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Bemerkungen zum Zodiakallicht‐Problem
Authors: Hoffmeister C. 
Published: July 2007

AbstractAngesichts der im Laufe der letzten Jahre bei der Deutung der Erscheinungen des Zodiakallichts aufgetretenen großen Unterschiede in den Ansichten verschiedener Forscher wird versucht, eine Klärung herbeizuführen. Es wird gezeigt, daß die Ursachen dieser Entwicklung allein in den Beobachtungen zu suchen sind. Die grundsätzlichen Widersprüche in den Ergebnissen können gedeutet werden als Folge einer sehr verschiedenen Eignung und Empfindlichkeit der Beobachter und Methoden gegenüber den schwächsten Teilen des Zodiakallichts. Der Schlußabschnitt befaßt sich mit den Wechselwirkungen zwischen Zodiakallicht und allgemeiner Himmelshelligkeit.
Über den Zusammenhang zwischen Sternfarbe und Aberrationskonstante
Authors: Himpel K. 
Published: July 2007

AbstractZur Prüfung, inwieweit eine von W. Becker gefundene Beziehung zwischen Aberrationskonstante und Spektraltypus auch in den Sternfarben zu erkennen ist, wurden von der hauptsächlichsten dortigen Reihe die visuellen Farbenindizes von 14 Sternen gemessen unter Benutzung von stark absorbierenden Rot‐ und Blaugläsern. Die Darstellung zeigt, daß die Beziehung zwischen Farbe und Aberrationskonstante ungefähr ebenso deutlich ist, wie zwischen letzterer und dem Spektraltypus, doch dürfte die Abnahme der Aberrationskonstante von G–M noch etwas schärfer zum Ausdruck kommen.
Die visuellen Integralhelligkeiten aus dem Verzeichnis von E. inner und aus der Revised Harvard Photometry im spektralphotometrischen System
Authors: Brill A. 
Published: July 2007

AbstractDer Skalenfehler im Helligkeitsverzeichnis von E. Zinner wird im Anschluß an die Babelsberger lichtelektrischen Blau‐ und Gelbhelligkeiten bestimmt. Die visuellen Integralhelligkeiten von Zinner werden auf die reziproken Wellenlängen 1.766 und 1.821, die der Revised Harvard Photometry auf 1.874 und 1.925 reduziert. Die Farbtemperaturskala nach den Farbenindizes [GbZ], [GgZ] oder [GbHa], [GgHa] ist weiter als die nach dem Farbenindex [Ha Z]. Der Fehler in dem beobachteten Farbenindex [Ha Z] wird durch die Babelsberger Blau‐ und Gelbhelligkeiten eliminiert.
NGC 1 59 und 63 in der Hα=Linie
Authors: Haidrich K. 
Published: July 2007

AbstractDie um γ Cassiopeiae liegenden beiden Nebel NGC I 59 und 63 bilden die helleren Teile einer schwachen, ausgedehnten Nebelmasse, die große Teile dieses Sternbildes einnimmt und vorwiegend aus Wasserstoff besteht. Die photographischen Schwierigkeiten der Darstellung eines solchen großen, schwachen Nebels in Hα und ihre Lösung werden gezeigt.
Versuch einer synthetischen Lösung des kosmogonischen Dilemmas
Authors: De Zwart H. 
Published: July 2007

AbstractNach Gruppierung der Planeten und Monde in »Innensysteme« und »Außensysteme« wird gezeigt, daß die Rotationshypothese, bzw. die Begegnungshypothese die beste Anpassungsfähigkeit an je eine, aber auch nur eine der beiden Gruppen aufweisen. Daher wird vorgeschlagen: die Entstehung der Außensysteme mittels Begegnung zu erklären, für die Bildung der inneren hingegen Rotationschleuderschwung und eine spätere Zeit anzunehmen. Ein Kausalzusammenhang und Übergang zwischen den sich hieraus ergebenden zwei kosmogonischen Epochen wird mittels einer Hypothese der »Instabilitäts‐Katastrophen« konstruiert. Diese sucht überdies das gegenwärtige Fehlen instabiler Bahnen durch eine Art natürlicher Auslese verständlich zu machen und Fingerzeige bezüglich der Achsenneigungen, sowie der Planetoiden und Kometen zu geben.
Die Eros=Bewegung von 1942–1945 und die Eros=Ephemeride für 1944–1945
Authors: Stracke G. 
Published: July 2007

AbstractIm ersten Teil wird eine Zusammenstellung der speziellen Elementenstörungen durch Merkur bis Neptun von 1942–45, im zweiten Teil eine ausführliche Ephemeride für die Opposition 1944–45 gegeben.
ur Entstehung von Spiralnebeln
Authors: Becker L. 
Published: July 2007

AbstractZwei gleiche Massen, die sich aufeinander zu bewegen – auch in windschiefer Richtung – bewegen sich relativ zum Schwerpunkt in einer Ebene und die beiden Bahnen sind in jedem Moment parallel und entgegengesetzt gerichtet. In einem widerstehenden Mittel sind die Bahnen gleiche, deren Achsen 180° verschieden sind. Dieser Satz wird für zwei Sternströme geprüft, in denen die Massen gleichmäßig verteilt sind. Messungen des Spiralnebels M 51 werden benutzt, um numerisch die Geschwindigkeit in einem gewissen Punkte der Spirale und den Widerstandskoeffizienten des widerstehenden Mittels zu bestimmen.
Die photometrischen Systeme der photographischen Integralhelligkeiten von E. Hertzsprung und von E. S. King
Authors: Brill A. 
Published: July 2007

AbstractMit dem Helligkeitsverzeichnis nach M. Güssow werden die photographischen Integralhelligkeiten von Hertzsprung und King verbessert. Die isophoten Wellenlängen beider Helligkeitssysteme werden neu festgelegt.
Der Einfluß der Polschwankung auf die Zeitmessung
Authors: Mühlig F. 
Published: July 2007

AbstractDer Einfluß der Polschwankung auf die Zeitmessung wird auf Grund der Theorie der Rotationsbewegung der Erde abgeleitet. Der Einfluß kann Beträge erreichen, die bei der gegenwärtig erreichten Genauigkeit der Zeithaltung mittels der Quarzuhren unter Umständen berücksichtigt werden müssen.
Eigenbewegungen von 829 Sternen in der Umgebung der Praesepe
Authors: Heckmann O. , Kruse W. 
Published: July 2007

AbstractDurch Vergleich der Örter des Zweiten Zonenkatalogs der Astronomischen Gesellschaft (AGK2) mit den Örtern der alten AG‐Kataloge Berlin A und Berlin B (AGK1) werden Eigenbewegungen in einem Felde von 10° × 10° in der Umgebung des Sternhaufens Praesepe bestimmt. Der Versuch, die Helligkeitsgleichung des AGK1 durch Vergleich mit KÜSTNERS Katalog 1900 (Kü) zu bestimmen, mißglückt. Statt dessen hat der Weg über die Örter der Photographischen Himmelskarte (PHK) Erfolg. Die mittleren Fehler der definitiven Eigenbewegungen betragen in α und δ ±0.″0055. Unter 829 Sternen finden sich 51 mögliche neue Gruppenmitglieder, darunter 34 wahrscheinliche und 17 fragliche. Der eingeschlagene Weg empfiehlt sich allgemein für die Herleitung von Eigenbewegungen aus dem Vergleich AGK2–AGK1, wenn man die Helligkeitsgleichung des AGK1 bestimmen will. Er führt über eine Neureduktion der PHK, deren Genauigkeit dabei erheblich gesteigert wird.
Über die Reihenentwicklung der rechtwinkligen Bahnkoordinaten im Zweikörperproblem. Zweite Mitteilung
Authors: Stumpff K. 
Published: July 2007

AbstractIn einer gleichbetitelten Arbeit 1) unternahm Verfasser vor einiger Zeit den Versuch, das Koeffizientengesetz der TAYLORschen Reihenentwicklung der rechtwinkligen Koordinaten eines nach den KEPLERschen Gesetzen bewegten Himmelskörpers zu bestimmen. Es handelt sich hierbei um Entwicklungen der Funktionen F (τ) und G (τ), mit deren Hilfe die Koordinatendarstellung in der Form x (τ) = x0F (τ) + x0G (τ) usw. erfolgt. Die Entwicklungen selbst erfolgten in der Form F (ξ, η, ζ), G (ξ, η, ζ) als Potenzreihen nach zwei der Variablen, während die Koeffizienten Funktionen der dritten Variablen sind. Von den verschiedenen sich hier darbietenden Möglichkeiten wurde eine Entwicklung nach η und ζ, bis zur expliziten Darstellung der Koeffizienten als Funktionen von ξ in geschlossener Form ausgearbeitet Es blieben aber noch einige Fragen offen, die nun in der folgenden Arbeit nachträglich beantwortet werden sollen. Zunächst war ein wesentlicher Teil des Koeffizientengesetzes auf einen induktiven Schluß aufgebaut, für den eine beweiskräftige Rechtfertigung nicht erbracht werden konnte. Dieser Mangel wird nun beseitigt, indem die Induktion durch eine strenge Deduktion ersetzt wird. Die zweite offene Frage bezog sich auf die Form der Koeffizientendarstellung, die in ihrer geschlossenen Gestalt für kleine Argumente nicht auswertbar war, da sie sich für gegen Null strebendes Argument der unbestimmten Form o : o näherte. Sie wird dadurch gelöst, daß die Ausdrücke selbst auf eine Reihe von einfach gebauten Grundfunktionen zurückgeführt werden, die sich als die Integrale des Kosinus erweisen, und deren Theorie hier ausführlicher entwickelt wird, weil sie – wie auch an anderer Stelle schon erkannt wurde – im Problem der Zweikörperbewegung eine besondere Rolle spielen. Drittens wird noch der Anwendungsbereich der hier behandelten Entwicklung abgegrenzt, und es wird festgestellt, daß nur bei sehr kreisähnlichen Ellipsen Vorzüge dieser speziellen Entwicklungsart gegenüber anderen Möglichkeiten bestehen.
Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard ‐ Spektralbereichen der Integralphotometrie M 37 (NGC 2099)
Authors: Becker Wilhelm 
Published: July 2007

AbstractEs werden Standard‐Helligkeiten und Farbenindizes von 242 Sternen zwischen 11m.0 und 15m.5 im offenen Sternhaufen M 37 bestimmt. Die Spektralbereiche, die so gelegt sind, daß die Helligkeiten möglichst deutlich die Intensitätsverteilung in den Sternspektren wiedergeben können, stehen in Tab. 1, die auch Angaben über die mittleren Fehler enthält. Die bisherigen Daten für den Sternhaufen stehen in Tab. 2. Die interstellare Verfärbung von M 37 ist sehr gering; sie beträgt im langwelligen Farbenindex ‐0m.074 und im kurzwelligen Farbenindex +0m.087. Sein Entfernungsmodul ergibt sich aus 71 a9‐ bis f4‐Sternen zu 10m.96 und aus 17 G‐Riesen zu 11m.07, im Mittel zu 11m.02 (1600 pc). Nimmt man ein λ−1‐Gesetz für die interstellare Verfärbung an und schließt neutrale Absorption aus, so beträgt die Korrektion des Moduls wegen Absorption 0m.30 und die geometrische Entfernung 1390 pc. Bei einem scheinbaren Durchmesser von 24' ergibt das einen linearen Durchmesser von 10.0 pc.Das langwellige Standard‐Farben‐Helligkeits‐Diagramm zeigt wie bei den anderen drei bisher untersuchten Sternhaufen einen linearen Hauptast. Die „natürliche”︁ Streuung der Farbenindizes beträgt ±0m.096. Das kurzwellige FHD zeigt diesen geneigten Ast nur für Sterne schwächer als 13m.5. Die helleren Haufensterne sind dagegen beträchtlich nach roten Farben hin verschoben und deuten somit eine abnorm kräftige Depression der kurzwelligen Energiekurve an (BALMER‐Kontinuum). Sie ist bei diesen A‐Sternen fast größer als bei den normalen G‐Riesen von M 37. Die zugehörigen Daten stehen in Tab. 4. Sie zeigen, daß die Leuchtkräfte der abnormen Sterne größer sind als die von normalen Sternen gleichen Typs. In der Leuchtkraftfunktion der Hauptreihe sind die abnormen Haufensterne durch ein Minimum bei 13m.5 von den normalen Haufensternen schwächerer Helligkeit abgetrennt. Außer diesem Minimum treten noch solche bei 11m.6 und 12m.6 auf (Tab. 5).Die Unterscheidung von physischen und nichtphysischen Haufenmitgliedern nach der Methode der Intensitäts‐verteilung zeigt, daß der letzteren Gruppe 20 von den gemessenen Haufensternen zugerechnet werden müssen.Die gelben Riesen und Zwerge von M 37 weisen eine sehr verschiedene Depression der kurzwelligen Energie‐kurve auf (Tab. 6), was insbesondere im Hinblick auf die Methode der Farbdifferenzen zur Trennung von späten Riesen und Zwergen von Bedeutung ist.Tab. 7 am Schluß gibt die Standard‐Helligkeiten und Farbenindizes von 242 Haufensternen. Tab. 8 gibt für 24 Haufensterne die Spektraltypen nach ZUG.
Lichtkurven und physikalische Bestimmungsgrößen von Kometen. II Phasenkurve, Albedowerte und lineare Durchmesser von Kometenkernen
Authors: Richter N. 
Published: July 2007

AbstractNach einer strengen und kritischen Auswahl der Beobachtungen (es wurden nur Helligkeitsbeobachtungen von Kometenkernen benutzt, die an größeren Instrumenten mit stärkerer Vergrößerung erhalten wurden) und unter Beschränkung auf Helligkeitsmessungen, die sich auf Entfernungen von r > 1 a. E., (r = Entfernung Sonne – Komet) beziehen, wird von 14 Kometen eine mittlere empirische Phasenkurve bestimmt, die sich nur auf das von den Meteoritenteilchen des Kernes reflektierte Sonnenlicht bezieht und frei vom Einfluß des Eigenlichtes leuchtender Gase ist. Der Vergleich mit der theoretischen Phasenkurve von LAMBERT und den beobachteten Kurven des Mondes, der Planeten Merkur, Venus und Mars und der Saturnringe ergibt, daß die Kometenkurve grundsätzlich anders verläuft als die Mehr‐zahl der anderen Phasenkurven. Nur das Phasengesetz der Saturnringe ähnelt ihr bei kleineren Phasenwinkeln.Mit Hilfe des neugewonnenen Phasengesetzes gelingt es, unter plausiblen Annahmen über die scheinbaren maximalen geometrischen Durchmesser der Kometenkerne Albedowerte für diese zu berechnen und lineare Durchmesser in km anzugeben. Eine Tabelle darüber umfaßt 17 Objekte. Die Albedowerte finden sich im Mittel um über eine Zehnerpotenz kleiner als die hypothetischen Werte, mit denen man bisher bei Massenabschätzungen von Kometen rechnete.Die linearen Durchmesser der Kerne ergeben sich bei kleinen und mittleren Kometen zu 40 bis 700 km, bei großen Kometen zu 900 bis 3000 km.2 Gruppen von Kometen mit extrem großer (0.2 bis 0.5) Albedo und extrem kleiner (0.0002 bis 0.0005) Albedo lassen eine physikalische Beziehung zu entsprechenden verschiedenen individuellen Phasengesetzen vermuten, obwohl sich ein Teil der Differenzen zwanglos dadurch erklären läßt, daß die betreffenden Albedowerte nicht mit der individuellen, sondern mit der mittleren Phasenkurve gerechnet wurden.
Über Bahnverbesserung visueller Doppelsterne durch Variation des Radiusvektors und seiner Geschwindigkeit
Authors: Rabe W. 
Published: July 2007

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

AbstractEs werden einige Überlegungen zur Pulsationstheorie der langperiodischen Veränderlichen mitgeteilt, und es wird dabei darauf hingewiesen, daß die Abhängigkeit der relativen Verschiebung der Emissions‐ gegen die Absorptionslinien von der Lichtwechselperiode für die schnell‐ und normalbewegten Sterne verschieden ist. Zur Deutung wird eine Hypothese von GAMOW über die Entwicklung von Haupt‐ und Nebenreihensternen herangezogen. Schnellbewegte Sterne haben vermutlich chemisch andere Zusammensetzung als normalbewegte.
Photometrische Beobachtungen der Gesamthelligkeit des Mondes während der totalen Verfinsterung vom 8. Dezember 1946
Authors: Richter N. 
Published: July 2007

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

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

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

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

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

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

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

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

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

AbstractDie direkte Integration des Zweikörperproblems ist bereits von MOLTON durchgeführt und wiederholt dargestellt worden; dabei wurde stets von der Differentialgleichung für den Abstand ausgegangen. Das ist aber nicht der einzig mögliche Weg: Auch die Differentialgleichung für den reziproken Abstand kann direkt integriert werden und besitzt sogar manche Vorteile.