bluuebunny/crossref_metadata_2025 huggingface dataset:
Über die Zenitrefraktion und die Polhöhe der Sternwarte München
Authors: Schütte K.
Published: July 2007

Die örtlichen Refraktionsstörungen durch ein Gebäude auf einen ca. 20 m südlich (außerhalb desselben) gelegenen Beobachtungspunkt werden im Falle der Münchener Sternwarte untersucht. Aus einfachen und schematischen theoretischen Überlegungen folgt das Gesetz über die Störungen der Refraktion in der Nähe des Zenits; diese verläuft proportional sec2 z. Ist das Gebäude wärmer als die umgebende Luft, so liegt das Refraktionszenit südlich des astronomischen und die Polhöhe wird aus Beobachtungen der Meridianzenitdistanzen und nach der Horrebow‐Talcottmethode zu groß erhalten. Umgekehrt, wenn das Gebäude kälter ist als die umgebende Luft. Hieraus folgt ein jahreszeitlicher und auch abendlicher Gang der beobachteten Polhöhe. Die Prüfung der Verhältnisse kann besonders vorteilhaft mit Hilfe der Horrebow‐Talcottmethode erfolgen, die frei von Biegung, Teilfehlern und der absoluten Refraktion ist, während die Störungen der Refraktion voll eingehen. Es werden deshalb die Horrebow‐Talcottbeobachtungen von Pummerer 1908/09 (ca. 1000 Paare), welche mit dem Passageninstrument der Erdmessungskommission ausgeführt wurden, neu reduziert. Alle damals beobachteten Sterne kommen im neuen Generalkatalog von B. Boss vor und werden über diesen auf das System des FK3 reduziert. Alsdann werden an die Beobachtungen die Verbesserungen wegen der Polhöhenschwankungen gemäß den Ergebnissen des Internationalen Breitendienstes angebracht; hierbei ist keine Rücksicht auf die Kettenmethode und das z‐Glied genommen. Nach diesen Reduktionen zeigt sich in den neuen Polhöhenwerten ein ausgeprägter jahreszeitlicher Gang in dem geforderten Sinne. Nahe beim Temperaturmaximum des Jahres 1908 liegt auch das Maximum der Polhöhe; ebenso liegt das Minimum im Winter 1908/09 in der Nähe des Temperaturminimums. Die jahreszeitliche, schon geglättete Amplitude dieser Störung ist ± 0″.25, in Zenitnähe, entsprechend einer Verlagerung des Refraktionszenits von etwa ± 15′. Ein abendlicher Gang ist in den Beobachtungen ebenfalls deutlich nachweisbar; er verläuft aber nicht in dem geforderten Sinne. Wahrscheinlich spielen hier noch restliche Saalrefraktion und andere Fehlerquellen hinein. Es wird aber noch gezeigt, daß eine mögliche jährliche Refraktion den abendlichen Gang in der beobachteten Größe nicht hervorrufen kann.

Zur weiteren Klärung der Verhältnisse werden sicher die Vertikalkreisbeobachtungen von Herrn W. Rabe beitragen. Außerdem sind aber neue Horrebow‐Talcottbeobachtungen des Verfassers in Ausführung begriffen, bei denen bis zu Zenitdistanzen von 75° nur Fundamentalsternpaare beobachtet werden.
Über die Verteilung diffuser Materie in verschiedenen Kraftfeldern
Authors: Kühn W.
Published: July 2007

Unter der Annahme eines isothermen Zustandes für die diffuse Materie wird zunächst deren Verteilung im Kraftfelde eines zentralen Sterns in Abhängigkeit vom Verhältnis des Strahlungsdruckes zur Schwerkraft und von der mittleren Geschwindigkeit der Teilchen berechnet. Man erhält eine auch für die folgenden Probleme charakteristische Sedimentation der Teilchen nach ihrer Größe.

Durch Einbetten eines isothermen stellaren Systems in ein isothermes absorbierendes Medium ergibt sich im weiteren eine Darstellung der Sternhaufen, die insbesondere die am Rande von offenen Haufen vermuteten Sternleeren durch Absorptionsgebiete erklären würde.

In einem vereinfachten Modell des Milchstraßensystems wird neben der Anordnung der Materie bei verschiedenen Strömungsgesetzen der Massenverlust der Medien durch Entweichen von Teilchen hoher Geschwindigkeit untersucht. Der letzte Teil der Arbeit schließlich gibt einen Überblick über die möglichen Verteilungen der um einen Zentralstern rotierenden Materie.
The resolving power of a telescope
Authors: Groosmuller J. T.
Published: July 2007

The following paper contains an investigation on the resolving power of a telescope for double starts, in as much as it depends on a) the difference in magnitude between the components; b) the star's total brightness; and c) the magnifying power. As to a) and b), observations made with a 12 cm‐refractor led to formulas for deriving the limit of the resolving power of this instrument. As to c), it has been shown that only when observing bright stars with nearly equal components, the magnification has a distinct influence on the resolving power. Furthermore, it has been proved that the formulas found for the instrument in question are valid for any telescope. This theoretical result could be verified by an examination of the practical results mentioned by various double star‐observers.
Statistische Untersuchungen an visuellen Doppelsternen
Authors: Hopmann J.
Published: July 2007

Die statistische Beziehung zwischen Exzentrizität und Umlaufszeit der Doppelsternbahnen ist durch beobachtungstechnische Auswahleffekte vorgetäuscht.

Die langperiodischen visuellen Doppelsterne bevorzugen in den einzelnen Teilen der Sphäre sehr stark bestimmte Positionswinkel.

Hieraus läßt sich mit der Bessel‐Koboldschen Methode der Apexberechnung die Vorzugsrichtung der großen Achsen der Doppelsternbahnen bestimmen. Ihre galaktischen Koordinaten sind L = 351°, B = + 14°. Zugrunde liegen etwa 450 weitgetrennte Systeme.

Das gleiche Material nach dem Schwarzschildschen Verfahren, Apex und Vertex zu ermitteln, führt zu den Werten für den »Apex« L=40°, B= –5°, »Vertex« L=295°, B= +16°.

Demnach scheinen die großen Achsen der Doppelsternbahnen bevorzugt zum galaktischen Zentrum orientiert zu sein. Auch sprechen eine Reihe Anzeichen dafür, daß die Bahnebenen sich parallel zur Milchstraße häufen, sowie dafür, daß die Umlaufsbewegung im gleichen Sinne erfolgt wie die galaktische Rotation.
Relative Farbhelligkeiten von 26 Polsternen
Authors: Lohmann W.
Published: July 2007

Am Spiegelspektrographen der Universitätssternwarte Leipzig wurden Spektrogramme der Bergstrandsterne am Nordpol aufgenommen. Sie wurden zwischen 3600Å und 6400Å in 14 aufeinanderfolgenden Bereichen zu 200Å Breite photometriert (»Farbhelligkeiten«) und an zwei Fundamentalsterne von Kienle angeschlossen.

Neben der gewöhnlichen Extinktion mußte bei einem großen Teile der Platten ein zeitlicher Effekt berücksichtigt werden, der als Empfindlichkeitsänderung der Platten oder Durchsichtsverbesserung des Himmels gedeutet werden kann.

Die photometrische Skala wurde durch ein Beugungsgitter erzeugt, an der PD geeicht und die Farbhelligkeiten in das internationale (photovisuelle) System gebracht.

Nach Einführung und Diskussion der »Färbung«, eines Analogons des Gradienten, wurde eine vorläufige Verbindung zwischen den Leipziger Farbhelligkeiten und dem Göttinger Temperaturprogramm hergestellt und ein Vergleich mit den Edinburger Gradienten durchgeführt.

Abschließend wurden von 12 photometrischen Systemen (Integralhelligkeiten) nach einem Näherungsverfahren isophote Wellenlängen bestimmt.
Konvergenzpunktbestimmung für 295 Sterne des Taurusstromes
Authors: Losert W.
Published: July 2007

Es sind in den letzten Jahren eine ganze Reihe von Arbeiten über den Taurusstrom erschienen, jedoch fehlte es noch immer an einem umfassenden Verzeichnis aller Sterne mit allen astrophysikalisch wichtigen Größen. In der vorliegenden Arbeit wurden deshalb alle hierher gehörigen Sterne zwischen 0h und 6h gesammelt und alle Elemente ermittlet.

Herangezogen wurden alle als Quellen weiter unten angegebenen Arbeiten, und beigefügt die aus den Katalogen der Lick‐ und Lembangsternwarten entnommenen Radialgeschwindigkeiten und die trigonometrischen Parallaxen nach Schlesinger.
Durchgangsbeobachtungen im ersten Vertikal mit dem Repsoldschen Mikrometer
Authors: Fleckenstein J. O.
Published: July 2007

Die höchste innere Genauigkeit bei Zeitbestimmungen im Meridian erreicht man bekanntlich bei Verwendung des selbstregistrierenden Mikrometers von Repsold, das die persönlichen Fehler fast völlig eliminiert. Diesen hohen Genauigkeitsgrad für die Polhöhenbestimmung durch Passagenbeobachtungen im ersten Vertikal nach der Struveschen Methode auszunutzen, wurde schon von T. Albrecht1) empfohlen, bisher aber m. W. noch nicht ausgeführt. Im folgenden soll nun über die Erfahrungen mit diesem Verfahren bei der Bestimmung der Polhöhe des Passageninstruments Bamberg 8803 der Basler Sternwarte berichtet werden.
Eigenschaften und astronomische Anwendungsmöglichkeiten von Polarisationsfiltern
Authors: Wempe J.
Published: July 2007

Es werden monochromatische Messungen der Durchlässigkeit und des Polarisationsgrades einiger Polarisationsfilter (Zeiss‐Bernotare) mitgeteilt und ihre astronomischen Anwendungsmöglichkeiten diskutiert.
Die Bahn des Planeten 1 Ceres
Authors: Rabe E.
Published: July 2007

Für den Kleinen Planeten 1 Ceres wurden unter Berücksichtigung der störenden Kräfte aller großen Planeten von Venus bis Neptun von 1925 Nov. bis 1939 Apr. genaue Störungen in den elliptischen Elementen berechnet Mit diesen im 20tägigen Intervall gerechneten Störungen und einem umfangreichen. zu 11 Normalorten zusammengefaßten Beobachtungsmaterial aus 9 Oppositionen von 1926 bis 1938 wurde auf der Grundlage der von G Stracke in Astron. Nachr. 264 247 (1937) gegebenen Elemente eine Bahnverbesserung durchgeführt. Es gelang damit, alle 11. Normalorte bis auf einen maximalen Restfehler von −008 in Rektaszension darzustellen. Hiermit ist für die Vorausberechnung eine neue Grundlage geschaffen, deren weitere Verbesserung nur noch von einer Steigerung der Beobachtungsgenauigkeit bzw. der Ermöglichung der ausschließlichen Verwendung von Meridiankreisbeobachtungen abhängt.
Untersuchungen über die Intensität der Sonnenflecke
Authors: Korn J.
Published: July 2007

Ausgehend von dem Widerspruch zwischen einer adiabatisch‐konvektiven Auffassung des Fleckvorganges und den nach der Theorie des Strahlungsgleichgewichtes zu deutenden neueren Untersuchungen werden die für die letztere Anschauungen maßgebenden, mit der Fleckintensität zusammenhängenden Fragen untersucht. Zur Verfügung steht ein am Münchener Schmidtschen 30 cm‐Spiegel im Gesamtlicht, sowie mit Blau‐ und UV‐Filter, erhaltenes Material von 39 Aufnahmen mit insgesamt 186 Fleckintensitäten. Die Durchmessung ganzer Fleckprofile am Hartmannschen Mikrophotometer liefert die Möglichkeit, auch die Penumbra in die Untersuchung einzubeziehen.

Zur Beseitigung des Einflusses von Streulicht wird anschließend an Untersuchungen von Minnaert und Wanders ein Näherungsverfahren ausgearbeitet. Die Zusammenstellung der Intensitäten zeigt näherungsweise die Form Gaußscher Fehlerkurven. Auch bei Berücksichtigung der Beobachtungs‐ und Meßfehler bleibt eine natürliche Streuung bestehen, deren Größe den aus irgendeinem Material gewonnenen Mittelwert der Fleckintensität als physikalisch bedeutungslos erscheinen läßt.

Die Frage des Mitte‐Rand‐Effektes der Fleckintensität kann durch Berücksichtigung der durch die Beobachtungsfehler sowie die natürliche Streuung bedingten Gesamtstreuung des Materials sicher beurteilt werden. Außerdem ergeben sich gewisse Resultate über die wahre Intensität, auch in verschiedenen Spektralgebieten.

Sprechen die Resultate der Arbeit, soweit zwingende Schlüsse gezogen werden können, durchaus für Strahlungsgleichgewicht in den optisch zugänglichen Teilen der Flecke, so erscheint anderseits das Intensitäts‐ und damit auch das Temperaturproblem der Sonnenflecke als ein statistisches, woraus sich entsprechende Gesichtspunkte für die Theorie ergeben dürften.
Der δ Cephei‐Stern BL Herculis
Authors: Wachmann A. A.
Published: July 2007

135 Aufnahmen am Lippert‐Astrograph ergeben, daß die Period dieses δ Cephei‐Sternes nicht wie bisher angenommen 4d.2, sondern nur 1d.31 beträgt. Damit bildet BL Herculis einen interessanten Übergangstypus zwischen den kurzperiodischen (RR Lyrae‐) und den langperiodischen δ Cephei‐Sternen.
Die Extinktion in Windhuk
Authors: Hoffmeister C.
Published: July 2007

Auf Grund von Vergleichungen von Zenitsternen mit Horizontsternen unter Zuhilfenahme eines Planspiegels wurde die Extinktionsgröße in 75 Nächten von Mai bis November 1937 bestimmt. Im wesentlichen unter Beschränkung auf den Horizontstern β Carinae ergeben sich für den SSW‐Horizont von Windhuk Durchlässigkeitszahlen, die erheblich größer sind als die Höhenlage des Beobachtungsortes erwarten ließ. Es sind Anzeichen dafür vorhanden, daß nach anderen Richtungen hin die Durchlässigkeit im Mittel etwas geringer ist. Die Zahl der sehr guten und guten Nächte überwiegt erheblich. Nach der Extinktionsgröße wurden die Nächte in drei Gruppen geteilt, für welche sich die mittleren Transmissionskoeffizienten 0.912, 0.883 und 0.846 ergaben. Für die absolut beste Nacht wurde p = 0.9275 gefunden. Es wird darauf hingewiesen, daß zur Vergleichung mit einer auf dem Luftmassengesetz beruhenden Theorie nur solche Beobachtungsreihen benutzt werden sollten, die praktisch frei von Einwirkungen des Dunstes sind. Im Schlußabschnitt werden die Beziehungen der Extinktionsgröße zu meteorologischen Faktoren untersucht. Es ergibt sich eine klare Deutung der wesentlichen Erscheinungen insofern, als sich mittels der Extremtemperaturen zeigen läßt, daß gute Durchsicht an Kaltluft, geringere Durchsicht an Warmluft gebunden ist. Zwei Einzelfälle, ein starker Einbruch antarktischer Kaltluft im Juli und ein Vorstoß tropischer Warmluft in August, weisen hinsichtlich der Extinktion die extremsten Gegensätze auf. Es wird gezeigt, daß in Windhuk fast ohne Ausnahme sehr hochreichende, an mächtige Luftkörper gebundene Dunsttrübungen zur Beobachtung kommen. Den durch Staubtransport in großen Höhen verursachten »Harmattan«‐Trübungen legt der Verfasser nicht die Bedeutung bei wie andere Autoren.
Zur Statistik seltener Ereignisse
Authors: Schelling H.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, wie die Häufigkeitsverteilung eines seltenen Ereignisses durch Transformation der unabhängigen Veränderlichen annähernd symmetrisch gemacht werden kann. Eine dabei benutzte Näherungsformel erweist sich auch darüber hinaus als recht brauchbar, was an einem Beispiel erläutert wird.
Untersuchungen der offenen Sternhaufen NGC 7092 (M 39), NGC 7209 und NGC 7243
Authors: Mävers F.‐W.
Published: July 2007

Für die drei offenen Sternhaufen NGC 7092, NGC 7209 und 7243 wurden genaue Örter, Helligkeiten und Spektren bestimmt. Die Haufensterne konnten von den Feldsternen getrennt werden durch Vergleich der spektralen Verteilung der Sterne im Areal des Haufens mit der in andern naheliegenden Feldern. Aus dem Russell‐Diagramm der Haufen ist dann die Entfernung der Sternhaufen abgeleitet worden.

Die für NGC 7243 erhaltenen Helligkeiten zeigen gute Übereinstimmung mit den Helligkeiten von G. G. Lengauer, während sich gegen die Helligkeiten von R. S. Zug eine Skalendifferenz ergibt. Die erhaltenen Entfernungen stimmen im allgemeinen mit den hinsichtlich der Methode auf gleicher Grundlage beruhenden Entfernungen von R. J. Trümpler überein. Eine lineare Beziehung zwischen Sternzahl und Haufendurchmesser scheint angedeutet zu sein.
Das Verhalten der Fernrohrbiegung am Babelsberger Vertikalkreis im Laufe größerer Zeiträume
Authors: Richter N.
Published: July 2007

Während einer Beobachtungszeit von 25 Jahren, die in drei Abschnitte unterteilt werden muß, zeigt das Verhalten der nach der Kollimatormethode bestimmten Biegung starke Unregelmäßigkeiten. Nach anfänglichen Schwankungen von jeweils kurzer Dauer um einen relativ kleinen Mittelwert ergibt sich später eine strenge Abhängigkeit von der Temperatur. In der dritten Zeitspanne tritt eine instrumentelle Lockerung zutage, die wieder größere und kurzdauernde Schwankungen aufweist. Die Ursachen werden diskutiert.
Helligkeitsschwankungen der Kometen und Sonnentätigkeit. I Erster Schwassmann‐Wachmannscher Komet (1925 II)
Authors: Richter N.
Published: July 2007

Aus 142 Helligkeitsbestimmungen des Kometen 1925 II wird das Verhalten seiner Helligkeit im Zeitraume von 11.5 Jahren untersucht. Die als verbürgt festgestellten plötzlichen Helligkeitsschwankungen nehmen Beträge bis zu 5 Größenklassen an. Es wird versucht, sie durch die Einwirkung von plötzlichen Ultraviolettausbrüchen der Sonne als Folge von Sonneneruptionen zu erklären in Verbindung mit den höchst eigentümlichen Bahnverhältnissen des Kometen. Es werden Hinweise für künftige Beobachtungen und die Möglichkeit einer Prüfung der aufgestellten Hypothesen gegeben. Die Ausdehnung der Koma zeigt eine Korrelation zur Gesamthelligkeit des Kometenkopfes, die aber prinzipiell anders zu deuten ist als die bei gewöhnlichen Kometen beobachteten Beziehungen. Die aus den Beobachtungen abgeleiteten Dimensionen des Kometen und der Vergleich seiner Helligkeit mit dem Halleyschen Kometen lassen erkennen, daß es sich um einen Riesenkometen handelt, der aber infolge seiner genäherten Kreisbahn und seiner großen Entfernung von der Sonne nicht zur Helligkeitsentfaltung kommt. Seine himmelsmechanischen und physikalischen Eigenschaften kennzeichnen ihn als einen der merkwürdigsten Körper unseres Sonnensystems.
Untersuchungen zur Wellenkinematik und zur Aberration des Lichtes
Authors: Thüring B.
Published: July 2007

Aufstellung der Grundlagen der Wellenkinematik, insbesondere des Interferenzprinzips. Ableitung des Grundgesetzes der Wellenfortpflanzung bei punktsymmetrischer Quelle in homogenem Medium bei Bewegung von Quelle, Beobachter und Medium.

Anwendung der Wellenkinematik auf die Aberration unter besonderer Berücksichtigung derjenigen des Lichtes. Die Fixstern‐, die säkulare, die Villarceausche, die irdische, die Planetenaberration als Spezialfälle wellenkinematisch definierter Aberrationen und der Fresnel‐Effekt des Äthers, Diskussion der bisher vorliegenden Messungen der Aberration des Lichtes extragalaktischer Nebel von van Biesbroeck und G. Strömberg, welche sich mit größter Wahrscheinlichkeit als durch differentielle atmosphärische Dispersion systematisch und wesentlich verfälscht zeigen. Ausblick auf die Interpretation des Michelson‐Versuches und die Frage der Mitführung des Äthers durch die Erde.
Über die periodischen Bahnen in der Nähe der Librationszentra L4 und L5
Authors: Prey A.
Published: July 2007

Die von Charlier gegebene vollständige Lösung des Problems wird eingehend diskutiert, um festzustellen, was darin an Jupiterstörungen schon enthalten ist. Es zeigt sich, daß außer periodischen Störungen von den bekannten Perioden der von Charlier mit d und e bezeichneten Bahnen auch eine säkulare (der Zeit proportionale) Verschiebung des Perihels auftritt, so daß es also vorteilhaft wäre, bei der Entwicklung einer allgemeinen Theorie der Trojaner als intermediäre Bahn nicht wie gewöhnlich eine d‐Bahn (langperiodisch) zu nehmen, sondern eine vollständige Lösung zu verwenden. Zum Schluß wird gezeigt, wie man das Problem durch Einführung eines Zusatzgliedes zur Störungsfunktion auf die klassische Form zurückführen kann.
Über die Lage der Zodiakallichtachse
Authors: Schoenberg E.
Published: July 2007

Die Einwände von C. Hoffmeister1) gegen den in der Arbeit von E. Schoenberg und R. Pich2) aufgedeckten Breiteneffekt in der Lage der ZL‐Achse können nicht als stichhaltig anerkannt werden. Auch die Deutung dieses Effekts durch Extionktionseinflüsse ist nicht möglich, weil er sich in den objektiven lichtelektrischen Messungen von Elvey u. Roach4), die von der Extinktion befreit sind, eindeutig offenbart.
Die Eros‐Bewegung von 1940–1942 und die Eros‐Ephemeride für 1942
Authors: Stracke G.
Published: July 2007

Im ersten Teil wird eine Zusammenstellung der speziellen Elementenstörungen durch Merkur bis Neptun für den Zeitraum von 1940–1942, im zweiten Teil eine ausführliche geozentrische Ephemeride für die Opposition 1942 gegeben.
Eine einfache Methode zur photographischen Photometrie flächenhafter Himmelsobjekte
Authors: Becker W.
Published: July 2007

Es wird eine Methode vorgeschlagen, nach der man durch Aufeinanderlegen von Photoplatten bzw. von Plattenteilen Fokusdifferenzen erzeugen und so bei der gleichen Aufnahme eine fokale Abbildung des zu untersuchenden, flächenhaften Objekts und eine extra‐ bzw. intrafokale Abbildung des umgebenden Sternfeldes zur Ableitung der Skala der Flächenschwärzungen erhalten kann.
Abschätzungen des Kraftfeldes der galaktischen Rotation
Authors: Gliese W.
Published: July 2007

Mit den zur Zeit vorliegenden Beobachtungsergebnissen wird unter der Voraussetzung eines stationären Potentials das Kraftfeld der galaktischen Rotation abgeschätzt. Die Kraft soll sich zusammensetzen aus der von einem zentralen Massenkern herrührenden Gravitation und aus der Anziehung einer mit konstanter Dichte im gesamten galaktischen System verteilten Masse. Die dadurch bedingten Bahnbewegungen einzelner Sterngruppen der Sonnenumgebung werden untersucht. Allerdings ist eine Beschränkung auf die Bewegungen innerhalb der galaktischen Ebene notwendig.
Physische Beobachtungen von Kometen. V
Authors: Beyer M.
Published: July 2007

Die in den Jahren 1939–41 erschienenen helleren Kometen wurden fortlaufend visuell überwacht. Das Hauptgewicht der Beobachtung wurde auf eine möglichst genaue Bestimmung des Verlaufs der Gesamthelligkeit gelegt, um daraus die absolute Größe für die Einheit der Entfernungen und darüber hinaus einen Maßstab für die Abhängigkeit der Lichtentwicklung vom Sonnenabstand des Kometen zu gewinnen. Daneben wurden Gestalt und Durchmesser des Kopfes, die Helligkeit des Kerns sowie die Struktur und Richtung des Schweiss zum Teil auch photographisch beobachtet. Von den Kometen Kozik‐Peltier (1939a = 1939 I) und Jurlof‐Achmarof‐Hassel (1939d = 1939 III) konnten auch Objektivprismen‐Spektrogramme erhalten und ausgemessen werden.
Die Babelsberger lichtelektrischen Integralhelligkeiten im spektralphotometrischen System
Authors: Brill A.
Published: July 2007

In der Einleitung wird der Farbenindex strahlungstheoretisch für schwarze und für nichtschwarze Strahlung definiert. Nach Verbesserung der Farbtemperaturskala werden die Babelsberger lichtelektrischen Helligkeiten in das Göttinger spektralphotometrische System eingegliedert.
Neue Position und Eigenbewegung des Polsterns BD + 89°1
Authors: Courvoisier L.
Published: July 2007

Verbesserung des in Astron. Nachr. 200.248 (1914) angegebenen Ortes und der Eigenbewegung des Polsterns BD + 89°1 auf Grund neuer Beobachtungsergebnisse.
Bahnlänge, Höhenverhältniszahl und untere Helligkeitsgrenze der Sternschnuppen
Authors: Teichgraeber A.
Published: July 2007

Die Länge einer Meteorbahn (Leuchtbahn) wird als abhängig von der Meteorhelligkeit und der Bahnneigung betrachtet. Bei gleicher Neigung nimmt mit abklingender Helligkeit die Bahnlänge ständig ab, bis sie schließlich verschwindet. Die Helligkeit, bei der dies eintritt, ist die untere Helligkeitsgrenze der Sternschnuppen. Um sie zu bestimmen, ist es jedoch vorteilhafter, an Stelle der Bahnlänge die Höhenverhältniszahl zu verwenden. Als untere Helligkeitsgrenze wurde die 12. Größenklasse gefunden.
Über die Reihenentwicklung der rechtwinkligen Bahnkoordinaten im Zweikörperproblem
Authors: Stumpff K.
Published: July 2007

In verschiedenen Methoden der Bahnbestimmung, so auch in der Verfassers, wird zur Darstellung des ersten und dritten Orts die Taylorsche Entwicklung der Planetenkoordinaten nach Potenzen der Zwischenzeiten benutzt. Diese Entwicklung ist auch für die Bahnverbesserung und die Berücksichtigung spezieller Störungen bei der Bahnverbesserung von Wichtigkeit. Das Koeffizientengesetz dieser Reihen ist bisher nur in Gestalt von Rekursionsgleichungen bekannt, deren fortschreitende Anwendung schon bald auf sehr verwickelte und unübersichtliche Ausdrücke führt. Hier wird der Versuch unternommen, die Gesetzmäßigkeiten der Entwicklungskoeffizienten einer eingehenden mathematischen Analyse zu unterziehen, und es gelingt auch, geschlossen Ausdrücke zu finden, durch die nicht nur einzelne, sondern ganze Gruppen von unendlich vielen dieser Koeffizienten dargestellt werden. Schließlich wird die Entwicklung, die nach Potenzen dreier Variabler vor sich geht, durch vollständige Summierung nach einer Variablen auf eine Potenzreihe mit zwei Variablen und bekannten, als Funktionen der dritten Variablen ausdrückbaren Koeffizienten zurückgeführt. Für Bahnen mit geringer Exzentrizität sind die beiden Variablen stets klein, so daß damit eine gute Konvergenz des Verfahrens gewährleistet wird.
Über einen neuen Nebelhaufen in Ursa major
Authors: Wachmann A. A.
Published: July 2007

Es wird über einen neuen Nebelhaufen in Ursa major berichet. Auf einem Gebiet des Haufen von 0.6□° finden sich nach Abzug der Feldnebel 91 Haufennebel mit einem Maximum der scheinbaren photographischen Größe bei 16m.75. Nach Korrektion wegen Absorption und Rotverschiebung bestimmt sich daraus und aus den 5 hellsten Nebeln eine Entfernung des Haufens von 15.1 Megaparsec.
Die Keplersche Gleichung als Problem des wissenschaftlichen Rechnens
Authors: Schürer M.
Published: July 2007

Im ersten Teile werden die Grundzüge des wissenschaftlichen Rechnens dargelegt, wie sie zum Teil schon in einer Abhandlung von F. Cohn1) und in einer Vorlesung von F. Klein2) enthalten sind. Im zweiten Teil werden nach allgemeinen Richtlinien verschiedene Formeln für erste Näherungswerte der Lösungen der Keplerschen Gleichung entwickelt. Das Thema ist nicht von großer aktueller Bedeutung, dürfte aber besonders didaktisch interessierten Kreisen einige Anregung bieten.
Methode zur Bestimmung der Sonnengeschwindigkeit und der galaktischen Rotation im äquatorealen Koordinatensystem aus Radialgeschwindigkeiten der Sterne
Authors: Link F.
Published: July 2007

Durch besondere Einteilung des ganzen Himmels in 96 Felder wird eine große Vereinfachung in der Berechnung der Sonnengeschwindigkeitskomponenten und der Konstanten der galaktischen Rotation erzielt. Dabei ist die Umrechnung der äquatorealen Koordinaten in die galaktischen nicht nötig.
Die Gesamtabsorption der FRAUNHOFERschen Linien im Sonnenspektrum
Authors: Wempe J.
Published: July 2007

Aus den Messungen der Äquivalentbreiten von Absorptionslinien im Sonnenspektrum durch C. W. ALLEN wird eine vollständige photometrische Eichung der ROWLANDSchen Intensitätsskala (Abb. 2) zusammengestellt, die von der Eichung nach C. F. W. MULDERS (Abb. 1) in einzelnen Spektralbereichen beträchtlich abweicht und eine starke Variation mit der Wellenlänge zeigt. Mit der neuen Eichung wird aus der Anzahl der Absorptionslinien solaren Ursprungs im ROWLAND‐Katalog die Gesamtabsorption in schmalen Wellenlängenbereichen summiert (Tab. 2) und die entsprechende Schwächung des ungestörten Kontinuums bestimmt. Die gleiche Größe wird außerdem durch eine vollständige planimetrische Auswertung der im Utrechter photometrischen Sonnenatlas wiedergegebenen Registrierkurven abgeleitet (Tab. 3). Die Ergebnisse stimmen untereinander sowie mit denen von MULDERS und PETTIT bis auf das ultraviolette Spektralgebiet verhältnismäßig gut überein (Abb. 5). In dem den verschiedenen Meßreihen gemeinsamen Spektralbereich von 340 mμ bis 870 mμ beträgt die Absorption durch die Gesamtheit der FRAUNHOFERschen Linien im Mittel 11.6% der kontinuierlichen Strahlung; durch Extrapolation für das kurzwellige und langwellige Gebiet ergibt sich die Schwächung der Gesamtstrahlung durch Linienabsorption zu 9.1 ± 0.4%.
Über die Verteilung der Protuberanzen in heliographischer Länge
Authors: Güntzel‐Lingner U.
Published: July 2007

Aus spektrohelioskopischen Beobachtungen der Protuberanzen im Zeitraum von 7 Rotationsperioden am Observatorium Ondrejow werden heliographische Karten gezeichnet, welche die Verteilung der Protuberanzen in Länge darstellen sollen. Aus dem Material von 200 Meßreihen ergibt sich, daß die Masse der Protuberanzen zwei polar angeordneten aktiven Zonen in 40° südlicher und 35° nördlicher heliographischer Breite zugeordnet werden kann. Beide Zonen behalten Lage und Ausdehnung fast unverändert über den ganzen Beobachtungszeitraum bei. Ein kleinerer, nicht den aktiven Zonen angehöriger Teil der Protuberanzen vorwiegend in Breiten unter 30° zeigt engen Zusammenhang mit den photosphärischen Störungen. Der geringe Rest der beobachteten Protuberanzen zeigt gleichmäßige Verteilung und ist kurzlebig gegen die Masse der Protuberanzen. Ein Vergleich zwischen der Verteilung der Protuberanzen und der Korona deutet einen engen Zusammenhang beider Erscheinungen an.
Zur Fourier‐Analyse der Lösungen des Zweikörperproblems
Authors: Bucerius H.
Published: July 2007

In Analogie zur FOURIER‐Analyse der periodischen Lösungen des Zweikörperproblems wird das FOURIER‐Integraltheorem auf die aperiodischen Fälle angewandt und auch die analytische Lösung der KEPLERSCHEN Gleichung für Hyperbelbahnen gegeben. Die da bei auftretenden Spektralfunktionen werden mittels asymptotischer Methoden erörtert.
Einige Bemerkungen zur Einführung neuer Elemente in der Bahnbestimmung
Authors: Jardetzky W.
Published: July 2007

M. MILANKOVITCH hat in der Bahnbestimmung und speziellen Störungsrechnung vektorielle Bahnelemente eingeführt. K. STUMPFF benutzt in seinen Arbeiten „lokale Elemente”︁, die transformationsinvariant, aber mit dem Planetenort variabel sind. In der nachfolgenden Arbeit werden beide Systeme miteinander in Verbindung gebracht und einige der Ergebnisse von STUMPFF mit Hilfe der Bezeichnungen von MILANKOVITCH neu abgeleitet. Schließlich wird die von STUMPFF aufgestellte Hauptgleichung der Ephemeridenrechnung mit Hilfe einer Formel von van ORSTRAND durch Reihenumkehrung aufgelöst.
Extinktionsbestimmungen mit dem Spiegelsextanten
Authors: Sandig H.‐U.
Published: July 2007

Mit einer von A. v. HUMBOLDT vorgeschlagenen, einfachen Zusatzeinrichtung läßt sich der Spiegelsextant zu photometrischen Vergleichen weit entfernter Sternpaare verwenden. Damit ist ein mit geringstem Instrumentalaufwand rasch und verhältnismäßig genau arbeitendes Verfahren zur visuellen Extinktionsbestimmung gegeben, dessen Methodik und Brauchbarkeit an Beispielen dargestellt wird.
Neue Elemente des Kleinen Planeten 1221 Amor
Authors: Kahrstedt A.
Published: July 2007

Nach kurzer Charakterisierung des Objektes wird die angesichts der bevorstehenden Perihelopposition berechnete Bahnverbesserung beschrieben. Die als Grundlage einer Aufsuchungsephemeride für 1948 benutzten neuen Elemente werden gegeben.
Über Periode und Lichtkurve von o (Mira) Ceti
Authors: Sandig H.‐U.
Published: July 2007

Es wird eine Zusammenstellung der Maxima von o Ceti, abgeleitet aus allen bisher bekannt gewordenen Beobachtungen, gegeben. Die Zahl der verwertbaren Maxima konnte, insbesondere durch zahlreiche seither aufgefundene alte Beobachtungen, gegenüber GUTHNICKs Bearbeitung nahezu verdoppelt werden. Mit diesem Material wird die von T. E. STERNE behauptete Konstanz der mittleren Periode des Lichtwechsels bestätigt. Die Abweichungen der Länge der einzelnen Zyklen von dieser mittleren Periode zeigen alle Eigenschaften zufälliger. „Instantane Elemente”︁ und erst recht eine harmonische Analyse ergeben nur eine mehr oder weniger gute Darstellung der Fehlerhäufungen und müssen für die Prognose versagen. Es werden neue Elemente gegeben.

Der bekannte Zusammenhang zwischen Zyklenlänge und Maximalhelligkeit erweist sich als scheinbar. Er entsteht durch Überlagerung eines „Erschöpfungseffektes”︁ (alternierende Höhen der Maxima) einerseits und eines ausgeprägten positiven Zusammenhanges zwischen Höhe und Breite der Maxima andererseits. Die Asymmetrie der Licht‐kurve nimmt seit 1900 langsam und stetig ab (Anstiegszeit nimmt zu). Hier besteht kein Zusammenhang mit der mittleren Helligkeit im Maximum, die über alle Epochen konstant bleibt. Eine Untersuchung der Asymmetrie der Maxima ergibt keinen Zusammenhang mit der Maximalhelligkeit und nur geringe Streuung um einen mittleren Wert. Die Maxima sind einander ähnlich.
Zur Praxis der numerischen Integration
Authors: Rubbert F. K.
Published: July 2007

Statt der von ADAMS angegebenen Extrapolationsformel benutzt man heute die einfachere Formel von NYSTRÖM; sie kann durch eine Iterationsformel mit gleich einfachen Koeffizienten ergänzt werden. Auch der Extrapolationsformel von STÖRMER für Differentialgleichungen zweiter Ordnung läßt sich eine sehr einfache Iterationsformel an die Seite stellen. Die Anwendung von Differenzen negativer Ordnung ergibt weitere Vorteile. Die genaue Stellenzahl wird zweckmäßig durch eine einfache Rückwärtsrechnung festgestellt. Entsprechende Formeln für Differentialgleichungen höherer Ordnung werden, angegeben. Alle Entwicklungskoeffizienten lassen sich durch BERNOULLsche Zahlen ausdrücken.
Das Algol‐System
Authors: Pavel F.
Published: July 2007

Es wird der Versuch unternommen, die im Algol‐System auftretenden periodischen Schwankungen der Umlaufszeit des Bedeckungsveränderlichen nur durch Bahnbewegungen zu erklären. Abgesehen von der spektroskopischen Bahn von 1.873 Jahren Periode werden zwei Bahnen mit 188.4 und 32.5 Jahren Umlaufszeit berechnet, die den beiden von Hellerich gefundenen Perioden entsprechen. Eine weitere Bahn mit 23 Jahren Umlaufszeit wird aus den photoelektrischen Beobachtungen der Minima nachgewiesen. Die zur Bahnrechnung benutzten Formeln werden mitgeteilt.
Das photometrische System der Rothelligkeiten von W. Becker
Authors: Brill A.
Published: July 2007

Die Rothelligkeiten von W. Becker haben ein Purkinje‐Phänomen; ein quadratischer Term des Skalenfehlers ist auch vorhanden.
über die Abhängigkeit der Sternörter des AGK2 Bergedorf und Bonn vom Spektraltypus
Authors: Kox Hans
Published: July 2007

Die bei der Wiederholung der AG‐Kataloge in Bergedorf und Bonn photographisch abgeleiteten Sternörter werden untereinander und mit dem Katalog von Schlesinger verglichen. Die Differenzen zeigen einen systematischen Gang mit dem Spektraltypus, der vermutlich von einem Zentrierfehler des Bonner Objektivs herrührt.
Mitteilungen über 91 verdächtige und veränderliche Sterne
Authors: Sandig H.‐U.
Published: July 2007

Die hier mitgeteilten Angaben sind das Ergebnis der Bearbeitung der Felder −4° 21h, + 24° 21h, +40° 22h und +10° 0h. Die Grundsätze für die Auswahl der Sterne und das Beobachtungsverfahren sind dieselben wie sie in Astron. Nachr. 275.37 und Astron. Nachr. 276.173 auseinandergesetzt wurden. Es bedeutet E‐Pl. = Ernostar‐Platten: Aufnahmen mit dem Ernostarobjektiv (O = 135 mm, f = 240 mm) und T‐Pl. = Tessar‐Platten: Aufnahmen mit dem Tessarobjektiv (O = 30 mm, f = 135 mm). Die Helligkeitsangaben beziehen sich auf (internationale) photographische Größen, falls nicht anders angegeben.
über den Lichtwechsel des langperiodischen Veränderlichen TY Cephei
Authors: Hassenstein W.
Published: July 2007

Der Helligkeitswechsel von TY Cep wird auf Grund des gesamten verfügbaren Beobachtungsmaterials–einer photometrischen Reihe des Verfassers und 7 weiterer Reihen–untersucht. Die Lichtkurve verläuft in dem betrachteten Zeitraum von 30 Jahren näherungsweise periodisch in einer Periode von 330d Dauer, nimmt aber von Zyklus zu Zyklus sehr wechselnde Formen an. Hauptmerkmal der Kurvengestalt ist das rhythmische Auftreten ausgeprägter Hauptminima und breiter, vielfach durch Nebenminima geteilter Maxima. Der Veränderliche ist trotz einer gewissen Verwandtschaft mit den RV Tauri‐Sternen als Mitglied der Mira‐Klasse zu betrachten, und zwar einer nicht häufig vorkommenden, nach H. Ludendorff als R Centauri‐Klasse bezeichneten Unterklasse, für die eine Helligkeitskurve der Form γ charakteristisch ist.
Bemerkungen zur Zeitdefinition und zur Deutung des Jahresgangs der Quarzuhren
Authors: Freiesleben H. C.
Published: July 2007

Es wird untersucht, ob die mit den Quarzuhren nachgewiesenen Schwankungen der astronomischen Tageslänge mit der Definition der Geraden Aufsteigung und ihrer Reduktion, speziell wegen astronomischer Aberration, zusammenhängen.
Der Licht= und Farbwechsel einiger RR Lyrae=Sterne
Authors: Kühn R.
Published: July 2007

Nach einer Darstellung der Beobachtungs‐ und Reduktionsmethode werden für 9 RR Lyrae‐Sterne Lichtkurven in 3 verschiedenen Wellenlängen auf Grund von visuellen Messungen am Münchner 30 cm‐Refraktor abgeleitet. Aus den Amplituden der Licht‐ und Farbkurven wird die Beziehung zwischen Farb‐ und Strahlungstemperatur bestimmt.
Über die Veränderlichkeit von Sternen und ihre Auswahl für photometrische Systeme
Authors: Pilowski K.
Published: July 2007

Der G‐Riese n Dra erweist sich in der Leipziger Spektralphotometrie als veränderlich. Verdächtig sind die G‐Riesen o UMa, n Peg. Diese und die übrigen in der Leipziger Spektralphotometrie von 42 Sternen aufgefundenen Veränderlichen 61 UMa, α CrB, θ Aur und δ Cyg (verdächtig) lassen es als zweckmäßig erscheinen, sich bei photometrischen Systemen vorerst auf Zwerge um Go und um Ko, auf Riesen späten G‐Typs um G9 und auf F‐Sterne um F5 zu beschränken und bis zu einer Klärung des Sachverhalten Sterne im Bereich der Verteilungsminima auf den Zustandsreihen als photometrische Vergleichsterne zu meiden.
Bemerkungen zu den Grundlagen der sphärischen Astronomie
Authors: Pilowski K.
Published: July 2007

Es wird vorgeschlagen, als sphärisches Koordinatensystem für den Fundamentalkatalog ein durch zwei geeignet ausgewählte Sterne definiertes System zu verwenden und damit die Bahnebene und die Rotationsachse der Erde aus seiner Grundlegung auszuschalten. In diesem Zusammenhang wird das Problem des Inertialsystems erörtert. Fernerhin wird eine Möglichkeit einer rein empirischen Festlegung der Verlagerung der Erdachse besprochen, die an Stelle der nur unter gewissen Voraussetzungen geltenden theoretischen Entwicklung treten sollte. Im Anschluß daran werden einige Bemerkungen zu astronomisch‐geodätischen Aufgaben gemacht.
Die Bahn des Doppelsternsystems ADS 8148
Authors: Güntzel‐Lingner U.
Published: July 2007

Aus einem beobachteten Bahnbogen von 205° werden die Bahnelemente von ı Leonis neu berechnet und nach einem graphischen Verfahren in zwei Schritten verbessert. Die Ergebnisse stimmen mit der unabhängigen Bahnberechnung von P. BAIZE gut überein. In der Bestimmung der Massen der Komponenten aus den Helligkeiten und Spektraltypen bleiben Widersprüche bestehen.
Die Bestimmung der Parallaxe des Schnelläufers Groombridge 1830 aus dem quadratischen Zeitgliede seiner Eigenbewegung
Authors: Werner Helmut
Published: July 2007

Die Untersuchung stellt eine Wiederholung des RISTENPARTschen Versuches vom Jahre 1902 dar, welcher ein widerspruchvolles und somit illusorisches Ergebnis erbracht hatte. Die für die Ermittlung des quadratischen Zeitgliedes der EB maßgebliche Zeitspanne hatte sich bereits bis zum Jahre 1933 soweit vergrößert, daß mit den bis dahin vorliegen ‐ den sicheren Positionsbestimmungen von Grb 1830 ein eindeutiges Resultat erzielt werden konnte. Die Hinzuziehung von zwei weiteren neueren Örtern, die auf photographischem Wege erlangt wurden, ergab im wesentlichen lediglich eine Bestätigung des Ergebnisses, daß das quadratische Zeitglied der EB von Grb 1830 rund + 2″ pro (100a)2 mit einem mittleren Fehler von nur etwa 20% und demzufolge die kinematische Parallaxe 0″.27 beträgt. Ferner wurde festgestellt, daß Grb 1830 in 14250 Jahren seinen Nahpunkt in bezug auf die Sonne, entsprechend π = 0″.34, erreicht.
Die beobachtete Gangschwankung der Quarzuhren und die „Lorentz=Kontraktion”︁ der Erde
Authors: Courvoisier L.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, daß die zuerst mittels der Quarzuhren der PTR in Berlin beobachtete scheinbare Jahresschwankung in der Rotationsdauer der Erde in der Hauptsache durch eine von der „LORENTZ‐Kontraktion”︁ der Erde verursachte sterntägliche Gangschwankung aller untersuchten Quarzuhren dargestellt werden kann. Damit werden die bisherigen Annahmen des Verfassers über die „absolute”︁ Erdbewegung und die ihr entsprechende „LORENTZ‐Kontraktion”︁ der molekularen Körper erneut bestätigt.
Zum Rotations= und Phasenlichtwechsel von Vesta
Authors: Fischer H.
Published: July 2007

Die Neureduktion von 76 während der Opposition 1941 erhaltenen photographischen Helligkeiten von Vesta im blauen und roten Spektralbereich ergab, daß während dieser Opposition ein Rotationslichtwechsel mit der Periode von 0.2226 Tagen und einer Amplitude von ungefähr 0m.12 bestanden hat. Für den Phasenkoeffizienten konnte der verbesserte Mittelwert 0m.025 aus beiden Spektralbereichen abgeleitet werden.
Vermessung des offenen Sternhaufens Messier 34 ( Mitteilungen der Hamburger Sternwarte in Bergedorf Nr. 90 )
Authors: Dieckvoss W.
Published: July 2007

Es werden die rechtwinkligen Koordinaten von 492 Sternen im Gebiet des Haufens M 34 (mittl. Fehler ± 0″.06) und die Eigenbewegungskomponenten von 136 dieser Sterne (mittl. Fehler etwa ± 0″.003/Jahr) mitgeteilt.
Differentielle Aberration aus photographischen Polaufnahmen
Authors: Dieckvoss W.
Published: July 2007

Aufnahmen des Himmelspols mit dem AG‐Astrographen 1949/50 ergaben, daß die Aberrationskonstante nicht vom Spektraltypus abhängt. Visuelle Durchgangsbeobachtungen J. VON DER HEIDES haben das gleiche negative Ergebnis.
Zur Regularisierung des Zweierstoßes im Dreikörperproblem
Authors: Schubart J.
Published: July 2007

Nach einer einführenden Betrachtung wird speziell die Bewegung einer unendlich kleinen Masse im Kraftfeld zweier großer Massen, über deren Bewegung keine einschränkende Voraussetzung gemacht wird, betrachtet. Für den Zusammenstoß der kleinen mit einer der großen Massen werden Differentialgleichungen gegeben, in denen eine Singularität nicht mehr auftritt. Mit Hilfe dieser Gleichungen läßt sich die Bewegung auch nach dem Stoß definieren.
Mittlere Sonnenfleckenkurven
Authors: Gleissberg W.
Published: July 2007

Die seit 1755 abgelaufenen 18 elfjährigen Zyklen der Sonnentätigkeit werden nach der Höhe der Maxima in 3 Gruppen zu je 6 Zyklen eingeteilt; durch geeignete Mittelbildung innerhalb jeder Gruppe wird je eine Kurve des mittleren Verlaufs der ausgeglichenen Monatsmittel der Sonnenfleckenrelativzahlen für Zyklen mit hohen, mäßigen und niedrigen Maxima gewonnen. Diese 3 mittleren Sonnenfleckenkurven eignen sich zur Prüfung mathematischer Ausdrücke, die für die Darstellung der Sonnenfleckenhäufigkeit vorgeschlagen werden.
Simultane Ausbreitung von Konvektion und Wärme im Sterninnern
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

Ausgehend von der Tatsache, daß thermisch stabile Schichtung die Ausbildung von Konvektion zwar erschwert, aber nicht völlig unmöglich macht, wird darauf hingewiesen, daß der Konvektionszustand eine Tendenz zur Ausbreitung hat, die der Ausbreitung der ungeordneten molekularen Wärmebewegung analog ist. Infolgedessen ist die in instabilen Zonen vorhandene Konvektion bestrebt, auf thermisch stabiles Gebiet überzugreifen und dort eine adiabatische Temperaturschichtung herzustellen. Dadurch wird der Widerstand, den die Schichtung der Konvektion entgegensetzt, verringert und die weitere Ausbreitung kann leichter erfolgen. Analytisch läßt sich diese Koppelung der Ausbreitung von Konvektion und Wärme durch zwei simultane partielle Differentialgleichungen beschreiben. Ihre genäherte Integration ergibt, daß der in den äußeren Schichten der Sonne beobachtete Konvektionszustand sich nach spätestens 300 Jahren auf die ganze Sonne ausbreiten muß. Man hat daher im Innern eines Sterns, der nur in irgendeiner Zone thermisch wesentlich instabil ist, mit durchgehender Konvektion und vollkommen adiabatischer Schichtung zu rechnen.

Die physikalische Richtigkeit der entwickelten Vorstellung über die Ausbreitungstendenz des Konvektionszustands wird durch die Erfahrungen in der Erdatmosphäre gestützt. Eine ausführliche Theorie der zeitlichen Änderungen der atmosphärischen Konvektion ist der Inhalt einer an anderer Stelle erschienenen Arbeit [1] des Verfassers und ergibt gute Übereinstimmung mit den meteorologischen Beobachtungen.
Untersuchungen zur physikalischen Theorie der Meteore. (1. Teil)
Authors: Hoppe J.
Published: July 2007

Es wird versucht, eine theoretische Grundlage für eine physikalische Theorie der Meteore zu geben, die den gesamten Bereich der meteoritischen Erscheinungen in der Erdatmosphäre von den Mikrometeoren bis zu den Riesenmeteoren umfaßt. Das Meteorphänomen wird nach physikalischen Gesichtspunkten in zwei Erscheinungsformen zerlegt: das Sternschnuppenstadium und das Feuerkugelstadium. Die Bahnen meteoritischer Körper durch die Erdatmosphäre werden phänomenologisch in die drei Abschnitte: Kosmische Bahn, Übergangsbahn und Fallbahn eingeteilt. Ausführlich behandelt wird im vorliegenden 1. Teil nur das Sternschnuppenstadium, in dem die Energie‐ und Impulsübertragung durch unmittelbare Partikelstöße erfolgt. Obwohl der Übertragungsmechanismus im einzelnen noch unbekannt ist, lassen sich auf Grund allgemeiner Prinzipien doch alle wichtigen Formeln ableiten, die zur Beschreibung des Bewegungsvorganges und der Massenabnahme längs der Bahn erforderlich sind.
Über eine Funktionalgleichung der Meridianastronomie Veröffentlichungen der Sternwarte München Bd. 4 Nr. 21
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

Es wird allgemein das Problem diskutiert, welche Aussagen man aus Beobachtungen der gleichen Sterne in beiden Kulminationen über systematische Fehler von Deklinationsmessungen erhalten kann. Es ergibt sich eine Funktional‐gleichung, deren allgemeine Lösung eine willkürliche, zum Pol antisymmetrische Funktion enthält. Wenn man außerdem noch verlangt, daß der gesuchte Meßfehler antisymmetrisch zum Zenit verläft, was in der Praxis meist erfüllt ist, bleibt in der allgemeinen Lösung noch immer eine willkürliche Funktion, die periodisch mit der Periode 180° — 2 φ ist. Es werden allgemeine Reihenentwicklungen für die Lösung aufgestellt und gezeigt, wie man bei zusätzlicher Benutzung von Planetenbeobachtungen und unter Verzicht auf höhere Glieder die Koeffizienten der aufgestellten Reihen bestimmen kann.
Zur Berücksichtigung der Mehrfachstreuung in der Theorie der Szintillation optischer und radiofrequenter Strahlung
Authors: Scheffler H.
Published: July 2007

Es wird das gegenseitige Verhältnis neuerer Arbeiten von ELLISON, OBUCHOW, KELLER, FEJER und Verf. über die Streuung elektromagnetischer Wellen in Medien mit statistisch verteilten Brechungsindexschwankungen hinsichtlich der Berücksichtigung der Mehrfachstreuung diskutiert.
Die Bahn des Doppelsternsystems ADS 1733
Authors: Horeschi E.
Published: July 2007

Von dem physischen Doppelstern ADS 1733 wird eine provisorische Bahn abgeleitet. Die dynamischen Elemente dieser Bahn bestätigen in Verbindung mit den astrophysikalischen Systemgrößen die vermutete große Parallaxe des Doppelsternes nicht in dem erwarteten Maße.
Rasch abklingende Reihen für die Mittelpunktsgleichung und andere Funktionen
Authors: Behrens J.G. , Stumpff K.
Published: July 2007

Im Januar 1945 machte J. G. BEHRENS den Vorschlag, bei der Entwicklung der Mittelpunktsgleichung und anderer Größen der Zweikörperbewegung anstatt der mittleren Anomalie M eine neue Variable Ψ als unabhängige Veränderliche hinzuführen, die eine bessere Konvergenz der Reihen gewährleistet. Die Veröffentlichung unterblieb infolge der Zeitumstände. In der folgenden Abhandlung hat K. STUMPFF versucht, diese Reihen, deren Koeffizienten BEHRENS nach der interpolatorischen Methode für konkrete Beispiele berechnet hat, in eine strenge Form zu bringen und die Koeffizienten als Funktionen der Exzentrizität darzustellen.
Photographische Doppelsternmessungen mit einem Refraktor von 182 cm Brennweite
Authors: Böttger G.
Published: July 2007

Es werden die Meßergebnisse aus Aufnahmen von 24 weiten Doppelsternen mitgeteilt, die mit einem kleinen visuellen Refraktor erhalten sind und die Eignung solcher Instrumente für die Beobachtung von sonst meist vernachlässigten Objekten zeigen.
Die Periode des Veränderlichen Nr. 19 im Kugelhaufen M 15
Authors: Bachmann G.
Published: July 2007

Es wird die Helligkeit des Veränderlichen aus 63 Babelsberger Aufnahmen aus den Jahren 1925 und 1933 mitgeteilt und eine neue Periode abgeleitet.