bluuebunny/crossref_metadata_2025 huggingface dataset:
Lichtelektrische Beobachtungen des β Cephei‐Sternes 12 Lacertae (Veröffentlichungen der Universitätssternwarte Graz Nr. 1)
Authors: Rakosch Karl
Published: July 2007

Im Jahre 1958 wurde 12 Lacertae in zehn Nächten in zwei Farbbereichen lichtelektrisch beobachtet. Drei periodische Helligkeitsänderungen wurden gefunden und Normal‐Helligkeitskurven berechnet. Die Periodenlängen wurden neu bestimmt, und die verbesserten Werte lauten: P1 = o⋅d19308997, P2 = o⋅d19737253 und P3 = od15292. Dagegen wurde eine strenge Periodizität in den an sich beträchtlichen Farbenänderungen nicht gefunden. Es scheint so, als ob diese eine sehr große unregelmäßige Komponente aufweisen.
Eine objektive Methode für die Messungen der täglichen Mengen Meteoritenstaub
Authors: Kizilirmak Abdullah
Published: July 2007

Zur Bestimmung der Menge des täglich einfallenden meteoritischen Eisenstaubs wurden ursprünglich die auf einer Glasplatte gesammelten Teilchen gezählt. Später wurde eine neue Methode angewendet, die nur unbedeutende persönliche Fehler enthält und auch in Regenzeiten brauchbar ist. Die Ergebnisse aus beiden Methoden und auch von verschiedenen Beobachtern werden verglichen. Die Einflüsse des Regens, des Windes und der Meteorströme auf die täglichen Teilchenmengen werden untersucht und mittlere jährliche Verteilungskurven abgeleitet. Das Gesamtgewicht des jährlich auf die Erde fallenden Eisenstaubs wird abgeschätzt.
Mikrometermessungen bei der Bedeckung von α Leonis durch Venus (Mitteilungen der Sternwarte Babelsberg Nr. 12)
Authors: Pauscher H.
Published: July 2007

Die Anschlußmessungen des bedeckten Fixsterns an das Südhorn des Planeten, deren Ergebnis hier mitgeteilt wird, zeigen keine eindeutig der Refraktion beim Durchlaufen der Venusatmosphäre zuzuschreibende Verschiebung des Lichtstrahles. Aus den Anschlußmessungen geht eine kleine Abweichung gegenüber der im BAJ gegebenen Venusephemeride hervor.
Ein Nomogramm zur Ermittlung strahlungsenergetischer Parallaxen
Authors: Brosche P.
Published: July 2007

Es werden Grundlagen und Gebrauch eines Nomogramms erläutert, das strahlungsenergetische Parallaxen mit ausreichender Genauigkeit zu bestimmen gestattet.
Der Nova‐ähnliche Veränderliche 377.1943 Sagittae
Authors: Richter G.
Published: July 2007

Dieser Stern erweist sich auf Grund von photographishen und visuellen Beobachtungen als Nova‐ähnlich mit außergewöhnlichen photometrischen und spektralen Eigenschaften. Die Helligkeit steigt seit mindestens 1890 nahezu linear um jährlich etwa 0m.05 an.
Über die Wahl eines Prismas beim SCHMIDT‐Spiegel
Authors: Haffner H.
Published: July 2007

Die Aufgabe, das für einen SCHMIDT‐Spiegel passende Objektivprisma anzugeben, ist wegen der Fülle seiner astronomischen Anwendungsmöglichkeiten nicht eindeutig definiert. Immerhin lassen sich gewisse, allgemeingültige, einfache Zusammenhänge zwischen den Dimensionen der SCHMIDT‐Prismen‐Kombination einerseits und verschiedenen Dispersionsangaben andererseits (lineare und Winkeldispersion, Länge und Höhe der Spektren, Grenzgrößen, Überdeckungen) formulieren (II, 1 bis 7). In Tabelle 3 sind die diesbezüglichen Daten von 8 repräsentativen SCHMIDT‐Prismenkameras zusammengestellt. Sie werden in IV mittels der Beziehungen von II diskutiert, vor allem hinsichtlich des Informationsgehaltes der Spektren. Dabei tritt der kurzbrennweitige SCHMIDT‐Spiegel wegen seiner hohen spektralen Auflösung bei sonst gleicher linearer Dispersion bemerkenswert hervor. Hinsichtlich Reichweite und Überdeckungen bietet die große Brennweite in einigen Fällen Vorteile.
Lichtelektrische Beobachtungen des Bedeckungsveränderlichen BF Aurigae
Authors: Schneller H.
Published: July 2007

Aus 422 lichtelektrischen Beobachtungen im gelben und 432 lichtelektrischen Beobachtungen im blauen Spektralbereich wurden zwei Lichtkurven abgeleitet, die von stark deformierten Komponenten erzeugt sein müssen. Die Amplituden der Minima I und II sind in beiden Farbbereichen gleich groß; bezüglich der Form sind die Minima etwa, aber nicht genau gleich. Zahlreiche Versuche mit verschiedenen, einander natürlich nicht widersprechenden Ausgangsdaten (x, k, α0), die relativen Radien der Komponenten und die Neigung der Bahnebene zu bestimmen, schlugen fehl. Es gibt keine einheitliche Lösung für beide Minima. Es läßt sich nur die Aussage machen, daß die Flächenhelligkeit beider Komponenten gleich sein muß; wahrscheinlich sind auch ihre Radien nahezu und groß im Vergleich zur Bahnhalbachse (rg ≈ rk ≈ 0.4 a).
Die Verfärbung als Funktion der interstellaren Absorption und der Energieverteilung des kontinuierlichen Sternspektrums
Authors: Schmidt‐Kaler Th.
Published: July 2007

The interstellar reddening has been calculated as a function of the interstellar absorption and of the observed spectral energy distribution for 25 different types of stars Bo–M2 la–V. The ratio R = Av/EB−V of absorption to reddening and the reddening relative to a Bo‐star η = EB−V(Sp)/EB−V(Bo) are approximately linear functions of the intrinsic colour (B−V)0. A discussion of empirical data gives R = 3.05 ± 0.15, and (for M‐supergiants) η = 0.90 ± 0.05. The empirical reddening lines EU−B/EB−V and EB−V/E[R−I] have been determined from observations of supergiant stars of all spectral types.
The Variable EZ Aquilae
Authors: Olivier Charles P.
Published: July 2007

The following article gives the results based on observations of EZ Aquilae, extending over 24 years. A mean light curve is derived and an accurate period, also an improved epoch. It is shown that there are minor irregularities in the curve, particularly near secondary minimum. The mean magnitude deviations for points on the curve, two points for each day, are determined. Besides the visual curve, photographic observations in blue light and in red light show curves similar in general shape.
Verallgemeinerung der Formeln für die differentielle galaktische Rotation in der polytropischen Lösung
Authors: Kizilirmak Abdullah
Published: July 2007

Formeln für die differentielle galaktische Rotation, die KREIKEN [1] für die galaktische Ebene abgeleitet hat, werden verallgemeinert für beliebige galaktische Breiten.
Photometrische Beobachtungen von VW Cephei aus dem Jahre 1941
Authors: Walter K.
Published: July 2007

165 in 30 Nächten erhaltene lichtelektrische Beobachtungen des Bedeckungsveränderlichen VW Cep werden mitgeteilt und ausgewertet. Die mit der gleichen Apparatur erhaltenen Normalkurven von 1941 und 1942 unterscheiden sich erheblich; insbesondere ist der Veränderliche 1941 um Mittel um etwa 0m.04 heller gewesen als 1942. Aus den Abweichungen der einzelnen Beobachtungen von der Normalkurve konnte eine periodische, der mittleren Lichtkurve über‐lagerte Helligkeitsschwankung mit der Periode 0d.2636 und veränderlicher Amplitude nachgewiesen werden.
Stars with large Proper Motions in the Astrographic Zones + 32° and + 33° (List III)
Authors: Goyal A. N.
Published: July 2007

The present list is a continuation of two previous lists (A. N. GOYAL, J. Observateurs 41.21 and 121 (1958)) and gives the annual relative proper motions of about 1315 stars with probable errors ±0″.010 on either coordinate. The proper motions and the corrections for conversion to absolute motions are given in units of 0″.001.
Neuer Versuch einer Messung der relativistischen Lichtablenkung
Authors: Schmeidler F.
Published: July 2007

Eine während der totalen Sonnenfinsternis am 2. 10. 1959 bei Kidal in der südlichen Sahara aufgenommene Platte des Sternfelds um die Sonne wurde für die Messung der Lichtablenkung am Sonnenrand ausgewertet. Durch ungünstige meteorologische Umstände war die Platte so stark verschleiert, daß die Bilder von 11 Sternen nur durch fernsehtechnische Hilfsmittel der Kontrastverstärkung sichtbar gemacht werden konnten. Für die Lichtablenkung ergab sich L = 2″.17 ± 0″.34, durch welchen Wert die den theoretischen Betrag von 1″.75 übersteigenden früheren Resultate anderer Expeditionen zwar gestützt, aber nicht in endgültig verbürgbarer Weise bestätigt werden.
Photometrie des offenen Sternhaufens NGC 6322
Authors: Lohmann W. , Schnur G.
Published: July 2007

Die U, B, V‐Photometrie von Platten, die am Boyden Observatory in Bloemfontein aufgenommen worden sind, ergab für NGC 6322: Entfernung = 1200 pc, Durchmesser = 4 pc, Zahl der Sterne bis V = 14.6 etwa 30, Sterndichte im Zentrum = 10**/pc3, Alter ≈︁ 2 × 107 Jahre. Der Haufen liegt im BECKERschen —I‐Spiralarm und außerhalb der HI‐Gebiete.
Die Perioden von 19 Veränderlichen des Kugelhaufens M 15
Authors: Fritze K.
Published: July 2007

Aus 72 Platten der Jahre 1925 und 1933, aufgenommen mit dem 122 cm‐Spiegel der Sternwarte Babelsberg, wurden die Elemente von 19 Veränderlichen des Kugelhaufens M 15 neu bestimmt. Von 13 Veränderlichen, für die Beobachtungsmaterial von 1896 bis 1956 vorlag, zeigten 4 eine in der Zeit lineare Periodenänderung, 8 keine Änderung, während bei einem Veränderlichen keine Aussage möglich war.
Dreifarbenphotometrie eines Milchstraßenfeldes in Auriga
Authors: Friedemann CH.
Published: July 2007

Nach der Methode der Dreifarbenphotometrie wurde im UBV‐System photographisch ein Milchstraßenfeld in Auriga untersucht. Ziel der Arbeit ist, nachzuweisen, daß diese Methode zur Ermittlung der interstellaren Verfärbung auf beliebige Sternfelder anzuwenden ist. Der gefundene Gang der interstellaren Extinktion zeigt befriedigende Übereinstimmung mit anderen Arbeiten.
Zur interstellaren Extinktion am galaktischen Nordpol
Authors: Pfau W.
Published: July 2007

The mean interstellar extinction is derived from 55 high‐latitude stars (b ≧ 60°) of luminosity class V to

Āv = − 0m.002 ± 0m.020 (m.e.)

much smaller than follows from a cosec‐law. In the area under consideration the reddening shows no dependence on galactic latitude. It might be possible, that the cosec‐law is not fulfilled to the highest latitudes, and therefore, the value of the extinction at the pole which is derived from such a law is too high.
Über den Lichtwechsel der kurzperiodischen Veränderlichen BM Persei, UX Persei und DX Cephei
Authors: Beyer M.
Published: July 2007

Im folgenden werden die Ergebnisse von Helligkeitsschätzungen der 3 kurzperiodischen Veränderlichen BM Per, UX Per und DX Cep mitgeteilt, die zwischen 1946 und 1958 am 26 cm‐Refraktor der Hamburger Sternwarte erhalten wurden.
Statistische Untersuchung der Beziehungen zwischen Radiostrahlungsausbrüchen der Sonne und anderen Erscheinungen des Flare‐Komplexes im IGJ
Authors: Krüger A.
Published: July 2007

The relationship between the number of solar radio bursts and some other phenomena of solar activity has been investigated statistically by means of observations made during the IGY. There have been verified close correlations between bursts in the cm‐ and lower dm‐range and flares, and between sudden ionospheric disturbances (SID) and bursts respectively. The total energy emitted in the cm‐range can be regarded as criterion for the simultaneous appearance of SIDs and bursts.

The behaviour of bursts in the m‐range and geomagnetical solar flare effects has been examined. Also the frequency of occurrence of bursts in dependence of sunspot numbers has been analyzed and was compared with the slowly varying component of solar radio emission. In addition, the positions of flare centres of the sun have been taken into consideration.
Interstellarer Staub und Zeitspanne der Sternentstehung in offenen Sternhaufen
Authors: Schmidt Karl‐Heinz
Published: July 2007

Bei einer Reihe von offenen Sternhaufen sind die Mitglieder unterschiedlich stark verfärbt. Der Prozentsatz der Objekte mit Farbexzeßdifferenzen ist bei jungen Haufen besonders groß. Der beobachtete interstellare Staub dürfte der Rest der Materie sein, aus der sich die Haufensterne bildeten. Aus den Massen der interstellaren Materie in den Haufen und den Gesamtmassen der Haufenmitglieder wird die Zeitspanne der Sternentstehung in den offenen Haufen berechnet. Es ergibt sich ein Zusammenhang zwischen dieser Zeitspanne und der Dichte in den Haufen. In Übereinstimmung mit anderen Abschätzungen beträgt die Zeit, über die sich die Sternentstehung erstreckt, einige Millionen Jahre.
Die äußere Genauigkeit von Zeitbestimmungen mit dem Passageinstrument und die persönlichen und instrumentellen Fehler
Authors: Steinert K.‐G.
Published: July 2007

Anhand einer großen Anzahl von Zeitbestimmungen mit Passage‐Instrumenten wird versucht, die einzelnen Komponenten der äußeren Fehler zu ermitteln. Dabei werden zufällige persönliche und instrumentelle Fehler und „Restfehler”︁ unterschieden. Letztere sind zwar systematischer Art, wirken aber infolge unregelmäßiger und kurzfristiger Veränderungen, bedingt durch Beobachter, Instrument und Atmosphäre, in der Hauptsache wie zufällige Fehler und sind vor allem der Grund für die Diskrepanz zwischen äußerer und innerer Genauigkeit am Passageinstrument. Es werden Vorschläge zur Verkleinerung der einzelnen Fehlerkomponenten gemacht. Das zeitliche Verhalten der systematischen persönlich‐instrumentellen Gleichung wird untersucht.
Über eine transzendente Lösung des Bahnbestimmungsproblems
Authors: Sconzo P.
Published: July 2007

Der Verfasser verknüpft die rechnerische Auswertung der LAGRANGEschen Funktionen f und g mit der Lösung der transzendenten LAMBERTschen Gleichung für elliptische Bahnen. Die daraus neu entwickelte Methode der Bahnbestimmung kann für Erdsatellitenbahnen aus Radarbeobachtungen benutzt werden.
Untersuchungen über die Höhenstaffelung der Meteore in der Erdatmosphäre
Authors: Hoppe Johannes
Published: July 2007

Unter Verwendung photographischer Meteorbeobachtungen des Observatoriums Ondřejow wird die Beziehung zwischen der Anfangsmasse der Meteoriten m∞ und ihrer Endhöhe He abgeleitet.
Über drei Bedeckungssterne mit veränderlichen Perioden
Authors: Schneller H.
Published: July 2007

Neuere Beobachtungen an SW Cygni bestätigen die Elemente der von SLOWOCHOTOWA abgeleiteten Lichtzeitbahn nicht. Die Deutung der (B‐R)‐Werte als Folge einer Bahnbewegung wird angezweifelt, da die dritte Komponente ganz ungewöhnliche Eigenschaften aufweisen müßte.

Die von STROHMEIER und OTT [5] mitgeteilten Beobachtungen der Sterne DR Vulpeculae und Y Cygni sind für eine Widerlegung der Apsidendrehung bei diesen Sternen nicht sicher genug.
Über eine Zusatzeinrichtung zur Schleiermessung mit dem Irisphotometer
Authors: Friedemann Ch. , Schöneich W. , Moskau z. Z.
Published: July 2007

In den Meßlichtweg des Sartorius‐Irisphotometers wurde zwischen die Iris und den Meßkeil ein einklappbares Filter eingebaut, das Schleiermessungen bei größeren Iriswerten ermöglicht. Mit diesem Filter ausgeführte Meßreihen ergaben eine Senkung der mittleren Fehler der abgeleiteten Helligkeiten.
Bemerkung zur interstellaren H2‐Häufigkeit
Authors: Lambrecht H. , Schmidt K.‐H.
Published: July 2007

Aus der Diskrepanz zwischen dem aus Radiobeobachtungen von WESTERHOUT folgenden Raumanteil, der von interstellaren HII‐Wolken eingenommen wird, und der entsprechenden Größe, die sich bei Berücksichtigung der Leuchtkraftfunktion und der effektiven Temperaturen der Sterne früher Spektraltypen ergibt, wird auf eine hohe H2‐Häufigkeit im interstellaren Raum geschlossen.
On the Complete System of Integrals in Celestial Mechanics
Authors: Kikuchi S.
Published: July 2007

A partially translative one‐parameter continuous transformation group is derived, and used in order to get the system of integrals of celestial mechanics.
Novae in M 31 auf Tautenburger Schmidt‐Aufnahmen
Authors: Börngen F.
Published: July 2007

Die zwischen 1960 und 1967 mit der Tautenburger Schmidt‐Kamera aufgenommenen 215 Platten von M 31 wurden nach Novae abgesucht. Es wurden 27 Novae gefunden, über die erste nähere Angaben gemacht werden.
Minima and New Light‐Elements for Eclipsing Binaries
Authors: Kizilirmak A. , Pohl E.
Published: July 2007

For 18 eclipsing binaries 34 photoelectric minima and for 44 eclipsing binaries 124 visual minima are given. New light‐elements for 4 eclipsing variables were calculated from photoelectric minima.
Lichtelektrische und spektrographische Beobachtungen der Nova Vulpeculae 1968 Nr. 1
Authors: Dorschner J. , Friedemann Chr. , Pfau W.
Published: July 2007

The results of photoelectric and spectrographic observations of Nova Vul 1968 No. 1 are described. U, B, V magnitudes and colours ranging from 1968 April 18 to June 15 are given. The distance of the nova was estimated to 1450 ± 400 pc (m. e.). Its interstellar absorption amounts to AV = 1.2 ± 0.2 mag (m. e). Spectra were obtained between 1968 April 18 and May 8 and were used to measure radial velocities for two absorption systems.
Zur Methodik der Bestimmung von Entdeckungswahrscheinlichkeiten veränderlicher Sterne
Authors: Richter G. A.
Published: July 2007

Bei selten vorkommenden Typen veränderlicher Sterne kann die Bernoulli‐Statistik nur ungenaue Ergebnisse für die Entdeckungswahrscheinlichkeiten p liefern. In diesen Fällen ist es angebracht, p mit Hilfe der von Borgman definierten „Quality Function”︁ Q(Δm, m) zu berechnen. Q(Δm, m) ist die Wahrscheinlichkeit, mit der eine Helligkeitsdifferenz Δm bei der mittleren scheinbaren Helligkeit m wahrgenommen wird. Es werden drei Methoden der Ermittlung von Q(Δm, m) diskutiert. Eine Anwendung auf Sonneberger Material zeigt, wie zu erwarten, daß Q(Δm, m) mit abnehmendem Δm und zunehmendem m kleiner wird. Außerdem wird der schon von Borgman vermutete psychologisch interessante Sachverhalt bestätigt, daß selbst geübte Beobachter, die die veränderlichen Sterne mit Hilfe der Stereo‐ oder Blinkmethode oder durch elektronische Abtastung suchen, etwa 10% aller großen Helligkeitsdifferenzen < 1 mag übersehen.
Zum Einfluß eines Quadrupolmoments der Sonne auf die Bahnlage der Planeten
Authors: Böhme S.
Published: July 2007

Es werden Formeln zur Umwandlung der auf den Sonnenäquator bezogenen von einem solaren Quadrupolmoment erzeugten säkularen Störungen der Bahnlagenelemente eines Planeten in auf die Ekliptik bezogene abgeleitet und für Merkur, Venus und Erde die numerischen Werte der Koeffizienten der transformierenden Gleichungen gegeben.
Ob‐Stars on the utmost Borders of M 31
Authors: Börngen F. , Friedrich G. , Lenk G. , Richter R. , Richter N. B.
Published: July 2007

In einem Feld von 4 Quadratgrad, das den südwestlichen Teil von M 31 einschließt, werden durch eine Statistik der U, B, V Helligkeiten insgesamt 18 blaue sternförmige Objekte aufgefunden, von denen 13 mit großer Wahrscheinlichkeit als OB‐Sterne zu M 31 gehören. Die äußersten haben Entfernungen von 35…50 kpc vom Kern des Andromeda‐Nebels. Drei weitere Objekte sind wahrscheinlich extragalaktische quasistellare Objekte. Zwei andere fallen durch ihre außergewöhnliche Stellung im Zweifarbendiagramm auf und können nicht eindeutig einer bestimmten Kategorie von Objekten zugeordnet werden.
Zur Temperaturbestimmung in Gasnebeln
Authors: Gürtler J.
Published: July 2007

Der Einfluß von Temperaturvariationen in Gasnebeln auf das Beobachtungsergebnis wird untersucht. Für Methoden, die zur Bestimmung der Elektronentemperatur das Intensitätsverhältnis zweier Emissionslinien verwenden, wird ein allgemeiner Zusammenhang zwischen beobachteter Temperatur und tatsächlichem Mittelwert längs der Sichtlinie abgeleitet. An Hand theoretischer Nebelmodelle werden auch solche Methoden zur Temperaturbestimmung überprüft, die mit der allgemeinen Formel nicht behandelt werden können. Es zeigt sich, daß die unterschiedlichen Beobachtungsergebnisse durch die Annahme von Temperaturvariationen erklärt werden können, die von Stoß‐oder Ionisationsfronten innerhalb der Nebel herrühren.
Beobachtungsergebnisse der Berliner Arbeitsgemeinschaft für veränderliche Sterne e. V. (BAV)
Authors: Braune W. , Hübscher J. , Mundry E.
Published: July 2007

In dieser 8. Zusammenstellung von Beobachtungsergebnissen werden 207 beobachtete Minima von 56 Bedeckungssternen, 100 Maxima von 21 RR Lyrae‐ und δ Cephei‐Sternen, 82 Ergebnisse von 32 Mira‐Sternen und langperiodischen Veränderlichen, sowie 47 Ergebnisse von 9 RV Tauri‐Sternen, Halbregelmäßigen und Unregelmäßigen aus den Jahren 1966 bis 1968 mitgeteilt.
Untersuchungen über den Aufbau offener Sternhaufen
Authors: Lohmann W.
Published: July 2007

Aus Streifenzählungen an 20 offenen Sternhaufen werden die charakteristischen Parameter ihres Aufbaues abgeleitet. Das relative Potential beträgt am Haufenrand im Durchschnitt 0.32. Die von SCHWARZSCHILD eingeführte effektive Entfernung der Sterne vom Haufenmittelpunkt gleicht etwa dem Haufenradius. Die Zählungen an zwei Haufen erlauben es, deren kumulative Massenfunktionen bis Mv ≈ 8 fortzusetzen und die sich anzeigende exponentielle Konvergenz zur Massenbestimmung zu verwenden. Dasselbe konnte für die Plejaden und sieben Haufen nach den Zählungen VAN DEN BERGHS und SHERS getan werden. Die mittleren Geschwindigkeiten und die mittleren Umlaufszeiten T der Haufensterne sind von der Ordnung 0.90 km/s bzw. 12 · 106 Jahre. Zwischen letzteren und der mittleren (Massen‐) Dichte · gilt die Beziehung T ≈≈ 20 · 106. In 1 · 109 Jahren verliert der mittlere Haufen die Hälfte seiner Sterne durch Relaxation.
Radiative Transfer in Spherically Symmetric Dust Nebulae
Authors: Dorschner J.
Published: July 2007

In this paper the mathematical tools for future calculations of the diffuse radiation field inside a homogeneous spherically symmetric dust nebula are made available. The solution of the equation of radiative transfer is represented as an expansion after LEGENDRE polynomials. Making use of the operator calculus a system of ordinary differential equations is derived the solution of which yields the coefficients of this expansion. The method developped here is more general as well as more rigorous than previous work in this field.
Weitere OB‐Assoziationen in den äußersten Randzonen von M 31
Authors: Richter G.A.
Published: July 2007

Beim Vergleich einer U‐ und einer B‐Platte des Tautenburger 2‐m‐Schmidtspiegel‐Teleskops wurden in den äußersten Randgebieten des großen Andromedanebels 7 lockere Gruppierungen von blauen Objekten entdeckt. Eine nähere Untersuchung ergab, daß es sich um offenbar bisher nicht bekannte OB‐Assoziationen handelt, die sich gut einer Spiralstruktur einfügen. Mit Distanzen von R = 22.8 kpc bis R = 27.9 kpc vom Zentrum des Andromedanebels liegen diese Objekte teilweise noch weiter außen als die entfernteste Assoziation OB 188 von VAN den BERGH (R = 25.0 kpc).
Polarization in be‐type stars
Authors: Martel M. T.
Published: July 2007

At 1/λ = 2.79 μm−1, the comparison of a Be star with a nearby normal B star shows that the interstellar polarization of the Be star is diminished by a factor 0.7.
On the possible existence of dust grains at large distances from the galactic plane
Authors: Schmidt K.‐H.
Published: July 2007

The effect of the radiation pressure of the interstellar radiation field on interstellar grains high above the galactic plane is estimated. It is shown that interstellar dust particles reaching large distances from the galactic plane are concentrated between 140 and 250 pc from the galactic plane. This result is in qualitative agreement with observations.
The diffuse interstellar band at 4430 å and the spectrum of atomic calcium trapped in solid hydrocarbons
Authors: Duley W. W. , Graham W. R. M.
Published: July 2007

Stoeckly and Dressler's suggestion (Ap. J. 139.240, 1964) that the diffuse band at 4430 Å might be due to absorption by Ca atoms trapped in interstellar grains has been examined in a series of laboratory experiments. It has been assumed that Ca atoms are trapped in the dielectric mantles of interstellar grains. We have studied the spectrum of Ca trapped in solid benzene, diphenyl, triphenylene, toluene, decane, tetradecane, methanol and ethanol at temperatures below 120 °K. In most systems, several absorption bands attributable to the 4226 Å resonance line of Ca are seen in the 5500 – 3800 Å region. Benzene, the simplest member of the graphite precursor series, yields an uncomplicated spectrum which reduces to one broad band peaking at 4430 ± 20 Å at low Ca concentrations. This band has a total width at half peak intensity of ≅ 250 Å at 55 °K.
Absorbing ice model of interstellar grains
Authors: Krishna Swamy K. S. , Jackson W. M. , Donn B. D.
Published: July 2007

Extinction curves have been calculated for Mie scattering by grains with a refractive index m = n — ik where n was between 1.3 and 2.0 and k varied from 0 to 0.5. A good fit for the observed interstellar extinction in the wavelength region of 0.1 to 2.0 μm was obtained for particles with radius 0.1 μm and m = 1.3 — 0.2 i. Inclusion of the changes in the refractive index in the vacuum ultraviolet region due to the strong absorptions of methane, ammonia and water does not appreciably alter these results. Theoretical extinction curves for the composite medium of H2O, NH3, CH4 and graphite show a general agreement with the observed interstellar reddening curve over the whole spectral range, in addition to producing kinks in the far ultraviolet region.
Infrared spectra of silicate grains
Authors: Dorschner J.
Published: July 2007

The observed 10 μm emission is interpreted as due to Si‐O‐stretching vibrations of the SiO4‐tetrahedrons of circumstellar silicate grains.
On the genetic relation between reflection nebulae and their illuminating stars
Authors: Schmidt K.‐H.
Published: July 2007

From a discussion of catalogues of reflection nebulae based on the Palomar Observatory Sky Survey it is shown that a genetic relation exists between the nebulae and the illuminating stars.
Über schnelle Änderungen der magnetischen Feldstärke von Sonnenflecken
Authors: Künzel H.
Published: July 2007

Es werden die aus stündlichen Aufnahmen der magnetischen Feldstärke mehrerer Hauptflecken von drei ausgewählten Fleckengruppen der Jahre 1968/69 gewonnenen Ergebnisse mitgeteilt und graphische Darstellungen des täglichen Verlaufs der Feldstärke gegeben. Die in den Diagrammen verwendeten Feldstärkewerte sind Mittelwerte aus drei kurz hintereinander gewonnenen Spektrogrammen. Der mittlere Fehler eines Mittelwertes beträgt ±85 Gauß. Die Darstellungen zeigen außer einer allgemeinen Tendenz im Tagesverlauf der Feldstärke schnelle Änderungen mit Beträgen bis zu 500 Gauß innerhalb weniger Stunden. Im Gegensatz zu diesen als reell anzusehenden Schwankungen können die vielfach angedeuteten kurzzeitigen Feldstärkeänderungen nicht als sichergestellt gelten. Ergänzend zu den Ergebnissen der Feldstärkebeobachtungen werden der Entwicklungsablauf der Fleckengruppen beschrieben und Angaben zur Flare‐Aktivität gemacht.
Meridiankreis‐Beobachtungen von Planeten 1950 bis 1955
Authors: Labitzke P.
Published: July 2007

Die in den Jahren 1950 bis 1955 am Meridiankreis der Sternwarte München beobachteten Positionen und deren Abweichungen von der Ephemeride werden für folgende Planeten mitgeteilt: Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Ceres, Pallas, Juno, Vesta.
Zur Dynamotheorie magnetischer Sterne: Der „symmetrische Rotator” als Alternative zum „schiefen Rotator”
Authors: Krause F.
Published: July 2007

Die Erregung von nichtaxialsymmetrischen Magnetfeldern in Sternen durch Dynamowirkung wird anhand von Modellen diskutiert, die von Steenbeck und Krause früher beschrieben wurden [1]. Unter der Annahme, daß die Sterne axiale Symmetrie in bezug auf die Rotationsachse und Spiegelsymmetrie in bezug auf die Äquatorebene zeigen, wird der Nachweis geführt, daß nichtaxialsymmetrische Felder im Vergleich mit den axialsymmetrischen kleinere Eigenwerte haben können und daher schneller aufgebaut werden.

Dieses Ergebnis zeigt, daß axialsymmetrische Dynamos nicht notwendig axialsymmetrische Felder aufbauen müssen. Andererseits erweist sich die Äquatorsymmetrie als eine Eigenschaft, die in den allgemeinen Symmetriegesetzen der Physik begründet ist. Daher muß im Normalfall erwartet werden, daß die erregten Felder Äquatorsymmetrie zeigen. Dieses Ergebnis steht im Widerspruch zu der gebräuchlichen Interpretation von Magnetfeldbeobachtungen auf Sternen durch den “schiefen Rotator”. Jedoch ist, wie hier gezeigt wird, eine Alternativinterpretation, der “symmetrische Rotator”, ebensogut in Übereinstimmung mit den Beobachtungen wie der schiefe Rotator. Es ergibt sich der Hinweis, daß in erster Linie versucht werden sollte, Interpretationen von Beobachtungen an Einzelsternen durch Modelle vorzunehmen, die Symmetrie in bezug auf die Äquatorebene zeigen.
Modell der Variabilität von Quasaren und Seyfert‐Galaxien
Authors: Dorschner J. , Friedemann Ch. R. , Gürtler J. , Oleak H. , Schmidt K.‐H.
Published: July 2007

Der beobachtete langandauernde optische Helligkeitswechsel von quasistellaren Objekten und Seyfert‐Galaxien wird durch Extinktionsänderungen von Staubpartikeln längs des Visionsradius erklärt. Die Wolken, in denen sich die Staubteilchen befinden, sollen sich in der Quasarhülle nahezu radial auf den Quasarkern zubewegen. Unter der Voraussetzung eines Dichteverhältnisses zwischen Gas und Staub in den Wolken, wie es im interstellaren Medium unseres Sternsystems gefunden wurde, lassen sich aus den beobachteten Amplituden des Lichtwechsels und aus den Gasdichten im Modell der Quasarhülle von BAHCALL und KOZLOVSKY die Wolkendurchmesser auf Werte zwischen 1014 und 1018 cm begrenzen. Bei der Annäherung der Wolken an den Quasarkern wird die Strahlung der zentralen Quelle die Staubteilchen immer stärker beeinflussen. Für einen breiten Bereich von Quasarmassen und ‐leuchtkräften, für unterschiedliche mittlere Wolkengeschwindigkeiten und verschiedene Größen der Staubteilchen wurden die Aufheizung und der Strahlungsdruck des Quasarkerns auf die Staubpartikeln untersucht. Es zeigt sich, daß Teilchen mit kleineren Radien als 3.5 · 10−6 cm durch thermische Verdampfung zerstört werden, während größere Partikel durch Atomstöße bei Relativgeschwindigkeiten zwischen Gas und Staub z > 107 cm s−1, die sich durch den auf die Staubteilchen wirkenden Strahlungsdruck ergeben, verdampft werden. Sowohl die thermische als auch die Stoßverdampfung führen zu Lichtkurven, die den beobachteten ähnlich sind. Die Zeitskala der Variabilität auf der Grundlage des vorgeschlagenen Modells hängt von den verwendeten Parametern, insbesondere von den thermischen Eigenschaften der Staubteilchen, ab. Bei großen optischen Tiefen ist möglicherweise die Verschmelzung von Partikeln ein effektiver Prozeß für die Zunahme der Quasarhelligkeit.
Galaxienbewegung und Frühphase des Kosmos
Authors: Oleak H. , Treder H.‐J.
Published: July 2007

The eigenbewegungen of the galaxies prevent the existence of a radiation universe in the past, if the present mean mass density is larger than the critical value 10−30 g/cm3.
Luminosity Functions of Quasars and Seyfert Galaxies
Authors: Notini P. , Richter G. M.
Published: July 2007

The optical luminosities of extragalactic objects with broad emission lines, i.e. quasi‐stellar radio sources, radio quiet quasi‐stellar objects and Seyfert galaxies are compared. At high luminosities (M < ‐ 23) we find no difference in the form of the optical luminosity function for radio quiet and radio emitting objects; at low luminosities this function is growing steeply only for radio quiet objects, whereas for objects with higher radio indices it remains nearly constant below M = ‐ 22. This may possibly be interpreted as indicating a division between the optically bright “quasars” and the less luminous objects. The quasars with the highest radio index show only a small scatter in optical luminosities and thus yield a well defined Hubble relation.
Photometrische und spektrographische Beobachtungen des magnetischen Sterns HD 98088
Authors: Hildebrandt G. , Nikolow A.S. , Scholz G. , Schöneich W.
Published: July 2007

Für den spektroskopischen Doppelstern HD 98088 mit einer Ap‐Komponente wurden im Jahre 1971 photometrisch UBV‐Lichtkurven bestimmt und vier Zeeman‐Spektrogramme erhalten. Die Messungen der Radialgeschwindigkeit und des effektiven Magnetfeldes sichern die Phasenbeziehungen. Die U‐Lichtkurve zeigt gegenüber den Lichtkurven in B und V eine Phasenverschiebung von etwa 90°. Das Minimum in U fällt auf die Phase des positiven Maximums des effektiven Magnetfeldes. Das Fehlen eines Bedeckungslichtwechsels wurde bestätigt.
Die Absorption der Schwerkraft und das SEELIGER‐YUKAWA‐Potential, Akademiker W. A. AMBARZUMJAN zum 65. Geburtstag zugeeignet
Authors: Treder H.‐J.
Published: July 2007

In unserer Bezugstetraden‐Theorie der Gravitation besteht eine „potentialartige”︁ Kopplung zwischen dem Gravitationspotential und dem Materie‐Tensor Für staubförmige Materie (ohne Druck und Spannung) mit der Massendichte ergibt sich aus dieser Kopplungsvorschrift für das quasi‐NEWTONsche Gravitationspotential eine Abschirmung der Schwerkraft durch die Massen selbst. Diese Abschirmung wird angenähert durch ein Gravitationspotential vom SEELIGER‐YUKAWA‐TYP beschrieben, wobei der Absorptions‐Koeffizient durch gegeben ist. In der Kosmologie führt diese Absorption der Gravitation zu einem anderen effektiven Gravitations‐Radius R des Universums, der der Bedingung für einen EINSTEIN‐Kosmos genügt.
Perihel‐Bewegung und kosmologische Singularität in TREDERS Gravitationstheorie
Authors: Kasper Uwe
Published: July 2007

Es wird im Rahmen der TREDERschen Gravitationstheorie eine Klasse von Feldgleichungen betrachtet. Ihre Konsequenzen für die Werte der Rotverschiebung, Lichtablenkung und Periheldrehung sowie für das kosmologische Problem werden herausgearbeitet. Werden die Integrationskonstanten der sphärisch‐symmetrischen Vakuummetrik so gewählt, daß Rotverschiebung und Lichtablenkung für einen Massenpunkt die EINSTEINschen Werte annehmen, dann ergibt sich für die Periheldrehung ist der EINSTEINsche Wert für die Periheldrehung; ω ist der die betrachtete Klasse von Feldgleichungen charakterisierende Parameter). Für große Absolutwerte von ω nähert sich der Wert für die Periheldrehung dem EINSTEINschen Wert. Aber nur für ω > 2/5 existieren kosmologische Modelle ohne kosmologische Singularität.
Zur Dynamotheorie kosmischer Magnetfelder. I. Gleichungen für sphärische Dynamomodelle
Authors: Rädler K.‐H.
Published: July 2007

Die Arbeit befaßt sich mit der mathematischen Behandlung von speziellen Modellen magnetohydrodynamischer Dynamos. Diese Modelle sind dadurch gekennzeichnet, daß das leitende Medium einen kugelförmigen Bereich erfüllt und außerhalb desselben Vakuum herrscht. Dabei werden sowohl laminare als auch turbulente Dynamos berücksichtigt. Die für solche Modelle maßgebenden Vektordifferentialgleichungen werden auf einem durch Untersuchungen von BULLARD und GELLMAN vorgezeichneten Wege mit Hilfe einer Darstellung von Vektorfeldern als Summe aus einem poloidalen und einem toroidalen Anteil in ein unendliches System von Differentialgleichungen für skalare Funktionen umgewandelt. Letztere hängen lediglich von einer radialen Koordinate und möglicherweise von der Zeit ab. Unter stationären oder zeitlich periodischen Verhältnissen gelangt man zu einem unendlichen System von gewöhnlichen Differentialgleichungen, das numerisch behandelt werden kann. Es wird eine Reihe von Beziehungen für die Durchrechnung verschiedenartiger Dynamomodelle bereitgestellt.
Beobachtungsergebnisse der Berliner Arbeitsgemeinschaft für veränderliche Sterne e.V. (BAV)
Authors: Braune W. , Mundry E.
Published: July 2007

In dieser 10. Zusammenstellung von Beobachtungsergebnissen der BAV werden 187 beobachtete Minima von 50 Bedeckungssternen, 84 Maxima von 18 RR Lyrae‐ und δ Cephei‐Sternen, 123 Ergebnisse von 55 Mira‐Sternen und 85 Ergebnisse von 15 RV Tauri‐ und unregelmäßigen Sternen des Jahres 1972 und zum Teil des Jahres 1969 mitgeteilt.
Search for optical identifications in the 5C3‐radio survey I. Observations
Authors: Richter G. A. , Richter G. M. , Richter L. , Richter N. B.
Published: July 2007

Diese Arbeit ist die Fortsetzung einer Suche nach optischen Identifikationen in den 5C‐Feldern. In unmittelbarer Umgebung von 135 Radio‐Positionen des 5C3‐Katalogs wurden auf Platten des 134/200‐cm‐Schmidt‐Teleskops des Karl‐Schwarzschild‐Observatoriums Tautenburg alle vorhandenen optischen Objekte bis zur Grenzgröße (B ≈︁ 21) photometrisch in UBVr und astrometrisch vermessen. Es wurden 111 Kandidaten für mögliche optische Identifizierungen entdeckt: 12 davon sind wahrscheinlich quasistellare Objekte, 21 Galaxien oder vermutliche Galaxien, und 56 sind vermutlich überwiegend Hauptreihensterne, Unterzwerge und weiße Zwerge. Ein Objekt liegt im Zentrum eines H II‐Gebietes der OB‐Assoziation OB 182. Über die restlichen 21 Objekte ist infolge extremer Lichtschwäche nichts aussagbar. Eine Auswertung mit statistischen Angaben über die Identifikationsrate, die bei etwa 10% liegen dürfte, und deren Zuverlässigkeit erfolgt demnächst in Teil III.
Photographic photometry of compact galaxies near the north galactic pole
Authors: Notni P.
Published: July 2007

Photographic photometry in U, B, r, of 265 compact galaxies from a sample selected by RICHTER, RICHTER, and SCHNELLER (1972) is presented. The colours of most of them resemble the colour of E‐galaxies. A few objects show a blue or ultraviolet excess if compared with E‐galaxies. Some of these may be galaxies with an active nucleus (Seyfert or N‐Type).
Observational background of TREDER'S gravitation theory in cosmology and the role of viscosity
Authors: Oleak H.
Published: July 2007

Starting from solutions of TREDER'S field equations for a homogeneous and isotropic universe filled with incoherent matter (p = 0) relations between observation quantities are derived and discussed. The FRIEDMANN time is of the order of HUBBLE age, the deceleration parameter may principally possess any positive or negative value, hence it is also possible to explain any m,z‐relation completely in the frame of this theory. A decision between EINSTEIN'S theory and TREDER'S by cosmological observations is impossible. – Considering a realistic medium which consists of particles and radiation, energy dissipation originating from bulk viscosity (due to the interaction of particles and quanta) prevents cosmological singularities. Thereby entropy, now present in form of relict radiation, is produced. This process generates large amounts of restmass‐free energy in the phase of maximum contraction and therefore could as well explain the large luminosity of compact single objects (quasars?). Models with energy dissipation are not invariant with respect to time reflection t→ – t in contrast to EINSTEIN'S theory. If demanding the universe to be free from singularities the direction of cosmic time is uniquely determined. This demand then restricts the possible relations between observation data to the case q0 = + 1 being in accord with the latest determination by SANDAGE.
Fluctations in the cosmic microwave background arising from low‐frequency gravitational radiation
Authors: Dautcourt G.
Published: July 2007

Intense low‐frequency intergalactic gravitational radiation with wave lengths λ smaller than the HUBBLE distance λH ≌ 3000 (100/H0) Mpc but not exceedingly small compared to λH. generates anisotropies in the microwave background radiation. One contribution results from the local wave field and produces mainly a quadrupole‐type temperature variation on the sky. Available data on large‐scale microwave fluctuations do not exclude appreciable amounts of gravitational background radiation in the Megaparsec wave band. A more sensitive test is provided by a second far‐field contribution, which has a small angular scale. Its amplitude depends strongly on the ratio of the (present) rest mass density to the HUBBLE constant, if a cosmological origin of the blackbody radiation is assumed. In a low‐density universe, pre‐galactic COMPTON scattering of the blackbody radiation is not able to reduce the fluctuations caused by the low‐frequency gravitational wave field. The recent small‐scale data by PARIJSKIJ would allow only small amplitudes of gravitational waves with an energy density significantly below the critical cosmological density. On the other hand, in a high‐density universe, the small angular scale fluctuation in the blackbody radiation is completely damped out, and a gravitational radiation cosmos reaching the critical density is admitted. Independent of the matter density, the data by PARIJSKIJ would confine gravitational background radiation to insignificant amplitudes if a discrete source model for the origin of the microwave background has to be assumed.
Kinematical parameters for main sequence and giant type iii stars
Authors: Gómez Ana E.
Published: July 2007

The parameters of solar motion and velocity ellipsoid are derived from radial velocities of spectroscopically well defined samples of the main sequence and of the giants type III stars. A short discussion of the statistical method applied is given. The results found indicate that the parameters of the velocity ellipsoid chosen arbitrarily for a group of stars does not always represent correctly the sample observed.
Eine einfache Methode zur Bestimmung und Berücksichtigung der Zählverluste bei Photonenzählern
Authors: Nikolow A. S. , Schöneich W.
Published: July 2007

Die statistischen Zählverluste bei einem photonenzählenden Photometer können mit Hilfe der Formel n = Ne–Nι korrigiert werden. Es wird eine einfache, an jedem Photometer realisierbare Methode zur Bestimmung des Parameters ι angegeben.
Verfahren zur Abgleichautomatisierung von Irisblendenpohotometern (Mitteilung der Universitäts‐Sternwarte zu Jena Nr. 121)
Authors: Schielicke R.
Published: July 2007

Nach der kritischen Betrachtung bereits verwirklichter Verfahren zur automatischen Erzeugung der Abgleichinformation bei Irisblendenphotometern werden in dieser Arbeit weitere Möglichkeiten diskutiert, von denen eine auf der Differenz von Vergleichs‐ und Meßlichtintensität von < 10−3 aufweist.
The mean energy of a decaying magnetic field in MHD‐turbulence
Authors: Bräuer H. , Krause F.
Published: July 2007

A magnetic field which is contained in a turbulent, electrically conducting fluid is supposed to decay. The decay time of the mean energy of the fluctuating part of the magnetic field – in contrast with the energy of the mean field – is shown to be determined by the molecular magnetic diffusivity and the correlation length of the turbulence.

The investigation is carried out for weak magnetic fields in homogeneous isotropic mirror‐symmetric turbulence and in the framework of the second‐order correlations approximation.
Modell der Linienemissionsgebiete von Quasaren und SEYFERT,Galaxien
Authors: Tiersch H.
Published: July 2007

Die vorliegende Arbeit behandelt ein nichtstationäres Modell von Quasarhüllen, wobei die Bewegung der Wolken, die die Linien emittieren, in Quasarhüllen untersucht wird. Es wird vorausgesetzt, daß sich die Wolken radial‐symmetrisch zum Quasarkern bewegen. Die sich dabei aus der Annahme der Nichtstationarität ergebende Dichteverteilung wird ermittelt. Für sechs Geschwindigkeitsverteilungen der Wolken und drei verschiedene Massen der Quasare werden die resultierenden Profile der Hβ‐Linie berechnet. Weiterhin werden die Profile berechnet, die sich für ein Modell ergeben, in dem Wolken in eine diskrete Richtung ausgeworfen werden. Ein Vergleich der berechneten Linienprofile mit den bei SEYFERT‐Galaxien beobachteten Linienprofilen zeigt, daß für das Modell mit einer Masse μ = 2 ṁ 1043 g und mit einer GAUSS‐Verteilung der Wolkengeschwindigkeiten (v0 = 3000 km s−1) befriedigende Übereinstimmung besteht.
The Influence of a Uniform Magnetic Field of Arbitrary Strength on Turbulence
Authors: Rüdiger G.
Published: July 2007

The spectral tensor of turbulent motion in an infinite conductive incompressible medium is given in the case of a uniform magnetic field of any strenght affecting a homogeneous turbulence. With the help of BOCHNER's theorem we make sure that the trace ui(x, t) ui(x, t) is non‐negative. The presence of a weak magnetic field causes a damping of the turbulence, in some cases a strengthening. For strong magnetic fields the norms of the velocity vectors parallel and perpendicular to B approach one and the same value. Compared with the correlation length measured perpendicular to the magnetic field the correlation length measured along the magnetic field increases.

Furthermore, our formulas have allowed to calculate the dependence of the α‐effect on the magnetic field.
On a Reliable Representation of a Class of Force‐free Solar Magnetic Fields
Authors: Seehafer N.
Published: July 2007

Es wird gezeigt, daß für eine Klasse kraftfreier Magnetfelder, gekennzeichnet durch ∇ × B = αB mit α = constant, das Magnetfeld nicht eindeutig aus der auf einem Gebiet beschränkter Ausdehnung gegebenen, beobachteten Vertikalkomponente des photosphärischen Magnetfeldes bestimmt werden kann. Dann wird vorgeschlagen, wie einige Funktionen, deren zusätzliche Kenntnis die eindeutige Bestimmung des Magnetfeldes gestattet, für eine erste Näherung gewählt werden könnten.
Mass Loss and Circumstellar Dust Shells at T Tauri Stars
Authors: Wenzel W.
Published: July 2007

Der Massenverlust von T‐Tauri‐Sternen führt zur Staubentstehung im zirkumstellaren Raum. Es ist beobachtet, dat) die Gesamthöhe des Massenverlustes (und damit des produzierten Staubes) mit der Intensität der H‐ und CaII‐Emissionen der Objekte positiv korreliert ist. Diese Tatsache dient zur quantitativen Deutung einer anderen Korrelation, nämlich der Beobachtung, daß die durch Sternzählungen in der weiteren Umgebung der T‐Tauri‐Sterne gefundene interstellare Extinktion um so größer ist, je intensiver die Hα‐Emission bei dem betreffenden T‐Tauri‐Stern ist. Auf diese Weise scheint der Übergang zirkumstellarer Massen in dem interstellaren Raum direkt nachweisbar zu sein.
Missing Mass in Galactic Coronae?
Authors: Dorschner J. , Friedemann C. , GÜRTLER J. , Schmidt K.‐H.
Published: July 2007

Die von EINASTO u. a. vorgeschlagene Hypothese massereicher galaktischer Koronen wird diskutiert. Heißes Gas und unter bestimmten Bedingungen schwarze Löcher sind die einzigen Bestandteile dieser hypothetischen Koronen, die mit den Beobachtungen verträglich sind.
Struktur und Entwicklung kompakter Radioquellen
Authors: Richter G. M.
Published: July 2007

A model is suggested which accounts for (i) the observed shape and angular variation of compact radio sources (especially the apparent superrelativistic velocities and the absence of contracting sources), (ii) the flux variation associated with the angular variation, and (iii) all the known cases of apparent occurence of surface brightness exceeding the theoretical upper limit provided by the inverse COMPTON effect, preserving the usual premises: cosmological origin of the redshift and incoherent synchrotron radiation of electrons. The model consists of a plasma ring expanding with moderate relativistic velocity.

It provides two possibilities for estimating the distance of the sources by radio data: from the time dependence of the angular expansion and from the angular diameter and the shape of flux variation. In the context of cosmology this distances are „angular distances”︁ and therefore, if the redshift is also known, the HUBBLE constant or the acceleration parameter q0 may be obtained.

The second method is applied to BL Lac yielding approximately 6 Mpc. So the underlying galaxy would be a dwarf system of M ≈︂–13. The active nucleus of M ≈︂ – 16 is rather below the normal quasars. This seems very satisfactory in view of the short time scale of variations in BL Lac compared to the quasars.
Enrichment of heavy elements in the galaxy: A simple formula
Authors: Dorschner J. , Gürtler J.
Published: July 2007

A simple algebraic formula describing the enrichment of heavy elements in the interstellar gas is derived. Already very simple assumptions lead to the known result that the amount of heavy elements depends critically on the shape of the luminosity function.
Die Periode des magnetischen Sterns HD 133 029
Authors: Panov K. , Schöneich W.
Published: July 2007

The period of 0.741285 days for the light variability of the magnetic star HD 133 029 was obtained from UBV observations. The observations of the effective magnetic field by BABCOCK show variations with a period of 0.7447 days. A small change of the period and a slow change of the magnitude of this magnetic star seems to be present.
Sur la fonction (dn/dtn) ψ (r) = f(dr/dt, d2r/dt2,…,dnr/dtn)
Authors: Fichera E.
Published: July 2007

The modern means of computation require mathematical relations in forms which take care of the data directly furnished to the computer by observational instruments. In this communication the general relation of the nth derivative of the function (R) is given.