bluuebunny/crossref_metadata_2025_split huggingface dataset:
Der Einfluß der Rotverschiebung auf die spektrale Intensitätsverteilung extragalaktischer Nebel
Authors: Lamla E. 
Published: July 2007

AbstractMit Hilfe einer aus den beobachteten spektralen Intensitätsverläufen von Einzelsternen verschiedener Spektraltypen und Leuchtkraftgruppen zusammengesetzten, mit der Beobachtung übereinstimmenden Intensitätsverteilung eines extragalaktischen elliptischen Nebels werden die Beziehungen zwischen den Farbenindizes bzw. den bolometrischen Korrektionen dieser Sternsysteme und der Rotverschiebung z berechnet und mit entsprechenden Beobachtungsdaten verglichen. Außerdem wird die Abhängigkeit dieser Beziehungen von der Farbklasse des jeweiligen Nebelspektrums untersucht. Dabei ergibt sich u. a., daß auf Grund der großen Unsicherheit in der Festlegung der bolometrischen Korrektion eine Entscheidung zwischen den verschiedenen Weltmodellen der relativistischen Kosmologie nicht möglich ist. Die Bestimmung der Größe der Rotverschiebung eines Nebels aus dem Verlauf seines Kontinuums ist nur im Rahmen von Mehrfarbenphotometrien eindeutig möglich.
Partikuläre Integrale von dynamischen Gleichungssystemen
Authors: Schmeidler F. 
Published: July 2007

AbstractEs wird allgemein die Frage untersucht, unter welchen Bedingungen ein dynamisches System spezielle Lösungen besitzt, welche beliebig vorgegebene Bedingungen erfüllen. Als Anwendung wird die LAGRANGEsche Lösung des Dreikörperproblems neu bewiesen, bei welcher die drei Massen stets an den Ecken eines gleichseitigen Dreiecks stehen. Als weitere Anwendung wird die Existenz einer Klasse von Lösungen des ebenen Dreikörperproblems gezeigt, bei welcher die Apsidenlinien der beiden Planetenbahnen immer zusammenfallen, falls nur säkulare Störungen berücksichtigt werden.
Untersuchungen über SX Cassiopeiae. II (Mitteilungen des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam Nr. 80)
Authors: Günther O. 
Published: July 2007

AbstractEs wird angenommen, daß die Streuung des Lichts im Gasring um die A‐Komponente–vorwiegend an freien Elektronen – 1. eine starke Randverdunkelung der A‐Komponente hervorruft, 2. im Nebenminimum merklich zur Schwächung des Lichts der G‐Komponente beiträgt und 3. zur Ausbildung der Flügel des Hauptminimums führt. Das diskutierte Modell ist durch die folgenden vorläufigen Werte charakterisiert: kvis = 0·43, kpg = 0·18; rg = 0·226; i = 84°.5; ra≥4 ⊙; rg ≈ 9 ⊙; Radius R und Dicke D des Gasrings: R = 4.65 ra, D = 2 ra; Elektronendichte Ne ≤ 1·56· 1012cm−3; Ne:Nh ≤ 1·4·103. Der hohe Ionisationsgrad erfordert die Zusatzannahme, daß die kinetische Temperatur im Gasring etwa 11000°K beträgt. Der zur Erhaltung des Gasrings notwendige Massenzufluß von der G‐Komponente her wird ≤ 8.4·1016g sec−1 geschätzt. Auf Möglichkeiten zur Prüfung des Modells durch weitere Beobachtungen wird hingewiesen.
Statistische Untersuchungen über Häufigkeit, Zonenwanderung und Lebensdauer von Sonnenflecken im 18. Aktivitätszyklus (Mitteilungen des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam Nr. 84)
Authors: Künzel H. 
Published: July 2007

AbstractAus der Epoche 1944.2 bis 1954.3 werden 3670 Fleckengruppen, aufgegliedert nach den verschiedenen Klassen der Aufwärtsentwicklung, auf Häufigkeit, Zonenwanderung und Lebensdauer hin untersucht. Es zeigt sich mit fortschreitender Klasse eine Abnahme der Häufigkeit. Die maximale Häufigkeit fällt für alle Klassen auf das Jahr 1947. Die Schwerpunkte der Häufigkeitsverteilungen hingegen liegen später, und zwar nimmt diese Verspätung im Sinne fortschreitender Klassen ab.Die Zonenwanderung der Fleckengruppen in den einzelnen Klassen verläuft weitestgehend parallel, liegt jedoch für die Gesamtheit aller Fleckengruppen in niedrigeren Breiten, als nach dem Gesetz der Zonenwanderung aus der größten ausgeglichenen monatlichen Relativzahl zu erwarten ist.Die Verweilzeiten in den einzelnen Entwicklungsstufen werden ermittelt und aus den gefundenen Werten die mittlere Lebensdauer der Fleckengruppen jeder Klasse abgeleitet. Es zeigt sich, daß in jeder Klasse die Verweilzeiten mit fortschreitender Aufwärtsentwicklungsstufe größer werden. Die Verweilzeiten ein und derselben Entwicklungsstufe werden jedoch im Sinne fortschreitender Klassen kleiner. Für die Entwicklungsstufen der Auflösungsphase wird ein dazu gegenläufiges Ergebnis gefunden.
Die Periodenänderungen von 27 Veränderlichen des Kugelhaufens M 15 (Mitteilungen der Sternwarte Babelsberg Nr. 10)
Authors: Bronkalla W. 
Published: July 2007

Abstract72 Platten des Kugelhaufens M 15, die mit dem 122‐cm‐Spiegel der Babelsberger Sternwarte in den Jahren 1925 und 1933 aufgenommen wurden, dienten zur Neubearbeitung der Elemente von 27 Veränderlichen des Kugelhaufens. Die Helligkeiten, Perioden und Phasen der Veränderlichen 1–5, 10–15, 17, 18, 22–25, 30–32, 35, 38–40, 42, 43, 52 wurden bestimmt. Aus der Diskussion des gesamten Beobachtungsmaterials (1896–1956) wurden säkulare Periodenänderungen abgeleitet. Bei 19 Veränderlichen ändert sich die Periode linear mit der Zeit. Drei Veränderliche zeigen keine Änderung. Bei den restlichen fünf ist die Änderung unregelmäßig.
Untersuchung über die Doppelsternnatur der Nova DQ Herculis vor dem Ausbruch
Authors: Ahnert P. 
Published: July 2007

AbstractEine Prüfung der Aufnahmen, die in Sonneberg in den Jahren 1930 bis 1934, also vor dem Ausbruch, von der Nova DQ Herculis erhalten wurden, zeigt das Vorhandensein eines Bedeckungslichtwechsels mit einer etwas kürzeren Periode, als sie nach dem Ausbruch festgestellt wurde. Aus dem Verhältnis beider Perioden folgt unter plausiblen Annahmen der Massenverlust beim Ausbruch.
Lichtelektrische Beobachtungen und Systemkonstanten des Bedeckungsveränderlichen DM Delphini (Mitteilungen des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam Nr. 88)
Authors: Schneller H. 
Published: July 2007

AbstractAus 466 lichtelektrischen Beobachtungen an einem 70 cm‐Spiegel, dessen in der Institutswerkstatt konstruierte Montierung und Photometer‐Einrichtung beschrieben wird, ergibt sich eine Bedeckungslichtkurve für DM Del, die von stark deformierten Komponenten erzeugt sein muß. Nach der mit Schwierigkeiten verbundenen Rektifizierung werden aus dem zweiten Maximum allein die für die Rektifizierung nötigen Koeffizienten abgeleitet; die wahrscheinlichsten Werte der Systemkonstanten werden durch Variation des Radienverhältnisses und der Randverdunklung ermittelt. Wegen des Fehlens spektroskopischer Daten können die Massen und absoluten Dimensionen der Komponenten nicht hypothesenfrei bestimmt werden.
Erstbahnbestimmung für den Doppelstern ADS 3358 AB– C
Authors: von Finck W. 
Published: July 2007

AbstractFür den visuellen Doppelstern ADS 3358 AB–C wird erstmalig eine provisorische Bahn berechnet. Mit Hilfe der neuen Bahnelemente wird versucht, die astrophysikalischen Zustandsgrößen des Systems zu bestimmen.
Mitteilungen über Veränderliche der Bamberger Himmelsüberwachung (Veröffentlichungen der Remeis‐Sternwarte Bamberg, Band V, Nr. 10)
Authors: Strohmeier W. , Knigge R. 
Published: July 2007

AbstractDas Durchblinken und Bearbeiten von neuem Bamberger Plattenmaterial aus der kurzen Schönwetterperiode im Januar 1961 lieferte die folgenden Ergebnisse bezüglich 15 Neuentdeckungen, 11 Bestätigungen, 6 Bedeckungsveränderlichen und 2 Langperiodischen. Die Art der Auswertung und ihre Wiedergabe ist in früheren Veröffentlichungen des Bandes V beschrieben.
Der Breitendienst im Geodätischen Institut Potsdam
Authors: Uhink W. 
Published: July 2007

AbstractEs wird über die Methode der Bearbeitung der Breitenbestimmungen mit dem unpersönlichen Astrolab DANJON in Potsdam, über die während des IGJ erhaltenen Ergebnisse und über einen Vergleich mit Beobachtungen in Paris berichtet.
Lichtelektrische Helligkeitsmessungen am Kometen 1956 h AREND‐ROLAND
Authors: Notni P. 
Published: July 2007

AbstractEs werden Helligkeits‐ und Farbmessungen (4 Bereiche) des Kometen 1956 h AREND‐ROLAND mitgeteilt. Die Ergebnisse werden gemeinsam mit den Meßreihen von THIESSEN [12] und WEHLAU [14] diskutiert. Der Farbenindex B–V ist im Beobachtungsintervall praktisch konstant. Die sekundären Helligkeitsschwankungen sind auf Änderungen der Masseabgabe des Kometen zurückzuführen. Eine Korrelation zur Korpuskularstrahlung der Sonne wird vermutet (größere Helligkeit entspricht größerer Sonnenfleckenrelativzahl).
Gemeinsame Integrale ganzer Klassen von dynamischen Problemen
Authors: Schmeidler F. 
Published: July 2007

AbstractEs wird gezeigt, daß HAMILTONsche Systeme immer dann Integrale, die ganzen Klassen von Potentialfunktionen gemeinsam sind, besitzen, wenn zyklische Koordinaten vorhanden sind. Mit Hilfe der von S. LIE entwickelten Theorie der Transformations‐ und Funktionengruppen werden allgemeine Kriterien aufgestellt, wie man erkennen kann, ob zyklische Koordinaten und Integrale entsprechender Art vorliegen. Die Anwendung der Theorie auf die Grundgleichungen der Stellardynamik liefert die Verifizierung der bisher bekannten Fälle, in denen die Gleichung Integrale besitzt, die von der speziellen analytischen Form der Potentialfunktion unabhängig existieren. Es wird außerdem der Beweis erbracht, daß über die bekannten Fälle hinaus keine Integrale dieser Art für die Grundgleichung der Stellardynamik möglich sind.
RR Lyrae‐Sterne vor der extragalaktischen Absorptionswolke in Microscopium
Authors: Hoffmeister C. 
Published: July 2007

AbstractVon 93 untersuchten Veränderlichen in der Gegend von ι Mic gehören 65 dem RR Lyrea‐Typus an. Sie verteilen sich gleichmäßig über den Bereich der Absorptionswolke und ihre Umgebung, womit gezeigt ist, daß die Wolke jenseits des galaktischen Halos liegt.
Untersuchungen über Reflexionsnebel am Palomar Sky Survey. I. Verzeichnis von Reflexionsnebeln
Authors: Dorschner J. , Gürtler J. 
Published: July 2007

AbstractDer Palomar‐Sky‐Atlas wurde nach Reflexionsnebeln durchmustert. Die ingesamt 192 gefundenen Nebel wurden in einer Liste zusammengestellt.
Zur Beschleunigung senkrecht zur galaktischen Ebene und zur Häufigkeit des interstellaren H2‐Moleküls
Authors: Dorschner J. , Gürtler J. , Schmidt K.‐H. 
Published: July 2007

AbstractDie Beschleunigung senkrecht zur galaktischen Ebene Kz(z) wird aus der räumlichen Verteilung und den Radialgeschwindigkeiten des interstellaren HI‐Gases und der δ Cephei‐Veränderlichen für kleine Abstände von der Milchstraßenebene berechnet. Der ermittelte Verlauf von Kz(z) wird an die Ergebnisse von YASUDA und OORT angepaßt und zur Bestimmung der Dichteverteilung senkrecht zur galaktischen Ebene verwendet. Diese Dichteverteilung kann verstanden werden, wenn der Anteil des molekularen interstellaren Wasserstoffs etwa 80% der gesamten interstellaren Wasserstoffmenge ausmacht und die gleiche räumliche Verteilung aufweist wie das HI‐Gas.
Bemerkungen Über Hauptreihensterne oberhalb des Abknickpunktes in einigen älteren Sternhaufen
Authors: Dorschner J. , Gürtler J. , Schmidt K.‐H. 
Published: July 2007

AbstractEs wird versucht, die bei einigen älteren Sternhaufen beobachteten Sterne auf der Hauptreihe oberhalb des Abknickpunktes durch Accretion‐Effekte zu erklären. Die Ergebnisse stehen nicht im Widerspruch zur Beobachtung.
Über periodische Bahnen im eingeschränkten Dreikörperproblem und in der Nähe der Kommensurabilitäten vom Typus (k + 1)/k
Authors: Carpenter Lloyd H. , Stumpff Karl 
Published: July 2007

AbstractIn einer Gemeinschaftsarbeit führten die Autoren im Winter 1966/67 numerische Untersuchungen über Form und Verhalten periodischer Bahnen des problème restreint im Sonne–Jupiter‐System und in der Nähe der Kommensurabilitäten von Typus (k + 1)/k durch, insbesondere für die beiden Fälle 2/1 (Hekuba‐Lücke) und 3/2 (Hilda‐Gruppe). Die Rechnungen wurden mit einer schnellen IBM‐Rechenanlage ausgeführt und ergaben neue Einsichten in die Genealogie der periodischen Lösungen bei großer Annäherung an die kritischen mittleren Bewegungen. Darüber hinaus versuchte L. Carpenter eine hier nicht ausführlich auseinandergesetzte Theorie, die für Bahnen mit nicht zu großer Exzentrizität konvergente trigonometrische Entwicklungen ermöglicht, wobei er seine gemeinsam mit P. Musen erarbeitete Theorie der allgemeinen Störungen in rechtwinkligen Koordinaten benutzte.
Das System des Bedeckungssterns TT Lyrae
Authors: Walter K. 
Published: July 2007

AbstractFor this typical Algol system with the period 5.24 days, complete light curves in two colours have been derived from 160 photoelectric measurements in B and 173 in V. The primary minimum has been found to be total and asymmetric. To get a satisfactory photometric solution it was necessary to allow for the dissimilarity of the components. For the coefficients of limbdarkening of the Ao‐component the values x = 0.35 · 0.11 (B) and 0.44 · 0.10 (V) have been deduced.
The Improvement of Star Catalogues by the Incorporation of New Data
Authors: Eichhorn Heinrich , Googe William D. 
Published: July 2007

AbstractSimple formulas are given by which a star's position and proper motion may be improved by the incorporation of new observations of the position when measures for the precision of all data and the “zero correlation” epoch of the old data are available. These formulas are particularly useful for “updating” positions in the General Catalogue (G.C.) or similar catalogues.
Über Temperatur und Dichte in chromosphärischen Fackeln, ermittelt aus Profilen starker Fraunhoferlinien
Authors: Bachmann Gerhard 
Published: July 2007

AbstractSpektrogramme von Fackeln mit den Fraunhoferlinien Hα, Hβ, H und K wurden benutzt zur Bestimmung der Anregungstemperatur, der kinetischen Temperatur und der Turbulenzgeschwindigkeit. Zum Vergleich wurden dieselben Größen aus schon vorliegenden MRV‐Messungen für ungestörte Gebiete der Sonnenatmosphäre berechnet.Aus den Restintensitäten der vier Linien wurden die Anregungstemperaturen für die Entstehungshöhen der Linienzentren ermittelt.Die Profile der beiden Wasserstofflinien dienten zur Bestimmung der Dopplerbreite nach der auf Linien mit gleichen Anregungstemperaturen erweiterten Multiplett‐Methode (GOLDBERG). Die Dopplerbreite der CaII‐Linien berechnete sich aus der Halbwertsbreite der Zentralabsorption nach der Beziehung Δλ1/2 = ΔλD. Die Kombination der Dopplerbreiten der Wasserstofflinie Hα mit derjenigen der CaII‐Linie K liefert unter gewissen Bedingungen kinetische Temperatur und Turbulenzgeschwindigkeit im entsprechenden Höhenbereich.Aus der Randverschiebung der Fackelemission in den Kernen der Linien H und K wurden die Entstehungshöhen für zehn verschiedene Fackelstellen abgeleitet. Durch detailliertere Untersuchungen an einem dazu geeigneten Spektrogramm einer Randfackel wurde unter gewissen Annahmen über den Absorptionskoeffizienten die Dichteverteilung mit der Höhe ermittelt.Als Anregungstemperatur erhielten wir, gemittelt über alle Fackeln, für Hα 4330 °K, für Hβ 4580 °K und für H und K 4850 °K, während die entsprechenden Werte für ungestörte Gebiete 4000 °K, 4300 °K und 3900 °K betragen.Die kinetische Temperatur ist in der Entstehungshöhe von Hα bei den von uns untersuchten Fackeln im Mittel 13900 °K, die Turbulenzgeschwindigkeit 6.5 km/s. Am häufigsten findet man bei verschiedenen Fackelstellen kinetische Temperaturen zwischen 6000 und 24000 °K.Die mittlere Entstehungshöhe für die Zentren der Linien H und K beträgt 2540 km; es können jedoch auch noch Werte um 1500 und 3500 km vorkommen.
Theoretische Zweifarbendiagramme für hohe galaktische Breiten
Authors: Pfau W. 
Published: July 2007

AbstractIt is the aim of the present paper to give two‐colour diagrams, which are valid for different distances z from the galactic plane. The diagrams are computed on the basis of theoretical considerations and take into account the differing part of members of the halo population. For several reasons the considerations are limited to the range 0.30 mag ≦ (B — V) ≦ 0.73 mag. The method proceeds from the relative frequency function of uv‐excesses in the solar vicinity (different for stars with colour indices (B — V) smaller and larger than 0.45 mag) and the relative frequency function of velocity components perpendicular to the galactic plane. The latter function was derived with the uv‐excess as a second parameter. In general the position of a star in the two‐colour diagram depends on its state of evolution. For this reason it is necessary to know the fraction of differently evolved stars in a given sample. With these foundations it is possible to calculate mean uv‐excesses and therefore mean two‐colour diagrams for given distances above the galactic plane. It seems to be probable that these mean values keep constant with z for (B — V) ≦ 0.45 mag. For (B — V) larger than 0.45 mag the mean uv‐excess rises to about 0.20 mag. This maximum value is nearly attained at z = 1000 parsecs already. Theoretical two‐colour diagrams are also presented for some fixed intervals in apparent magnitude. As usual they are given as mean curves but also in form of lines of equal frequency of points in the diagram. The accuracy of the mean values is about 0.02 mag (m. e.). From the diagrams some general conclusions concerning the determination of interstellar extinction at high galactic latitudes are drawn.
Untersuchungen über die Struktur der Sonnenkorona aus photographischen Polarisationsmessungen während der totalen Sonnenbedeckung am 15.2.1961
Authors: Scholz G. 
Published: July 2007

AbstractAus Polarisationsaufnahmen der Korona während der totalen Sonnenbedeckung am 15. 2. 1961 mit einer Vierlingskamera (je drei Aufnahmen im roten und blauen Spektralbereich) werden die Intensitätsverteilung, die Farbverteilung sowie Polarisationsgrad und ‐richtung in der gesamten Korona abgeleitet. Diese Daten ermöglichen die Trennung von K‐ und F‐Korona und die Berechnung der Elektronendichten. Die Ergebnisse führen zu einer Abplattung der F‐Korona oder der Annahme einer Polarisation der F‐Korona, deren Ursache in einer teilweisen Ausrichtung der interplanetaren Teilchen liegen könnte.Durch Anwendung der Fraunhofer‐Airyschen Beugungstheorie wird die Intensität und Farbänderung der F‐Korona theoretisch berechnet und mit der Beobachtung verglichen. Als obere Grenze der Partikelradien ergibt sich 10−1 bis 5 · 10−2 cm. Eine Abhängigkeit der Partikelverteilung mit wachsendem Abstand von der Sonne wird nicht gefunden.The corona was photographed at the solar eclipse of 1961 February 15 with a quadruple camera. Six plates were obtained (three in the blue and three in the red spectral region) each with four corona images, three through polaroids and one without polaroid. The photometry has provided the intensities, the excess of red intensity to blue intensity, the amount and direction of polarisation. These data allow the separation of K‐ and F‐coronas and the calculation of the electron densities. The results lead to an oblateness of the F‐corona or to the assumption that the F‐corona is polarized. The reason may be a partial alignment of the interplanetary dust particles.The intensity of the F‐corona and the excess of red to blue intensity was computed theoretically by the aid of the Fraunhofer‐Airy theory of the diffraction of light. These results were compared with the observations. We obtain 10−1 to 5 · 10−2 cm as an upper limit for the radii of the particles and no dependence of the distributions of the particles with increasing distance from the sun.
Spektrographische Untersuchungen des magnetischen Sterns α2CVn
Authors: Oetken Lore , Bartl Erich , Orwert Ruth 
Published: July 2007

AbstractHauptziel der vorliegenden Arbeit war ein Test für die Eignung des Cassegrain‐Spektrographen vom 2‐m‐Spiegelteleskop in Tautenburg zur Untersuchung magnetischer Sterne. Zu diesem Zweck wurden für den magnetischen Variablen α2CVn aus 26 Spektrogrammen mit einer reziproken linearen Dispersion von 10 Å/mm die Variationen von Radialgeschwindigkeit und magnetischer Feldstärke für einige Linien der Elemente Eu II, Cr II, Si II, Mg II bestimmt. Die Resultate stimmen gut überein mit denen, die Struve und Swings [2] bzw. Babcock [5] aus Spektrogrammen größerer Dispersion abgeleitet haben. Speziell wird die große Variation der Radialgeschwindigkeit für Eu II und Cr II bestätigt, so daß beim Modell des schiefen Rotators eine sehr starke Konzentration des Eu II an den Polen und des Cr II am Äquator angenommen werden muß.
Das dynamische Verhalten interstellarer Staubteilchen beim Wolkenstoß Teil I. Ohne Berücksichtigung von Masseänderungen
Authors: Zimmermann H. 
Published: July 2007

AbstractWährend des Stoßes interstellarer Wolken tritt eine teilweise Entmischung von Gas und Staub ein. Es ist zu erwarten, daß auch eine Separation von schweren und leichten Staubteilchen stattfindet. Um die Größe dieses dynamischen Effektes abschätzen zu können, wurde der Weg von Staubteilchen mit unterschiedlichen Werten des Produktes a ϱp (a Radius; ϱp Dichte der Staubteilchen) während der drei aufeinander folgenden Kühlphasen numerisch berechnet. Es wird gezeigt, daß die schweren Teilchen (a · ϱp 5 · 10−5 g/cm2) am Ende der Kompressions‐ und Expansionsphase sich in einer dünnen Schicht in den inneren Gebieten der neu gebildeten Wolke befinden, während die leichteren Teilchen (a · ϱp 1 · 10−5 g/cm2) mehr oder minder gleichmäßig in der Wolke verteilt sind. Wachstums‐ und Zerstörungsprozesse wurden in dieser Arbeit nicht berücksichtigt.
The Relation between redshift and luminosity‐distance for cosmological models containing both radiation and matter
Authors: Edwards Dilwyn 
Published: July 2007

AbstractEs werden strenge Beziehungen zwischen Rotverschiebung, photometrischer Entfernung und Anzahl extragalaktischer Objekte in Friedmannschen Weltmodellen abgeleitet, die Materie und Strahlung ohne Wechselwirkung enthalten.
Spektrum und Anisotropiegrad der 3 °K‐Strahlung bei anisotroper kosmologischer Expansion
Authors: Dautcourt G. 
Published: July 2007

AbstractEs werden zwei Sätze abgeleitet, die die Ausbreitung elektromagnetischer Strahlung in beliebigen Gravitationsfeldern unter dem Einfluß von elastischer Elektronenstreuung betreffen und für die thermische Entwicklung der 3 °K‐Mikrowellenstrahlung von Bedeutung sind: Wurde zu einer Zeit t = t1 in der Vergangenheit des Kosmos eine thermische Verteilung für die Photonen erreicht (wobei die Photonentemperatur noch orts‐ und richtungsabhängig sein kann), so bleibt diese Plancksche Verteilung in erster Näherung auch unter dem Einfluß von Elektronenstreuung erhalten, wenn die Anisotropie der tatsächlichen Verteilungsfunktion ständig klein bleibt. In der Rayleigh‐Jeans‐Region des Spektrums bleibt die Plancksche Verteilung im Spektrum bei beliebiger Anisotropie der Strahlung erhalten.Infolge der thermalisierenden Wirkung der Elektronenstreuung in der ionisierten inter‐ und prägalaktischen Materie ist der beobachtete Anisotropiegrad der 3 °K‐Strahlung im allgemeinen kleiner als bei der stoßlosen Ausbreitung der Strahlung im gleichen anisotropen kosmologischen Modell zu erwarten wäre. Um diesen Effekt zu untersuchen, wurde die Strahlungstransportgleichung in einem anisotropen Modell vom Heckmann‐Schücking‐Typ (Bianchi‐Typ I) integriert. Die Rechnungen beginnen bei einer optisch dicken Phase (entsprechend einer Strahlungstemperatur von 5000 °K) vor der primordalen Plasmarekombination. Mit den Werten 2 · 10−3 der Quadrupol‐Anisotropie, wie sie von Partridge und Wilkinson gefunden wurden, lassen sich metrische Anisotropie‐Parameter zwischen a = 380 und 900 Jahren ableiten, sofern die Re‐Ionisierung der intergalaktischen Materie bei Rotverschiebungswerten zwischen z = 0 und z = 8 einsetzt.
Accretion‐Effekt bei exzentrischen galaktischen Sternbahnen
Authors: Kühn L. 
Published: July 2007

AbstractSterne, die sich auf elliptischen Bahnen um das galaktische Zentrum bewegen und dabei die Spiralarme durchqueren, sammeln Materie aus dem interstellaren Medium auf. Wenn die aufgenommene Materie nur in der äußeren Konvektionszone mit der ursprünglichen Sternmaterie durchmischt wird und die Sterne genügend alt sind, kann dadurch bei metallarmen Sternen auf Bahnen, die sich den Spiralarmen anschmiegen, der Ultraviolett‐Exzeß merklich vermindert werden. Für die Erklärung der beobachteten Beziehung zwischen Ultraviolett‐Exzeß und Bahnexzentrizität reicht Accretion aber nicht aus.