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Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard ‐ Spektralbereichen der Integralphotometrie M 37 (NGC 2099)
Authors: Becker Wilhelm
Published: July 2007

Es werden Standard‐Helligkeiten und Farbenindizes von 242 Sternen zwischen 11m.0 und 15m.5 im offenen Sternhaufen M 37 bestimmt. Die Spektralbereiche, die so gelegt sind, daß die Helligkeiten möglichst deutlich die Intensitätsverteilung in den Sternspektren wiedergeben können, stehen in Tab. 1, die auch Angaben über die mittleren Fehler enthält. Die bisherigen Daten für den Sternhaufen stehen in Tab. 2. Die interstellare Verfärbung von M 37 ist sehr gering; sie beträgt im langwelligen Farbenindex ‐0m.074 und im kurzwelligen Farbenindex +0m.087. Sein Entfernungsmodul ergibt sich aus 71 a9‐ bis f4‐Sternen zu 10m.96 und aus 17 G‐Riesen zu 11m.07, im Mittel zu 11m.02 (1600 pc). Nimmt man ein λ−1‐Gesetz für die interstellare Verfärbung an und schließt neutrale Absorption aus, so beträgt die Korrektion des Moduls wegen Absorption 0m.30 und die geometrische Entfernung 1390 pc. Bei einem scheinbaren Durchmesser von 24' ergibt das einen linearen Durchmesser von 10.0 pc.

Das langwellige Standard‐Farben‐Helligkeits‐Diagramm zeigt wie bei den anderen drei bisher untersuchten Sternhaufen einen linearen Hauptast. Die „natürliche”︁ Streuung der Farbenindizes beträgt ±0m.096. Das kurzwellige FHD zeigt diesen geneigten Ast nur für Sterne schwächer als 13m.5. Die helleren Haufensterne sind dagegen beträchtlich nach roten Farben hin verschoben und deuten somit eine abnorm kräftige Depression der kurzwelligen Energiekurve an (BALMER‐Kontinuum). Sie ist bei diesen A‐Sternen fast größer als bei den normalen G‐Riesen von M 37. Die zugehörigen Daten stehen in Tab. 4. Sie zeigen, daß die Leuchtkräfte der abnormen Sterne größer sind als die von normalen Sternen gleichen Typs. In der Leuchtkraftfunktion der Hauptreihe sind die abnormen Haufensterne durch ein Minimum bei 13m.5 von den normalen Haufensternen schwächerer Helligkeit abgetrennt. Außer diesem Minimum treten noch solche bei 11m.6 und 12m.6 auf (Tab. 5).

Die Unterscheidung von physischen und nichtphysischen Haufenmitgliedern nach der Methode der Intensitäts‐verteilung zeigt, daß der letzteren Gruppe 20 von den gemessenen Haufensternen zugerechnet werden müssen.

Die gelben Riesen und Zwerge von M 37 weisen eine sehr verschiedene Depression der kurzwelligen Energie‐kurve auf (Tab. 6), was insbesondere im Hinblick auf die Methode der Farbdifferenzen zur Trennung von späten Riesen und Zwergen von Bedeutung ist.

Tab. 7 am Schluß gibt die Standard‐Helligkeiten und Farbenindizes von 242 Haufensternen. Tab. 8 gibt für 24 Haufensterne die Spektraltypen nach ZUG.
Lichtkurven und physikalische Bestimmungsgrößen von Kometen. II Phasenkurve, Albedowerte und lineare Durchmesser von Kometenkernen
Authors: Richter N.
Published: July 2007

Nach einer strengen und kritischen Auswahl der Beobachtungen (es wurden nur Helligkeitsbeobachtungen von Kometenkernen benutzt, die an größeren Instrumenten mit stärkerer Vergrößerung erhalten wurden) und unter Beschränkung auf Helligkeitsmessungen, die sich auf Entfernungen von r > 1 a. E., (r = Entfernung Sonne – Komet) beziehen, wird von 14 Kometen eine mittlere empirische Phasenkurve bestimmt, die sich nur auf das von den Meteoritenteilchen des Kernes reflektierte Sonnenlicht bezieht und frei vom Einfluß des Eigenlichtes leuchtender Gase ist. Der Vergleich mit der theoretischen Phasenkurve von LAMBERT und den beobachteten Kurven des Mondes, der Planeten Merkur, Venus und Mars und der Saturnringe ergibt, daß die Kometenkurve grundsätzlich anders verläuft als die Mehr‐zahl der anderen Phasenkurven. Nur das Phasengesetz der Saturnringe ähnelt ihr bei kleineren Phasenwinkeln.

Mit Hilfe des neugewonnenen Phasengesetzes gelingt es, unter plausiblen Annahmen über die scheinbaren maximalen geometrischen Durchmesser der Kometenkerne Albedowerte für diese zu berechnen und lineare Durchmesser in km anzugeben. Eine Tabelle darüber umfaßt 17 Objekte. Die Albedowerte finden sich im Mittel um über eine Zehnerpotenz kleiner als die hypothetischen Werte, mit denen man bisher bei Massenabschätzungen von Kometen rechnete.

Die linearen Durchmesser der Kerne ergeben sich bei kleinen und mittleren Kometen zu 40 bis 700 km, bei großen Kometen zu 900 bis 3000 km.

2 Gruppen von Kometen mit extrem großer (0.2 bis 0.5) Albedo und extrem kleiner (0.0002 bis 0.0005) Albedo lassen eine physikalische Beziehung zu entsprechenden verschiedenen individuellen Phasengesetzen vermuten, obwohl sich ein Teil der Differenzen zwanglos dadurch erklären läßt, daß die betreffenden Albedowerte nicht mit der individuellen, sondern mit der mittleren Phasenkurve gerechnet wurden.
Über Bahnverbesserung visueller Doppelsterne durch Variation des Radiusvektors und seiner Geschwindigkeit
Authors: Rabe W.
Published: July 2007

Die Behandlung der Bahnverbesserung als Variationsproblem besitzt, wie im 1. Teil gezeigt wird, gegenüber der üblichen Methode der Ausgleichung erhebliche Vorteile. Die Zahl der Unbekannten sinkt auf 4 herab, die durch die beiden Hauptvariationen des Radiusvektors und seiner Geschwindigkeit und die beiden Hilfsvariationen der Flächenkonstante und Anziehungskonstante ermittelt werden könne. Im 2. Teil wird das vollständige Formelschema der Methode übersichtlich zusammengestellt. Der 3. Teil bringt als Beispiel die Bahnverbesserung des Systems ∑ 2576, dessen Beobachtungen von der Ausgangsbahn bis zu 180° abweichen.
Zum Lichtwechsel der langperiodischen Veränderlichen mit besonderer Berücksichtigung ihres Bewegungszustandes im Raum
Authors: Miczaika G.R.
Published: July 2007

Es werden einige Überlegungen zur Pulsationstheorie der langperiodischen Veränderlichen mitgeteilt, und es wird dabei darauf hingewiesen, daß die Abhängigkeit der relativen Verschiebung der Emissions‐ gegen die Absorptionslinien von der Lichtwechselperiode für die schnell‐ und normalbewegten Sterne verschieden ist. Zur Deutung wird eine Hypothese von GAMOW über die Entwicklung von Haupt‐ und Nebenreihensternen herangezogen. Schnellbewegte Sterne haben vermutlich chemisch andere Zusammensetzung als normalbewegte.
Ein Beitrag zur bolometrischen Korrektion
Authors: Lohmann W.
Published: July 2007

Aus radiometrischen Beobachtungen von EMBERSON werden bolometrische Korrektionen abgeleitet.
Photometrische Beobachtungen der Gesamthelligkeit des Mondes während der totalen Verfinsterung vom 8. Dezember 1946
Authors: Richter N.
Published: July 2007

Die Gesamthelligkeit des Mondes wird im Verlauf der totalen Verfinsterung vom 8. Dezember 1946 mit einem Silberkugelphotometer fortlaufend bestimmt. Bei einer Amplitude des Lichtabfalles von 11m.7 entspricht der total verfinsterte Mond einem Stern von der Helligkeit –om.85. Es werden einige Erfahrungen für die Beobachtungspraxis mitgeteilt.
Vorläufige Ergebnisse der Bestimmung parallaktischer Eigenbewegungen am Großbogenmesser in Babelsberg
Authors: Courvoisier L.
Published: July 2007

Ausführliche Beschreibung des neuartigen Instruments, seiner Aufstellung und Handhabung. Aufsuchung aller BD‐Sterne bis zur Größe 8m.9 in einer 1°.2 breiten Großkreiszone, deren Pol der als „Sonnenapex‐Stern”︁ ausgewählte Stern o Herculis ist. Von 1933 bis Ende 1939 wiederholte mikrometrische Vermessung der rund 90°‐Abstände zwischen den ungefähr 500 beobachtbaren Zonensternen und dem Apexstern, und daraus Ableitung der vom Koordinatensystem unabhängigen parallaktischen Eigenbewegungen der Zonensterne bzw. von absoluten Gruppenparallaxen. Wegen des Krieges mußten die Beobachtungen, ganz entgegen dem Programm, viel zu früh abgebrochen werden, so daß die. Ergebnisse unvollständig und durchaus nur als vorläufige zu betrachten sind, aber zunächst mindestens als Beweis für die Leistungsfähigkeit des Instruments gelten können. Eine Fortsetzung der Beobachtungen an dem unversehrt gebliebenen Instrument durch einen jüngeren Astronomen wäre sehr zu wünschen.
Der Dämmerungsbogen des Planeten Venus
Authors: Rabe W.
Published: July 2007

Eine kritische Untersuchung aller bisherigen visuellen Messungen der Hörnerverlängerung in der Umgebung der unteren Konjunktion, denen eigene Messungen aus den Jahren 1937 und 1940 beigefügt werden, beweist die Unmöglichkeit, aus Beobachtungen dieser Art die Refraktionskonstante der Venusatmosphäre zu bestimmen. Die erlangten Werten zeigen eine deutliche Abhängigkeit von der Objektivöffnung der benutzten Instrumente und dem jeweiligen Luftzustand.
Über die Albedo der Planeten und die photometrische Bestimmung von Planetoidendurchmessern
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

Die sphärische Albedo A = p · q nach der Definition von BOND und RUSSELL kann ohne Kenntnis des Reflexionsgesetzes an den Planetenoberflächen bestimmt werden, wenn der volle Verlauf der Phasenhelligkeitskurve des Planeten bekannt ist. Für äußere Planeten ist dies nicht der Fall. Es werden verschiedene Wege gezeigt, um durch Ableitung empirischer Beziehungen zwischen q und dem Phasenkoeffizienten γ zum Ziele zu kommen. Dabei gelingt es, eine von RUSSELL angegebene Formel dieser Art zu bestätigen und für sie eine theoretische Rechtfertigung zu geben. Für die Kleinen Planeten ist, mit Ausnahme der ersten vier, die Bestimmung der Albedo auch auf diesem Wege nicht möglich, da die Durchmesser, von denen p abhängt, unbekannt sind. L. BELL hat 1917 eine Korrelation zwischen p und γ gefunden und darauf eine Methode zur Abschätzung der Planetoidendurchmesser gegründet. Durch Hinzunahme der inzwischen durch die Arbeiten von STEBBINS (1926–27) bekannt gewordenen Phasenkoeffizienten der vier großen Jupitermonde ließ sich die statistische Grundlage dieser Korrelation bedeutend verbessern. Es ergab sich eine hinreichend stramme Beziehung zwischen der geometrischen Albedo p und dem Phasenkoeffizienten γ, die von der BELL‐schen Regression nicht unbedeutend abweicht. Sie wird zur Ableitung von 21 Planetoidendurchmessern benutzt, einschließlich der vier bekannten, die als Kontrolle dienen.
Vektorielle Ableitung der Zentralbewegung
Authors: Rubbert Friedrich Karl
Published: July 2007

Die vektorielle Ableitung der Zentralbewegung wurde bereits von MARCOLONGO im ersten Band seiner „Theoretischen Mechanik”︁ behandelt. In den neueren Lehrbüchern der Mechanik – selbst bei LEVI‐CIVITA und AMALDI – wird man sie vergeblich suchen; nur von den beiden Vektorbüchern von RUNGE und DÖRRIE und von der bekannten Formelsammlung von MADELUNG ist sie übernommen worden. Der Grund hierfür ist einfach der, daß die GIBBSsche Vektorrechnung sich für dieses ebene Problem wenig eignet. Das wird aber sofort anders, wenn man zur „ebenen Vektorrechnung”︁, d. h. zum Rechnen mit komplexen Zahlen übergeht; auf diese Weise gelingt es, die Zentralbewegung in unerreicht einfacher und physikalisch durchsichtiger Weise darzustellen. Dabei ergeben sich außer den bekannten Formeln und Sätzen auch neue.
Genäherte Theorie für 3 Juno
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

Unter Benutzung von 289 Beobachtungen aus den Jahren 1930‐1941 werden neun Normalorte der Juno gebildet. Die Berechnung genäherter Störungskoeffizienten erfolgt mit Hilfe der KOMENDANTOWschen Tafeln für die Minervagruppe. Die Darstellung der Normalorte durch eine Bahnverbesserung gelingt erst, wenn an den größten der Störungskoeffizienten eine Korrektion angebracht wird, die aus dem Vergleich der vorliegenden mit einer alten Theorie der Juno folgt. Eine spätere Beobachtung aus dem Jahr 1946 wird ebenfalls dargestellt.
Über die EULERsche Gleichung und verwandte Beziehungen in der Theorie der Parabelbewegung
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

In einer neuen Theorie der Ephemeridenrechnung habe ich kürzlich gezeigt, daß alle geometrischen, von der Lage des Koordinatensystems unabhängigen Größen und Beziehungen einer ungestörten Bahnbewegung sich mit Hilfe von drei unabhängigen „lokalen Invarianten”︁ ausdrücken lassen. Eine solche geometrische Beziehung stellt auch die EULERsche Gleichung dar, die in der Theorie der Parabelbahnen auftritt und bei der Bestimmung von Kometenbahnen eine wichtige Rolle spielt. Es wird nachstehend gezeigt, wie sich diese Gleichung aus den neuen Formeln der Ephemeridenrechnung leicht herleiten läßt. Der Weg, auf dem sie gewonnen wird, führt gleichzeitig auf einige neue geometrische Beziehungen zwischen zwei Örtern der Parabelbahn bzw. den dazugehörigen Geschwindigkeiten.
Bemerkungen zur hydrodynamischen Behandlung von Sternsystemen
Authors: Miczaika G.R.
Published: July 2007

Es wird der Begriff der „mittleren freien Weglänge”︁ in einem Sternsystem betrachtet und die Anwendbarkeit der hydrodynamischen Gleichungen sowie das Auftreten von Turbulenz diskutiert.
Photometrische Untersuchungen am System U Cephei
Authors: Walter Kurt
Published: July 2007

Von dem aus einem A‐Stern und einem Unterriesen von spätem Spektraltypus zusammengesetzten Bedeckungsveränderlichen wurden in den Jahren 1934 bis 1936 in Königsberg an einem langbrennweitigen Instrument 324 Aufnahmen im Blau und 386 Aufnahmen im Rot erhalten, lichtelektrisch ausgemessen und die Normalkurve außerhalb der Bedeckungen, im Nebenminimum und in den tiefsten Teilen des Hauptminimums bestimmt. Die Beobachtungen im Rot zeigen das Nebenminimum sehr deutlich in der Mitte zwischen aufeinanderfolgenden Hauptminima. Die Elliptizitätskonstante ergibt sich im Rot etwas größer als im Blau, bleibt jedoch in beiden Farben gegen die theoretischen Werte merklich zurück. Andere bemerkenswerte Eigenschaften der Normalkurve sind ihre eigentümliche Form außerhalb der Bedeckungen und die Veränderlichkeit der Helligkeit während der totalen Phase. Im Ultraviolett scheint der Veränderliche ungewöhnlich hell zu sein.
Das System TX Cancri
Authors: Haffner H.
Published: July 2007

Für das physischer Gruppenmitglied der Praesepe TX Cnc, einen Veränderlichen vom Typ W Ursae Majoris, sind Parallaxe, Lichtkurve, vorläufige spektroskopische Bahnelemente (2 Spektren) und das Verhältnis der Leuchtkräfte bekannt. Da die Lichtkurve nach Abzug der Elliptizität praktisch keine Bedeckung mehr zeigt, liegt ein streifender Vorübergang beider Sternscheiben in den Konjunktionen vor, der ebenso wie eine Bedeckung zur Ableitung relativer Systemdimensionen herangezogen werden kann. Ein dabei zunächst freibleibender Parameter läßt sich durch notwendige Forderungen hinsichtlich der oberen Grenzen von Elliptizität und Dichte so stark einengen, daß der für die relativen Dimensionen in Frage kommende Bereich kaum größer ist als bei normalen Bedeckungsveränderlichen. Aus den relativen Dimensionen, den spektroskopischen Daten und der Parallaxe folgen dann die Masse (log 𝔐 = –0.017), der mittlere Radius (log R = –0.102) und die absolute Leuchtkraft (log L = –0.108) einer Komponente in Sonneneinheiten und aus Radius und Leuchtkraft die effektive Temperatur 6030°. Der Spektraltyp, nach dem Farbenindex dF6, ist noch nicht unmittelbar bestimmt. Die Abweichungen des Sterns im Masse‐Leuchtkraft‐Diagramm sind sehr klein.
Direkte Integration des Zweikörperproblems
Authors: Rubert Friedrich Karl
Published: July 2007

Die direkte Integration des Zweikörperproblems ist bereits von MOLTON durchgeführt und wiederholt dargestellt worden; dabei wurde stets von der Differentialgleichung für den Abstand ausgegangen. Das ist aber nicht der einzig mögliche Weg: Auch die Differentialgleichung für den reziproken Abstand kann direkt integriert werden und besitzt sogar manche Vorteile.
Helligkeitsschwankungen der Kometen und Sonnentätigkeit. II Statistik und Theorie abnormer Lichtausbrüche von Kometenkernen
Authors: Richter N.
Published: July 2007

Es wurden alle seit dem Jahre 1880 photometrisch beobachteten Kometenerscheinungen auf abnorme Helligkeitsausbrüche untersucht. Dabei finden sich unter 358 durchgeprüften Fällen 12 gesicherte Fälle, bei denen solche Ausbrüche beobachtet wurden.

Die genauere Diskussion der entsprechenden Beobachtungen zeigt, daß der phänomenologische Ablauf eines solchen Helligkeitsausbruches in allen 12 Erscheinungen schematisch nahezu streng der gleiche ist. In einer oft sehr lichtschwachen diffusen Koma mit teilweise nur schwach angedeuteter zentraler Verdichtung entsteht innerhalb von Stunden, wahrscheinlich sogar Minuten, ein absolut sternförmiger Kern, der die Gesamthelligkeit des Kometen um einem Betrag bis zu mehr als 8 Größenklassen in diesem Zeitraum ansteigen lassen kann. Wie groß die wirkliche Helligkeitsamplitude dieses Kerns ist, läßt sich aus den Beobachtungen nicht ermitteln Dieser Kern weitet sich innerhalb von Stunden und Tagen stetig in eine planetenartige Scheibe und schließlich in eine Art Kometenkoma aus, bis das frühere Aussehen des Kometen wiederhergestellt ist. Die aus entsprechenden Mikrometermessungen abgeleiteten Expansionsgeschwindigkeiten zeigen Werte von der Größenordnung 40 m/sec bis zu 7000 m/sec. Das Spektrum des neugebildeten Kernes oder der Planetenscheibe ist rein kontinuierlich.

Statistische Betrachtungen über die Häufigkeit der Lichtausbrüche machen es wahrscheinlich, daß auch ein großer Teil der unbestätigten Kometenentdeckungen (20 reale Fälle von 1880 bis 1936) darauf zurückzuführen ist.

Die Diskussion der physikalischen Erklärungsmöglichkeiten bezieht sich zunächst auf die Kollisionstheorie, bei der die Pulverisierung von großen Meteoritenblöcken innerhalb der Kernwolke des Kometen durch Zusammenstöße angenommen wird. Sie erfordert Dimensionen dieser Blöcke von mehr als 10 m Durchmesser, Zerkleinerungsfaktoren von der Größenordnung 105 und Gesamtmassen des Kometenkerns von 10−6 bis 10−8 Erdmassen. Die weitere Diskussion erstreckt sich auf die Explosionstheorie und auf die elektrostatische Theorie.

Letztere nimmt an, daß große Staubmassen, die auf der Oberfläche größerer Meteoriten in der Kernwolke des Kometen lagern, durch plötzlich auftretende elektrische Abstoßungskräfte Beschleunigungen erhalten und als schnell sich ausdehnende reflektierende Staubwolke das photometrische und geometrische Bild eines Helligkeitsausbruches verursachen. Die Ursache der Plötzlich auftretenden elektrostatischen Abstoßungskräfte wird in entsprechenden Ausbrüchen der Sonne gesucht.

Es wird auf die Wichtigkeit einer fortlaufenden photometrischen Überwachung des Kometen 1925 II hingewiesen, die eine Entscheidung über die Richtigkeit der behandelten Theorien bringen kann.
Spektrographische Beobachtungen von Be‐ und Ae‐Sternen
Authors: Miczaika G. R.
Published: July 2007

Spektrographische Beobachtungen von 21 B‐ und A‐Sternen, in deren Spektrum früher Emissionserscheinungen festgestellt worden sind, werden mitgeteilt.
Zur Theorie der Sternrotation
Authors: Vogt H.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, daß im Inneren jedes rotierenden Sternes, welches Rotationsgesetz auch für ihn gelten mag, als Folge der Rotation Strömungen auftreten. Ferner wird die Druck‐, Dichte‐ und Temperaturverteilung im Inneren eines rotierenden Sternes bestimmt, für den ein Rotationsgesetz von der Form ω2 = f(s)g(r) besteht, wo f(s) eine beliebige Funktion des Abstandes s von der Rotationsachse des Sternes und g(r) eine beliebige Funktion des Abstandes r von dem Sternmittelpunkt bedeutet. Schließlich wird versucht, eine Erklärung zu geben für die in den äußeren Schichten der Sonne bestehende Abhängigkeit der Winkelgeschwindigkeit von der heliographischen Breite.
Über die Beziehungen zwischen den Anomalien der KEPLERbewegung
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

Die Beziehungen zwischen der exzentrischen Anomalie der elliptischen Bewegung einerseits und der wahren und der antifokalen Anomalie andererseits lassen sich aus sphärischen Dreiecken ablesen, deren Seiten und Winkel durch diese Anomalien und den Exzentrizitätswinkel der Bahnellipse bestimmt sind. Die entsprechenden Beziehungen für Hyperbelbahnen lassen eine geometrische Interpretation gleicher Form zu.
Anwendung der ‚Neuen Methode’︁ BRENDELs auf den Planeten 349 Dembowska
Authors: Behrens I. G.
Published: July 2007

Die Jupiter‐Störungen des Planeten 349 Dembowska werden nach der von M. BRENDEL entwickelten Methode berechnet und in Tafeln gebracht. Eine Bahnverbesserung über einen Zeitraum von 54 Jahren stellt die Beobachtungen mit der größten Abweichung von ±0°.04 in geozentrischer Länge dar. Bemerkungen zur Theorie und Praxis der Störungsrechnungen sind eingeflochten.
Standardkoordinaten und Eigenbewegungen des Perseusbogens für Äquinox und Epoche 1950.0
Authors: Dick J.
Published: July 2007

Aus dem gesamten bis heute vorliegenden Quellenmaterial wurden Örter und Eigenbewegungen der Sterne des Perseusbogens abgeleitet.
Zur Klassifizierung der Veränderlichen
Authors: Schneller H.
Published: July 2007

Es wird versucht, als Ordnungsprinzip für die einzelnen Typen der Veränderlichen ihre Zugehörigkeit zu den verschiedenen Ästen des RUSSELL‐Diagramms heranzuziehen.
Der Lichtwechsel von R Sagittae 1923—1948
Authors: Ahnert P.
Published: July 2007

Im Anschluß an die Bearbeitung der älteren Beobachtungen durch GERASIMOVIĈ und HUFNAGEL wird auf Grund der Beobachtungen von M. BEYER und P. AHNERT der Lichtwechsel von R Sge für die Zeit von 1923 bis 1948 untersucht.
Direkte Integration des Zweikörperproblems Zweite Mitteilung
Authors: Rubbert F. K.
Published: July 2007

In der ersten Mitteilung.1) wurde aus der NEWTONschen Grundgleichung eine Differentialgleichung für den reziproken Abstand abgeleitet und integriert. Eine einfachere Differentialgleichung ergibt sich, wenn man von der Energiegleichung ausgeht. Entsprechende Gleichungen eignen sich auch zur Untersuchung der Zeitabhängigkeit der verallgemeinerten Zentralbewegung.
Refraktion und Dämmerungsbogen des Planeten Venus
Authors: Schoenberg E.
Published: July 2007

Die Verlängerung der Hörnerspitzen des Planeten Venus in der Nähe der unteren Konjunktion hat Herrn W. RABE3) Veranlassung gegeben, an meiner Deutung dieser Erscheinung1) u. 2) Kritik zu üben und die richtigen Schlüsse, die ich s. Z. aus dem Werte der Diffusionskonstanten und des Brechungskoeffizienten auf die physische Beschaffenheit der Venusatmosphäre gezogen hatte, als einen Zufallstreffer zu erklären. Es wird gezeigt, daß für die unteren Schichten der Venusatmosphäre Diffusion und Brechung nicht zu trennen sind und daß auch bei größeren Werten der Horizontalrefraktion (65–70′) und dem alten Werte der Diffusionskonstanten der Schluß auf Kohlendioxyd als Hauptbestandteil der Venusatmosphäre zwingend ist. Für die hohen Atmosphärenschichten, die auf dunklem Himmelsgrund sichtbar werden, kann die Refraktion vernachlässigt und auch die Höhe der Schicht bestimmt werden.
Über Formänderungen der Lichtkurven von Mira‐Sternen
Authors: Sandig H.‐U.
Published: July 2007

Die in einer früheren Arbeit bei Mira Ceti aufgefundenen Formeigenschaften der Lichtkurve (Erschöpfungseffekt, Höhen‐Breiten‐Relation, Konstanz der Asymmetrie) können auch an 18 weiteren langperiodischen Veränderlichen aufgezeigt werden. Sterne, die in einzelnen Eigenschaften ein anderes Verhalten zeigen, sind, mit Ausnahme von S Lyr und in einem Fall auch von R Gem, noch ungenügend beobachtet. Eine Zusammenstellung der durchschnittlichen Helligkeitsänderungen auf dem auf‐ und dem absteigenden Ast für 145 Me‐Sterne zeigt, daß die mittlere Helligkeitsänderung in Größenklassen pro Tag mit fortschreitendem Spektrum abnimmt. Es handelt sich hierbei offenbar nicht um einen durch die bekannte Perioden‐Spektrum‐Beziehung erzeugten Scheineffekt.
Zur Frage der systematischen Fehler bei den Distanzmessungen an visuellen Doppelsternen
Authors: Wolf H.
Published: July 2007

Auf Grund einiger Untersuchungen konnte festgestellt werden, daß die Distanzmessungen mit einem systematischen Fehler behaftet sind, der neben dem persönlichen Auffassungsfehler mit dem Quadrat des Sinus im Positionswinkel und mit der reziproken Quadratwurzel aus der Distanz zu variieren scheint.
Die Veränderlichkeit der Lichtwechselperiode von Alpha Ursae Minoris
Authors: Schneller H.
Published: July 2007

Es wird wahrscheinlich gemacht, daß die bis jetzt erfaßten Periodenänderungen des δ Cephei‐Sterns α UMi aperiodisch verlaufen.
Spektralphotometrische Untersuchungen über den Veränderlichen SS Cygni
Authors: Hinderer F.
Published: July 2007

Aus einem größeren spektralphotometrischen und kolorimetrischen Beobachtungsprogramm der U Geminorum‐Sterne wird das Verhalten des Spektrums des typischen Sterns SS Cygni untersucht. Nach einer einführenden Beschreibung der Lichtkurven der U Geminorum‐Sterne und einem zusammenfassenden Bericht über die umfangreiche, jedoch einseitig auf visuelle Helligkeitsbeobachtungen beschränkte, fast hundertjährige Literatur wird an Hand von 25 Spektralaufnahmen mit dem 122 cm‐Reflektor und zahlreichen Objektivprismenspektren eine genaue Darstellung der spektralen Veränderungen vom Emissionsspektrum im Minimum bis zum Absorptionsspektrum im Maximum der Lichtkurve gegeben; Registrierungen von Spektren der wichtigsten Phasen sind reproduziert. Im Hauptteil der Arbeit werden aus 10 spektralphotometrischen Anschlüssen (122 cm‐Reflektor) und den zugehörigen Anschlüssen der Vergleichsterne (Spiegelprimenkamera) Farbtemperaturen für alle Phasen der Lichtkurve abgeleitet. Die Umrechnung in Strahlungstemperaturen liefert eine befriedigende Darstellung der bisher ungeklärten Helligkeitsänderungen, indem der Lichtwechsel hauptsächlich durch erhebliche Temperaturänderungen und nur geringe Änderungen des Radius der Photosphäre hervorgerufen wird. Vorläufige Resultate der Bearbeitung der Linienkonturen und Radialgeschwindigkeiten werden mitgeteilt, die ein Modell des Sterns SS Cygni anzugeben gestatten. Die Ergebnisse lassen wichtige Rückschlüsse auf die Vorgänge bei den Novae zu.
Über die Wendepunkte des Azimuts der Fixsterne
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

Die Wendepunkte im zeitlichen Verlauf des Azimuts werden untersucht. Die sphärischen Kurven, auf denen für eine gegebene Polhöhe alle nicht trivialen Wendepunkte liegen, werden in einer winkeltreuen Polarprojektion dargestellt.
Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard ≈ Spektralbereichen der Integralphotometrie. NGC 6910 (Mitteilungen der Hamburger Sternwarte in Bergedorf Nr. 66)
Authors: Becker W. , Stock J.
Published: July 2007

Der offene Sternhaufen NGC 6910 (Tab. 2), der mit frühen B‐Sternen beginnt, wurde in fünf Spektralbereichen photometriert (Tab. 1). Aus 42 Umgebungssternen wurde mit Hilfe des langwelligen Standard‐Farbenindex die interstellare Verfärbung in seiner Richtung festgestellt (Abb. 3). Als Entfernungsmodul ergeben die 7 hellsten physischen Haufensterne den Wert m – M = 12m.7, die schwächeren physischen Mitglieder aber m – M = 14m.37. Die hellsten Haufensterne sind also im Mittel um 1m.7 für ihren Spektraltypus zu hell. In Tab. 3 ist die Verfärbung der physischen Haufensterne angegeben. Sie läßt sich gut durch ein λ−1‐Gesetz darstellen. Für den Modul des Sternhaufens von 14m.37 paßt die im langwelligen Standard‐Farbenindex beobachtete Verfärbung von –0m.91 gut in den Entfernungseffekt der Umgebungssterne (Abb. 3) hinein. Die Verfärbung des Sternhaufens ist also interstellaren Ursprungs.

Die Standard‐Farben‐Helligkeits‐Diagramme (Abb. 4 und 5) weisen, abgesehen von der abnormen Helligkeit der 7 hellsten Sterne, keine Besonderheiten gegenüber Feldsternen auf. Insbesondere tritt keine Depression der kurzwelligen Intensitätskurve in Erscheinung wie bei anderen Sternhaufen, die mit späteren Spektraltypen beginnen.

In der Leuchtkraftfunktion sind die 7 hellsten Haufensterne durch ein Minimum von den schwächeren Haufensternen abgetrennt (Tab. 4).

Mit Hilfe der Methode der Farbdifferenzen werden 25 von den 54 Haufensternen als nichtphysische Mitglieder erkannt, was der zu erwartenden Menge entspricht.

Bei einem λ−1‐Gesetz der interstellaren Verfärbung ist das Verhältnis von Absorption bei λi = 481 mμ zur Verfärbung im langwelligen Standard‐Farbenindex gleich 2.08:0.51 = 4.08. Das führt zu einem korrigierten Entfernungsmodul von 10m66 und einer geometrischen Entfernung von 1350 pc. Der lineare Durchmesser beträgt für den Haufenkern 2.7 pc, für den ganzen Haufen 5.5 pc. Die Absorptionskorrektion ist wahrscheinlich zu groß und der Faktor 4.08 in Wirklichkeit kleiner (etwa 3.2), da bei einem Modul von 11.7 noch ein unverfärbter Feldstern steht.
Eine weitere raschfördernde Variante der GAUSSschen Gleichung in der Bahnbestimmung
Authors: Kaiser F.
Published: July 2007

Es wird ein Verfahren zur Lösung der klassischen Gleichung 8. Grades in der Bahnbestimmung gegeben, das in gewöhnlichen Fällen Kleiner Planeten in 17 Rechenzeilen unter Benutzung einer früheren Hilfstafel zum Ziele führt.
Ein neues Verfahren zur Ableitung von Planetenörtern aus photographischen Himmelsaufnahmen im Anschluß an zwei Anhaltsterne (Mitteilungen der Badischen Landessternwarte Heidelberg‐Königstuhl Nr. 72)
Authors: König Arthur
Published: July 2007

Die bekannten Reihenentwicklungen zur Verwandlung sphärischer Koordinaten in tangentiale werden durch Einführung der Deklination des Objekts statt der des Tangentialpunkts umgeformt. Dadurch entstehen besonders einfache und trotzdem im vorliegenden Fall ausreichende Formeln, zu deren bequemer Auswertung Hilfstafeln gegeben werden. Hierauf wird ein Verfahren aufgebaut zur Ableitung von Planetenörtern im Anschluß an zwei Anhaltsterne, welche Zahl mit Rücksicht auf die erforderliche Genauigkeit ausreicht, wenn die Örter der Yale‐Kataloge oder der neuen AG‐Kataloge benutzt werden. Es wird gezeigt, daß das Verfahren bei hinreichender Näherung rechnerisch bequemer ist als die bisher angewandte Interpolationsmethode. Besonders angenehm ist, daß Logarithmen nicht gebraucht werden, daß der größte Teil der Rechnung mit dem Rechenschieber erledigt werden kann, und daß die früher notwendige Korrektionsrechnung wegen Krümmung des Parallels fortfällt.
Die RW Aurigae'Sterne und ihre Nebenformen
Authors: Hoffmeister C.
Published: July 2007

Auf Grund des photometrischen Befunds werden als RW Aurigae‐Sterne in erweitertem Sinne alle diejenigen Veränderlichen bezeichnet, die dauernd oder zeitweilig raschen unregelmäßigen Lichtwechsel aufweisen, ohne zu einer der bereits bekannten anderen Klassen, wie Novae, U Gem‐Stern, zu gehören. Es zeigt sich, daß der so erweiterte Typus eine viel größere Anzahl von Sternen einschließt, als bisher bekannt war. Es lassen sich eine Reihe von Untertypen aufstellen, zwischen denen jedoch fließende übergänge bestehen. Genauer untersucht werden statistische Eigenschaften und Beziehungen der RW Aurigae‐Sterne zu Nebeln und Dunkelwolken. Am Schlusse wird die Ansicht vertreten, daß alle physischen Veränderlichen der Hauptreihe, das sind RW Aurigae‐Sterne und ihre Untergruppen, U Geminorum‐Sterne, Veränderliche in Nebeln und wahrscheinlich auch Novae, als eine Gruppe mit gemeinsamer physikalischer Ursache des Lichtwechsels anzusehen sind.
Zur Frage der Einlauferscheinungen bei erzwungenen Schwingungen
Authors: Wolf H.
Published: July 2007

Es wird der Versuch unternommen, bei Schwingungsvorgängen, wie sie in Quarzuhren stattfinden, der Frage nach den Einschwingungserscheinungen näherzutreten. Unter bestimmten Voraussetzungen wird ein allgemeiner Ausdruck für die auftretenden Frequenzänderungen gewonnen. Versucht man, hiermit die nach der Gangformel von Prof. Uhink sich zeigenden Darstellungsreste zu interpretieren, so ergibt sich bei einem Zahlenbeispiel, daß nach etwa 9 Stunden diese Erscheinung so weit abgeklungen ist, daß die Beobachtungen als hiervon nicht mehr beeinflußt anzusehen sind.
Darstellung von Sterngeschwindigkeiten bei unvollständig gegebenen Bestimmungsstücken nebst einer Anwendung auf die Untersuchung von Geschwindigkeitsverteilungen
Authors: Haas J.
Published: July 2007

Bei unbekannter Entfernung oder Radialgeschwindigkeit werden die Sterngeschwindigkeiten durch Strahlen bzw. Geraden dargestellt, deren Lage in der Projektion auf die galaktische Ebene näher angegeben wird. Das Verfahren wird zur Untersuchung der Geschwindigkeitsverteilung bei den Sternen innerhalb 15 parsec verwendet; die früher gefundenen systematischen Unterschiede zwischen einzelnen Arealen treten dabei klar hervor.
Gänge der Quarzuhren des Geodätischen Instituts Potsdam und ihre Verwendung zur Feststellung von Zeitschwankungen
Authors: Uhink W.
Published: July 2007

Die Gänge der Quarzuhren des Geodätischen Instituts Potsdam zeigen in den Jahren 1938‐1944 in Übereinstimmung mit Ergebnissen von anderer Seite Schwankungen von Jahresperiode. Die Amplitude beträgt etwa 7.5·10−4s/d mit einem Minimum im Frühjahr und einem Maximum im Herbst. Als Ursache hierfür werden periodische änderungen in der Rotationsdauer der Erde angenommen. ‐ Auch im Jahre 1948/1949 zeigt sich mit großer Deutlichkeit derselbe Effekt.
Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard‐Spektralbereichen der Integralphotometrie
Authors: Becker W. , Stock J.
Published: July 2007

NGC 6913 besteht nur aus 9 B‐Sternen, ist also kein gewöhnlicher offener Sternhaufen, sondern ein Gebilde, das man besser als „Sterngruppe”︁ bezeichnet. Seine Helligkeiten wurden in den drei Standard‐Spektralbereichen mit den isophoten Wellenlängen 638, 481 und 373 mμ bestimmt. Aus den Umgebungssternen findet man eine kräftige interstellare Verfärbung, die im Abstand von rund 1 kpc eintritt. Gruppensterne und Umgebungssterne ergeben in größeren Entfernungen praktisch die gleiche Verfärbung. Das Verhältnis der Absorption bei 481 mμ zur Verfärbung zwischen den Wellenlängen 638 und 481 mμ ergibt sich empirisch zu 2.89 statt 4.08, wie es nach dem λ−1‐Gesetz der Fall sein müßte. Im angegebenen Spektralbereich verläuft die Verfärbung trotzdem nach diesem Gesetz. Der Entfernungsmodul von NGC 6913 beträgt 12m.40 bzw. 9m.97, wenn die Absorption genähert berücksichtigt wird. Sein scheinbarer Durchmesser von 6′ führt bei einer Entfernung von 985 pc zu einem linearen von 1.7 pc. Die Farbenhelligkeitsdiagramme von NGC 6913 weisen keine gut definierten äste auf. Die Farbdifferenzen entsprechen den Spektraltypen.
Elemente und Lichtkurve von S Ursae Maioris
Authors: Ahnert P.
Published: July 2007

Es werden mittlere und instantane Elemente aus den Beobachtungen des Veränderlichen von 1853, d. h. seit dem Beginn seiner regelmäßigen Überwachung, bis 1949 abgeleitet. Die Form der Lichtkurve wird auf Grund der Beobachtungen des Verfassers (seit 1921) untersucht. Es kommen zwei Kurventypen vor (α4 und γ1 nach Ludendorffs1) Klassifikation).
Beitrag zur Bestimmung einer Doppelsternbahn
Authors: Harting H.
Published: July 2007

Der folgende Beitrag zur Bestimmung der Bahn des Doppelsternes 42 Comae Berenices beschäftigt sich mit den bis zum Jahr. 1891 angestellten Beobachtungen, die in einer bisher nicht veröffentlichten umfangreichen Arbeit untersucht wurden. Dank den seither bekanntgegebenen Messungen sind bereits die Bahnelemente genau bestimmt, so daß sich ein näheres kritisches Eingehen auf die älteren Beobachtungen in dieser Arbeit erübrigt. Es werden zwei Verfahren für die Ableitung der Elemente angegeben, und zwar sowohl aus den Distanzen allein, wie aus diesen zusammen mit den Positionswinkeln. Zum Schluß wird dann das vollständige, aus allen Beobachtungen ermittelte Elementensystem, sowie dessen mittlere Fehler und die der Gewichtseinheiten von Distanz und Positionswinkel angegeben. Für die zweite Methode wird gleichfalls ein kurzes Zahlenbeispiel mitgeteilt.
Spektrographische Beobachtungen von Be= und Ae=Sternen. III
Authors: Miczaika G. R.
Published: July 2007

Spektrographische Beobachtungen von 40 weiteren B‐ und A‐Sternen, in deren Spektren früher Emissionslinien festgestellt worden sind, werden mitgeteilt.
Der Lichtwechsel von η Geminorum
Authors: Van Schewick H.
Published: July 2007

Auf Grund der 1207 visuellen Beobachtungen Plassmanns aus den Jahren 1922–1940 wurde unter Hinzuziehung einiger kürzerer Schätzungsreihen der Lichtwechsel von η Geminorum untersucht und die Schwankung des Plassmannschen Stufenwertes über die Zeit 1887–1940 einer Betrachtung unterzogen. Der Charakter des Lichtwechsels von η Geminorum hat sich gemäß der wiedergegebenen Lichtkurve gegenüber früheren Jahren nicht geändert. Elemente: Min. = J.D. 2429368.2 + 233d.4ṁE. Wesentlich ist die Auffindung einer langperiodischen Helligkeitsschwankung (P2 = 2984d), die mit der von McLaughlin und van Dijke gefundenen spektroskopischen Bahnbewegung in Einklang steht. Teilweise besteht eine Korrelation zwischen den kurzperiodischen Helligkeitsänderungen und den überlagerten Radialgeschwindigkeitsschwankungen.
Bahnbestimmung des Doppelsterns ∑ 1939
Authors: Schrutka‐Rechtenstamm G. V.
Published: July 2007

Bei der sehr exzentrischen Bahn des Doppelsterns ∑ 1639 ergeben sich bei einer Bahnverbesserung nach der methode der kleinsten Quadrate erhebliche Schwierigkeiten. Nach verschiedene Versuchen gelang es aber doch, zwei Bahnen herzuleiten, die der Minimumsbedingung genügen, und zwar eine (Bahn A), bei der nur die Positionswinkel ausgeglichen wurden, und eine andere (Bahn B), bei der auch die größeren Distanzen mitbenutzt wurden. Es wird die Darstellung sämtlicher vorliegenden Beobachtungen (einschließlich der unveröffentlichten) rnd eine Ephemeride für den Zeitraum 1950‐2000 mitgeteilt.
Mitteilungen über 79 verdächtige und veränderliche Sterne
Authors: Sandig H.‐U.
Published: July 2007

Mit der vorliegenden Zusammenstellung von Untersuchungen über verdächtige Sterne des Zinnersche Verzeichnisses ist die Bearbeitung dieser Liste, soweit sie mit den Platten des Überwachungsprogramms durchgeführt werden konnte, zu einem Abschluß gelangt. Abgesehen von Sternen, die für das Überwachungsprogramm zu schwach waren oder zu südlich stehen, sind lediglich 120 Sterne noch nicht bearbeitet worden. Sie sind für Ernostarplatten zu hell, um zuverlässige Schätzungen anzustellen, und sollen daher auf Tessarplatten untersucht werden. Im Anschluß an die Zinner‐Sterne werden ergänzende Mitteilungen über einige Prager‐Sterne, benannte und unbenannte Sterne gemacht. Es handelt sich teils um Sterne, die sich in unmittelbarer Nachbarschaft der untersuchten Zinner‐Sterne befinden, teils um solche, über die seit einer früheren Mitteilung neues Beobachtungsmaterial hinzugewonnen werden konnte.

Bezüglich des Beobachtungsverfahrens sei auf das in Astron. Nachr. 275.37 und 276.173 Gesagte verwiesen.
Über die mit den Methoden der speziellen Störungen erreichbare Genauigkeit
Authors: Kühne E. E.
Published: July 2007

Am Beispiel der stark exzentrischen Bahn des Planeten 1948 EA wird gezeigt, daß die von Cowell und Numerow entwickelten Extrapolationsmethoden spezieller Störungen in rechtwinkligen Koordinaten höchsten Genauigkeitsansprüchen nicht genügen. Ein Versuch, genauere Ausgangsorte durch Ausgleichung zu gewinnen und damit die Genauigkeit der Störungsrechnung zu verbessern, führt zu keinem befriedigenden Ergebnis. Eine Genauigkeitssteigerung der Extrapolationsmethoden kann nur bei Verwendung bisher nicht existierender zehnstelliger numerisch‐trigonometrischer Tafeln und sehr hochstelliger Rechenmaschinen erwartet werden. Auch erscheint ein Zurückgreifen auf die Methoden von Encke und Hansen erfolgversprechend.
Rektaszensionen von 302 Fundamentalsternen, beobachtet am gebrochenen Passageninstrument
Authors: Labitzke P.
Published: July 2007

Im Anschluß an 140 Sterne des FK3 wurden in den Jahren 1948/49 162 Sterne des General Catalogue von Boss an einem gebrochenen Passageninstrument beobachtet, während die Deklinationen des größten Teils dieser Sterne von F. Schmeidler am Vertikalkreis bestimmt wurden. Nach einer Diskussion der Instrumentalfehler werden die beobachteten Rektaszensionen bzw. ihre Abweichungen von den Katalogörtern mitgeteilt.
Absolute Deklinationen von 141 Sternen des GC und das Deklinationssystem des Münchener Vertikalkreises
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

In einer Beobachtungsreihe von zweijähriger Dauer wurden am Münchner Vertikalkreis Deklinationen von 141 Sternen des General Catalogue von B. Boss bestimmt. Korrektionen wegen Biegung und Refraktionsstörung werden berücksichtigt. Der Unterschied der gemessenen Deklinationen gegen die des GC wird nach Streichung einiger extrem abweichender Sterne diskutiert; durch Benutzung der bekannten Unterschiede zwischen FK3 und GC ergibt sich rechnerisch die Beziehung zwischen dem Münchner Vertikalkreis und dem FK3. Die Differenzen sind numerisch klein.
Betrachtungen über die Elemente der galaktischen Bahnen und die Lage der Kreisgeschwindigkeit
Authors: Haas Johannes
Published: July 2007

Der Betrachtung liegt das planetarische Modell der galaktischen Umlaufsbewegung zu Grunde. Die Elemente der durch einen festen Punkt gehenden Bahnen werden als Funktionen der Geschwindigkeit näher untersucht, insbesondere die Kurven konstanten Apsidenwinkels, und sodann – in einem transformierten Koordinatensystem – die Kurven aller Elemente möglichst einfach dargestellt. Die Auslesefaktoren, welche die wahre Häufigkeit der Bahnelemente in die scheinbare überführen, werden aufgestellt. Mit ihrer Hilfe wird gezeigt, daß unter plausiblen Annahmen die Kreisgeschwindigkeit ihrer Lage nach (genauer: die vektorielle Differenz der Kreis‐gegen die Sonnengeschwindigkeit) mit dem Brennpunkt der Geschwindigkeits‐Verteilung zusammenfällt. Mit gutem Recht verlegt man also (wie es auch meist geschieht) die Kreisgeschwindigkeit in den Geschwindigkeits‐Mittelpunkt der mäßigbewegten Sterne. Als Anhang wird die scheinbare Verteilung der Bahnparameter und Exzentrizitäten innerhalb 15 parsec abgebildet.
Ein Doppelfernrohr für visuelle Photometrie
Authors: Strohmeiter W.
Published: July 2007

Ein lichtstarkes Doppelfernrohr ist zum Zwecke visueller Photometrie ergänzt bzw. umgebaut worden. Die Helligkeitsdifferenzen der Sterne werden in jeweils 2 Teilmessungen und in jeweils 3 Farben mit einer Genauigkeit von ±0m.1 (Einzelmessung) durch Verstellen zweier vor den Objektiven montierter Iris‐Blenden ermittelt.
Über eine Eigentümlichkeit der Energieverteilungen der Sterne vorgegebenen Spektraltypus
Authors: Pilowski K.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, daß die Sterne der Spektraltypen G und K sich ihren Energieverteilungen nach einzelnen, scharf getrennten Gruppen zuordnen lassen, die den Leuchtkraftgruppen von Morgan entsprechen.
Neue Methoden zur Bahnbestimmung und Bahnverbesserung visueller Doppelsterne
Authors: Rabe W.
Published: July 2007

Das Ziel der nachfolgenden Arbeit ist die Aufstellung allgemein verwendbarer Methoden der Bahnbestimmung und Bahnverbesserung visueller Doppelsterne auf dynamischer Grundlage unter Verwendung von Polarkoordinaten, die für Bögen beliebiger Größe gültig sind, die Benutzung höherer Differentialquotienten vermeiden und praktisch schnell zum Ziele führen.

Die Diskussion des Grenzfalles der Bahnbestimmung aus Ort und Tangentialgeschwindigkeit führt zum gewünschten Erfolg und liefert sehr brauchbare neue Variationsmöglichkeiten für die Bahnverbesserung. Sowohl für eine Bahnbestimmung aus Ort und Geschwindigkeit als auch für eine Bahnverbesserung werden Rechenbeispiele (∑ 1781 bzw. ∑ 73) gegeben, wobei im letzteren Falle Beobachtungsreste von fast 180° zu beseitigen sind. Zur praktischen Durchführung der neuen Methoden werden am Schluß Hilfstafeln mitgeteilt.
Die Genauigkeit numerischer Integrationen von speziellen Störungen über längere Zeiträume
Authors: Kahrstedt A.
Published: July 2007

Für den stark exzentrischen Planeten 1221 Amor, der von allen genauer bekannten Körpern (außer dem Mond) der Erde am nächsten kommen kann (O.I a.E.), werden die äquatorialen, heliozentrischen, rechtwinkligen Koordinaten über drei Umläufe 1932–40 nach vier verschiedenen Methoden spezieller Störungen berechnet und miteinander verglichen. Es zeigen sich starke systematische Unterschiede, die bei jedem Umlauf in gleicher Phase und mit steigender Amplitude wiederkehren.
Die spektrale Empfindlichkeit photographischer Schichten
Authors: Güssow K.
Published: July 2007

Es werden die spektralen Empfindlichkeiten von je drei panchromatischen, orthochromatischen und Blauplatten‐Sorten nach einem bereits von STOBBE [I] benutzten und hier in bestimmter Weise verbesserten Verfahren ermittelt. Mit den abgeleiteten Empfindlichkeitswerten wird eine Neudiskussion der Beckerschen Standart‐Spektralbereiche der astronomischen Integralphotometrie durchgeführt.
Über den Exponenten der Temperatur im stellaren Energieerzeugungsgesetz
Authors: Klauder H.
Published: July 2007

Für homologe Sterne wird eine Beziehung zwischen dem Anstieg der Leuchtkraft und des Radius mit der Masse und dem Temperaturexponenten im Energieerzeugungsgesetz abgeleitet, aus der sich für den letzteren größenordnungsmäßig der für den Kohlenstoffzyklus geforderte Wert ergibt. Ob in Sternen kleiner Masse die Proton‐Proton‐Reaktion wirksam ist, läßt sich auf Grund des derzeitigen Beobachtungsmaterials nicht mit Sicherheit entscheiden.
Bemerkungen über die Ableitung photographischer Planetenörter im Anschluß an zwei Anhaltsterne
Authors: König Arthur
Published: July 2007

I. Das von dem Verfasser [1] entwickelte Reduktionsverfahren wird verfeinert, indem bei der Transformation von α, δ in X, Y und umgekehrt in den Reihenentwicklungen die Glieder 3. Ordnung mitgenommen werden. Für die Berechnung dieser Glieder werden Hilfstafeln gegeben.

II. Die KAISERSCHEN Formeln [2] der Interpolationsmethode werden umgeformt, und es wird eine Hilfstafel für die Korrektionsrechnung gegeben. Hierdurch wird die bisher teilweise erforderliche Logarithmenrechnung entbehrlich; es kann maschinell, größtenteils sogar mit dem Rechenschieber gearbeitet werden.

III. Es wird versucht, die verschiedenen Methoden hinsichtlich der Rechenökonomie möglichst objektiv miteinander zu vergleichen. Hiernach empfiehlt sich für die normale Routinearbeit die Interpolationsmethode neuer Form, während für ungünstige Fälle oder höhere Ansprüche das verfeinerte Koordinatenverfahren am zweckmäßigsten erscheint.
Zur Bestimmung der'LORENTZ Kontraktion und der “absoluten” Erdbewegung
Authors: Courvoisier L.
Published: July 2007

Es werden drei bisher noch nicht erprobte Verfahren besprochen, die zum Nachweis der “LORENTZ‐Kontraktion” dienen können: erstens eine photographische Methode zur Bestimmung der Kontraktion eines Maßstabes, zweitens die Bestimmung der Ablenkung eines “Zeigerstabes” bzw. der Lotlinie mittels optischer Interferenz, drittens mit Hilfe von Horizontalpendeln.
Photometrische Beobachtungen von 4 Kleinen Planeten
Authors: Günther O.
Published: July 2007

Von den Kleinen Planeten Herculina, Juno, Flora und Pallas werden Helligkeiten im visuellen Harvard‐System angegeben, die durch Schätzung auf Platten gewonnen sind und zur Ableitung der Phasenkurven und der Oppositionshelligkeiten verwendet werden. Der für Pallas gefundene Rotationslichtwechsel erscheint gut gesichert.
Eine einfache symmetrische Ableitung der LAGRANGEschen partikulären Lösungen des Dreikörperproblems
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

Das bekannte Problem der Bestimmung der fünft Librationszentren der Dreikörperbewegung läßt sich auf eine besonders einfache, elegante und symmetrische Weise lösen, wenn man von der Forderung ausgeht, daß die relativen Bahnen der drei Körper KEPLERsche Kegelschnittsbahnen sein sollen.