie der Integralgleichung der Stellarstatistik. Im vierten Abschnitt folgt dann eine nähere Untersuchung des Sternsystems in der Richtung zum galaktischen Nordpol, welche die Ungültigkeit der von van Rhijn abgeleiteten allgemeinen Leuchtkraftfunktion in größeren Entfernungen wahrscheinlich macht.
Die Wellenlängenabhängigkeit der atmosphärischen Extinktion
Authors: Wempe J.
Published: July 2007

Als empirische Grundlage einer systematischen Untersuchung der Wellenlängenabhängigkeit der atmosphärischen Extinktion werden die Ergebnisse von 18 in Jena bei sehr verschiedenen Luftzuständen angestellten spektralphotometrischen Extinktionsbestimmungen mitgeteilt. Die spektralen Gradienten der monochromatischen Extinktionskoeffizienten zeigen eine starke Korrelation mit dem Betrag der visuellen Extinktion; auch die Ergebnisse von anderen Sternwarten fügen sich diesem statistischen Zusammenhang ein.

Zur genaueren Untersuchung der zeitlichen und örtlichen Unterschiede der Extinktion werden die Möglichkeiten diskutiert, die Extinktionsanteile verschiedenen Ursprungs voneinander zu trennen. Der durch Streuung an den Molekülen der permanenten Gase der Atmosphäre erzeugte Anteil läßt sich nach der RAYLEIGHschen Theorie berechnen; die selektive Absorption des Ozons in den CHAPPUIS‐Banden kann aus der Schichtdicke und den Absorptionskoeffizienten mit ausreichender Genauigkeit bestimmt werden. Der nach Abzug dieser beiden Anteile von der beobachteten Gesamtextinktion verbleibende Restbetrag ist als Dunstextinktion Gegenstand der weiteren Untersuchung.

Die aus den Jenaer Beobachtungen folgende Dunstextinktion läßt sich im sichtbaren Spektralbereich durch den interpolatorischen Ansatz β/λα mit einem von der Trübung unabhängigen Exponenten α = 1.5 darstellen. Eine gleichartige Bearbeitung des von anderen Orten vorliegenden Beobachtungsmaterials ergibt für den Wellenlängenexponenten der Dunstextinktion Werte, die durchweg zwischen 0.6 und 1.5 liegen und auf örtliche Unterschiede in der Zusammensetzung des Dunstes schließen lassen.

Die Parameterdarstellung der Dunstextinktion gewährt die Möglichkeit, aus dem bei irgend einer Wellenlänge beobachteten Extinktionsbetrag (z. B. aus der visuellen Extinktion) die monochromatischen Extinktionskoeffizienten im Spektralbereich 400 mμ <λ <700 mμ näherungsweise als Summe der verschiedenen Anteile zu berechnen.
Integralgleichungstheorie des Sternaufbaus IV. Über rotierende Polytropen
Authors: Bucerius H.
Published: July 2007

Das Figurenproblem gravitierender Massen, deren innerer Aufbau einer polytropen Druck‐Dichte‐Beziehung genügt, unter Einwirkung zeitlich konstanter, von einem Potential ableitbarer äußerer Kräfte wird als Randwertproblem der Potentialtheorie aufgefaßt, wobei der Rand, d. h. die Oberfläche der Gleichgewichtsfigur als Niveaufläche des Gesamtpotentials, noch von der gesuchten Potentialfunktion abhängig ist. Im 1. Abschnitt werden zunächst die klassischen Ergebnisse über inkompressible Flüssigkeiten in den allgemeinen Zusammenhang eingeordnet; anschließend wird die rotierende LAPLACEsche Polytrope behandelt. Im 3. Abschnitt wird der Grund gelegt für eine Behandlung des allgemeinen Problems der rotierenden Polytropen vom Integralgleichungs‐Standpunkt. Der Anhang bringt eine Anwendung der Methode auf die Frage nach rotationssymmetrischen Verzweigungen der MACLAURINschen Ellipsoide. Es ergeben sich unendlich viele Verzweigungsmöglichkeiten, die dem Ast der stark abgeplatteten Ellipsoide angehören, deren erste ausführlich untersucht wird und eine wulstförmige Gleichgewichtsfigur als Übergangsform zur Ringablösung darstellt.
Neue Formeln und Hilfstafeln zur Ephemeridenrechnung
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

In einer größeren Abhandlung, die an anderer Stelle erscheinen wird, habe ich eine neue Theorie und Methode der Ephemeridenrechnung entwickelt, deren Anwendung in vielen praktischen Fällen Vorteile bietet. Mit ihr gelingt es, von den Orts‐ und Geschwindigkeitskoordinaten eines Bahnpunktes, die ein System ortsgebundener Elemente („lokaler Elemente”︁) bilden, ohne Zurückgreifen auf die Kegelschnittselemente zu den Orts‐ und Geschwindigkeitskoordinaten jedes anderen Bahnpunktes überzugehen. Anstatt der KEPLERschen Gleichung wird eine andere transzendente Gleichung benutzt, die für alle Bahnformen gleich lautet und stets reelle Lösungen hat. Die nachfolgende Arbeit enthält neben einer kurzen Begründung der Methode die wichtigsten Formelzusammenstellungen und Vorschriften für den praktischen Rechner, ferner einige Hilfstafeln und Rechenbeispiele.
Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard=Spektralbereichen der Integralphotometrie NGC 663
Authors: Becker Wilhelm , Günther Siegfried
Published: July 2007

Es werden Helligkeiten von 137 Haufensternen und 194 Umgebungssternen in drei Standardbereichen (Tab. 1) bestimmt. Aus 47 Umgebungssternen vom A‐Typus wird der Entfernungseffekt im langwelligen Farbenindex (RG1–GG5) bestimmt (Tab. 3), der auf die Existenz von zwei hintereinander gelagerten interstellaren Materiewolken hinweist (Tab. 4) Der Entfernungsmodul des Sternhaufens beträgt m–M = 11m.85, entsprechend 2325 pc ohne Absorptions‐Korrektion. Die Verfärbung der physischen Haufensterne im langwelligen FI stimmt mit der der Umgebungssterne gleicher Entfernung überein. Im Spektralgebiet von 638 mμ bis 373 mμ folgt die interstellare Verfärbung mit großer Annäherung einem λ−1‐Gesetz (Tab. 5).

Das Farben‐Helligkeits‐Diagramm (FHD) für die internationalen FI weist zwischen 10m.0 und 13m.5 einen nahezu senkrechten Verlauf des Hauptastes auf. Im langwelligen FHD (RG1–GG5) (Abb. 4) dagegen verläuft der Hauptast beginnend mit den hellsten Haufensternen in der von Feldsternen her gewohnten Neigung. Im kurzwelligen FHD (UG2–GG5) (Abb. 6) aber ist die Gruppe der hellsten Haufensterne bis 12m.15 stark nach rot hin verschoben, was auf eine abnorm geringe UV‐Intensität dieser Sterne hindeutet. Die diesbezüglichen Daten stehen in Tab. 6.

Die Gruppe der hellsten Sterne ist durch ein Minimum in der Leuchtkraftfunktion von den normalen Haufensternen abgetrennt (Tab. 7).

Nach der Methode der Farbdifferenzen werden physische und nichtphysische Haufensterne voneinander geschieden. Es ergibt sich, daß der Sternhaufen bis zur Grenzgröße 13m.9 (GG5) aus 112 physischen und 25 nichtphysischen Mitgliedern besteht. Von den letzteren würden etwa 20 sehr wohl in das internationale FHD hineinpassen und auf dieser Basis nicht von den physischen Mitgliedern zu trennen sein.

Der Sternhaufen hat einen scheinbaren Durchmesser von 20′ und eine geometrische Entfernung von 968 pc. Damit ergibt sich sein linearer Durchmesser zu 5.6 pc.
Einlauferscheinungen bei Quarzuhren
Authors: Uhink W.
Published: July 2007

Die Einlauferscheinungen bei Quarzuhren können mit hoher Genauigkeit durch logarithmische Zeitfunktionen dargestellt werden. Ihre Ursache ist deshalb in Änderungen der Elastizitätsgrößen infolge der Dauerbeanspruchung des Quarzes zu suchen.
Erfahrungen mit einem tragbaren Meridiankreis
Authors: Schaub Werner
Published: July 2007

Es wird über einen Versuch berichtet, mit einem gebrochenen Passageninstrument, das mit einem feingeteilten Höhenkreis von 30 cm Durchmesser ausgerüstet ist, die Örter der Fundamentalsterne zu bestimmen. Die erreichte Genauigkeit ist praktisch dieselbe, welche mit einem großen Meridiankreis erreicht wird.
Über den Einfluß der Präzession auf die Störungen der Bahnlage‐Elemente
Authors: Rabe E.
Published: July 2007

Es werden Formeln zur Berechnung der Präzession für die Störungsbeträge der Bahnlage‐Elemente hergeleitet. Die hiernach zu berechnenden Präzessionsbeträge sind, wenn die Störungen selbst als Größen erster Ordnung betrachtet werden, Größen zweiter Ordnung. Sie müssen aber berücksichtigt werden, wenn die für ein bestimmtes Bezugsäquinoktium berechneten Störungen der Bahnlage exakt mit den auf ein anderes Äquinoktium bezogenen Ausgangselementen vereinigt werden sollen, um oskulierende Elemente für eine neue Epoche herzustellen. An einem numerischen Beispiel für den Planeten 433 Eros wird gezeigt, daß durch Vernachlässigung des Präzessionseinflusses auf die Störungen die Elemente ω und Ω in den Hundertstel Bogensekunden fehlerhaft werden können. In den berechneten Planetenörtern wirken sich diese Fehler jedoch nicht merklich aus, da die Effekte in ω und Ω nahezu entgegengesetzt gleich sind. Die Eros‐Arbeiten von G. STRACKE bedürfen daher außer der geringen Elementenkorrektion keiner Revision.
Biegung und Refraktionsstörung am Münchner Vertikalkreis
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

Die bei einer Beobachtungsreihe von Fundamentalsternen aufgetretenen extremen Δ δδ‐Fehler des Münchner Vertikalkreises erweisen sich als Biegungseffekt. Während der Beobachtungen wurde die Biegung laufend durch Reflexbeobachtungen kontrolliert und durch ihre Anbringung gelangte das System der im Süden kulminierenden Sterne in gute Übereinstimmung mit dem FK3; im Norden blieben systematische Differenzen von der Größenordnung 0″.3. Diese sind durch eine Refraktionsstörung verursacht, für die ein dem Instrument vorgelagertes Gebäude verantwortlich ist. Aus den Beobachtungen wurden absolut, d. h. ohne Benutzung vorgegebener Fixsterndeklinationen, der Jahresgang der Störung und einige Resultate über die mikroklimatischen Vorgänge in der Nähe des Gebäudes gewonnen. Der anschließende Katalog gibt die beobachteten absoluten Deklinationen von 268 Sternen des FK3; die noch unbekannten Polhöhenschwankungen der Beobachtungsepoche (1940–1946) sind nicht angebracht.
Potentialverlauf in der polytropen Gaskugel n = 3
Authors: Holl H. , Bucerius H.
Published: July 2007

Für den Potentialverlauf in einer polytropen Gaskugel vom Index n = 3 wird eine Näherungslösung in Gestalt eines achtgliedrigen FOURIERschen Polynoms auf Grund der Integralgleichung des Polytropen Sternaufbaus mitgeteilt.
Über verwandtschaftliche Beziehungen zwischen den verschiedenen Klassen der veränderlichen Sterne
Authors: Schneller H.
Published: July 2007

Es wird wahrscheinlich gemacht, daß sowohl die Veränderlichen des Riesenastes wie auch die des Zwergastes des RUSSELL‐Diagramms bezüglich der Ursachen des Lichtwechsels je eine einheitliche Gruppe bilden. Bei den Veränderlichen der Riesenreihe sind Pulsationen, bei den Veränderlichen der Zwergreihe zeitweilige Expansionen der Sternphotosphären die Ursache der Veränderlichkeit. Die Pulsationen bewirken einen kontinuierlichen, periodischen, die Expansionen einen diskontinuierlichen, unperiodischen Lichtwechsel Lichtwechsel. Eine Gruppe bilden die Sterne vom Typus R Coronae Borealis.
Untersuchungen über den Lichtwechsel von SS Geminorum, S Vulpeculae und Z Leonis
Authors: Ahnert P.
Published: July 2007

Der Lichtwechsel dieser drei Sterne, die nach Periode und Spektrum zwischen den δ Cephei‐Sternen und den Langperiodischen stehen, zeigt bemerkenswerte Eigenheiten. Zwar lassen sich bei ihnen alle bisher beobachteten Erscheinungen durch eine mittlere Periode darstellen, im einzelnen treten aber Abweichungen auf, die bei S Vulpeculae und Z Leonis die Einführung instantaner Elemente erfordern. Bei SS Geminorum und Z Leonis ändert sich sogar der Typus des Lichtwechsels, und bei Z Leonis treten besonders große Schwankungen der Amplitude auf.
Untersuchungen zum System 42 Comae
Authors: Haffner H.
Published: July 2007

Für das System 42 Comae, dessen Bahnneigung nahezu 90° beträgt, werden unter Verwendung aller bisherigen Beobachtungen neue Bahnelemente, teilweise nach neuen Methoden, berechnet. Die Abweichung der Bahnneigung von 90° beträgt 4.'6 ± 4.'0, woraus mit einer Wahrscheinlichkeit 0.80 bzw. 0.28 auf das Eintreten einer photometrischen Bedeckung in der Periastron‐ bzw. Apastronkonjunktion geschlossen wird. Die nächsten Konjunktionen finden im Oktober 1948 (Apastron, Sonnennähe) und im March 1963 (Periastron, Oppositionszeit) statt; ihre photometrische Beobachtung ist erwünscht.
Fünfdimensionale Kosmologie
Authors: Jordan P.
Published: July 2007

Die Arbeit enthält eine zusammenfassende Gesamtdarstellung der in verschiedenen Arbeiten des Verfassers und seiner Mitarbeiter ausgeführten Untersuchungen zur fünfdimensionalen (projektiven) Relativitätstheorie und ihrer Anwendung zur Präzisierung der vom Verfasser früher induktiv entwickelten Kosmologie und Sternentstehungs‐Theorie. Der erste Teil bringt eine (unabhängig von sonstigen Arbeiten lesbare) Erläuterung der projektiven Relativitätstheorie in derjenigen erweiterten Form, welche der Verfasser 1944 entwickelt hat; dabei wird die in der älteren Fassung der Theorie als eine Konstante angesehene Invariante J = Xμ Xμ als skal re Feldgröße behandelt. Obwohl in meinen ersten Untersuchungen diese Erweiterung der Theorie zu einer erheblichen Komplizierung des Formelapparates zu führen schien, gelingt jetzt eine sehr einfache Durchführung der mathematischen Theorie.

Der zweite Teil beschäftigt sich mit der physikalischen Deutung der so gewonnenen mathematischen Zusammenhänge, mit der Aufstellung der Feldgleichungen – die Variabilität der Größe J ermöglicht es, eine sinngemäße mathematische Präzisierung zu geben für die DIRACsche Idee einer in kosmologischen Zeitmaßen veränderlichen Gravitations‐ „Konstanten”︁ – und mit der Anwendung auf Kosmologie und Sternentstehung, gemäß den Ergebnissen von LUDWIG und MÜLLER, welche die systematische Ausführung meines aus dem „DIRACschen Prinzip”︁ entwickelten Modells des Kosmos und der Sternentstehung erbrachten. Abschließend werden die Beziehungen der dargestellten Theorie zu den Erfahrungstatsachen besprochen; meine Beurteilung einiger diesbezüglicher Punkte hat sich etwas verändert.
Betrachtungen zur astronomisch‐geodätischen Netzausgleichung unter besonderer Berücksichtigung der LAPLACEschen Gleichung
Authors: Wolf H.
Published: July 2007

Ausgehend von HELMERTs Berechnung astronomisch‐geodätischer Netze wird gezeigt, inwiefern die inwiefern die in der Regel gesondert behandelten Aufgaben der Netz‐ und Lotabweichungsausgleichung letztlich nur Sonderfälle eines allgemeineren Problemes sind. Die LAPLACEsche Gleichung erweist sich hierbei als das verbindende Glied zwischen beiden. Einige Eigenschaften der LAPLACEschen Widersprüche werden aufgezeigt. Als deren Folge wird schließlich eine Lösung mittels schrittweiser Annäherung mit dem Ziel, den HELMERTschen Vorgang auf umfangreichere Systeme auszudehnen, angegeben.