bluuebunny/crossref_metadata_2025_split huggingface dataset:
General Theory of Spherical Self=Gravitating Star Systems in a Steady State
Authors: Kurth Rudolf 
Published: July 2007

AbstractUsually the mechanics of star systems is investigated by constructing models under some special assumptions. This method, however, is not satisfying, because there are only few observational data on the real star systems available, so that those assumptions are often quite arbitrary. Therfore here the opposite method is applied. The problem is: What are the features of a star system, the assumptions being as general as possible, so that they can be expected to be satisfied by the real star systems? The physical assumptions in this investigation are: The system is in a steady state, possesses spherical symmetry and has a finite total mass (§ 1). An assumption of more mathematical character is that its frequency function depends only on the integrals of energy and angular momentum, no further uniform integral being available (and probably not even existing) (§ 2). It follows that in such a star system the density law of the envelope is nearly that of a polytropic gas sphere. The reasons for this, however, are of purely dynamic nature and have by no means any connection with gas theory (§ 3). Now the problem is reversed: Is the necessary condition for a finite total mass also a sufficient one? Apparently, it is not so. But in every case by a slight alteration of the given frequency function, i. e. by an alteration which is as small as we please, a new frequency function can be constructed which yields a model with a finite total mass (§ 5). In a certain sense, these models may be assumed to be stable (§ 6). In § 4, it is shown that the models satisfying the necessary condition for a finite total mass are uniquely determined by their frequency functions. Methods for computing the models are given, too.
Bahnbestimmung als Randwertproblem. V
Authors: Bucerius H. 
Published: July 2007

AbstractZum Abschluß der Untersuchungen über Bahnbestimmung als Randwertproblem wird in § 11 die Berechtigung der parabolischen Bahnbestimmung von Kometen in ihrem Verhältnis zu einer allgemeinen Methode erörtert. Hauptgegenstand ist aber die Untersuchung der Bahnformen in den Doppeldeutigkeitsgebieten A und C, deren Verteilung auf die Gebiete A1, A2 bzw. C1, C2 und Beziehung zu der als wahr angenommenen parabelnahen Bahn. Die dabei gefundenen Regeln werden theoretisch begründet. Der Begriff der Trajektorie der CHARLIERschen Räume eines Kometen als Objekt der Bahnbestimmung wird an einem Beispiel erläutert. Schließlich werden mögliche Ausnahmen von der Doppeldeutigkeit, die Schwierigkeiten für die Bahnbestimmung in der Nähe der singulären Fläche und unlösbare Fälle der GAUSsschen Methode im Konjunktionshalbraum zur Sonne behandelt.In § 12 wird eine Methode der GAUSsschen Bahnbestimmung mit Berücksichtigung von Störungen aus der Integralgleichung des Problems begründet und an einem Beispiel rechnerisch erprobt. In der Schlußbemerkung wird auf die Wichtigkeit dieser Untersuchungen in Anbetracht der künftigen Entwicklung der Bahnbestimmungspraxis hingewiesen.
Die Hypothese des Energiegleichgewichtes in der Bahn für enge Doppelsternsysteme
Authors: Walter K. 
Published: July 2007

AbstractEs wird versucht, die Zusammenhänge zwischen den Bahnformen der engen Doppelsternsysteme und den Rotationseigenschaften ihrer Komponenten durch eine Hypothese zu erfassen, in der die Einflüsse der differentiellen Rotation und der Gezeitenschwingungen der Komponenten auf die Bahn berücksichtigt werden. Die Gleichungen werden aufgestellt, welche die Bahnformen und die differentielle Rotation der Komponenten bestimmen, undes wird das Verhalten der Systeme bei verschiedenen Distanzen der Komponenten untersucht. Mit den Beobachtungen ergibt sich gute Übereinstimmung, wenn für die Hauptreihensterne die Existenz rotationsaufspaltender Kräfte angenommen wird. Die Hypothese scheint auch einen Beitrag zum Problem der Gasströme liefern zu können.
Ein vereinfachtes elektronenzählendes Sternphotometer als Ergebnis einer Diskussion der photometrischen Meßmethoden
Authors: Sauer M. 
Published: July 2007

AbstractDie Diskussion der photometrischen Meßmethoden zeigt die Überlegenheit einer modifizierten Elektronenzählmethode hinsichtlich der Genauigkeit und der Unempfindlichkeit gegen äußere Einflüsse. Die Konstruktion und die Eigenschaften eines nach dieser Methode arbeitenden Sternphotometers werden beschrieben. Am 11″‐Refraktor können ohne Filter Sterne 12. Größe mit einer Zelle vom Typ RCA 931 A gemessen werden.
Bahnbestimmung von drei Doppelsternen mit großer Parallaxe (ADS 48, 7251 und 11632)
Authors: Güntzel‐Lingner U. 
Published: July 2007

AbstractVon drei visuellen Doppelsternen mit großer Parallaxe werden provisorische Bahnelemente berechnet unter besonderer Berücksichtigung von photographischen Messungen. Im Anschluß werden die astrophysikalischen Systemkonstanten berechnet und diskutiert.
Astronomische Szintillation und atmosphärische Turbulenz
Authors: Scheffler H. 
Published: July 2007

AbstractUnter den Voraussetzungen, daß die Korrelationsfunktion der Schwankungen des Brechungsindex in den störenden Atmosphärenschichten genähert durch eine GAUSSsche Kurve dargestellt werden kann und die Höhen der betrachteten Schichten ein Mehrfaches ihrer Dicke betragen, werden ‐ im Anschluß an Arbeiten von A.M.OBUCHOW und G.KELLER ‐ einfache Ausdrücke für die zur statistischen Beschreibung der Szintillationsphänomene erforderlichen Korrelationsfunktionen und Schwankungsgrößen auf vollständig wellenoptischer Grundlage abgeleitet und ihre Anwendung auf Beobachtungen der Helligkeits‐ und Richtungsschwankungen des Sternlichtes, sowie der „fliegenden Schatten”︁ diskutiert. Die Formeln gestatten u. a. eine gute Darstellung der BBUTLERschen Beobachtungen der Helligkeitsszintillation in Abhängigkeit von der Zenitdistanz bis Z = 80°, wenn man für die obere Begrenzung der optisch wirksamen Turbulenz einen Effektivwert von rund 11 km und mittlere Lineardimensionen der optischen Luftschlieren von 7 cm annimmt. Die Widerspruchsfreiheit dieses Resultats gegenüber früheren Befunden über die Schichthöhen wird nachgewiesen. Nach einer kritischen Erörterung bisheriger Deutungen der Farbszintillation wird abschließend die Theorie auf die Szintillation isolierter kosmischer Radiostrahlungsquellen angewandt. Nimmt man an, daß die störende ionosphärische Schicht effektiv zwischen 300 und 400 km Höhe liegt (F2‐Schicht) und die Elektronendichte dort auf Abmessungen von ca. 4 km um 1% schwankt, so lassen sich die Beobachtungen von C.G. LITTLE und A. MAXWELL, sowie von M. RYLE und A. HEWISH mit befriedigender Genauigkeit darstellen.
Neue Positionen von 76 Sternen des AGK2A im Gebiet um den offenen Sternhaufen M 35
Authors: Dieckvoss W. , Kox H. 
Published: July 2007

AbstractEs werden astrographische Positionen in einem 1h.5×5° großen Feld mitgeteilt, die aus 2 Platten mit je 7 einander in RA halb überdeckenden Feldern von 5° × 5° Größe ohne spezielle Meridianbeobachtungen abgeleitet sind.
Über mittlere Parallaxen und ihre Abhängigkeit von Helligkeit und galaktischen Koordinaten
Authors: Heintz W.D. 
Published: July 2007

AbstractAn Hand der McCormick‐Kataloge und ergänzender Auswahlfelder aus den Cape‐Katalogen werden mittlere Parallaxen für Sterne 8. bis 13. Größe und verschiedener Spektraltypen aus den Streuungen der EB abgeleitet. Die von SCHMEIDLER untersuchte Veränderlichkeit der Parallaxen mit gelaktischer Länge bestätigt sich, die Befunde VAN DE KAMPS und VYSSOTSKYS über ein Minimum in galaktischen Breiten ±20° und eine Asymmetrie auf den Hemisphären hingegen nicht. Das bisherige Material an Streuungsparallaxen wird in einer Interpolationsformel zusammengefaßt und für systematische Abweichungen von Säkularparallaxen eine Erklärung durch Einfluß der galaktischen Rotation nahegelegt.
Verbesserung der Bahn des kleinen Planeten 1453 Fennia
Authors: Schubart J. 
Published: July 2007

AbstractFür den kleinen Planeten 1453 Fennia werden die Ergebnisse einer Störungsrechnung (1938‐1951) und einer Bahnverbesserung aus 10 Normalorten mitgeteilt. Zur Bahnverbesserung wurde die Methode von ECKERT und BROUWER mit einigen Modifikationen benutzt, die sich im Fall kleiner Exzentrizität als vorteilhaft erweisen.
Stellar Orbits in Globular Clusters ( Contribution from the Observatory, University of St. Andrews, No. 8)
Authors: Kurth Rudolf , Andrews St. 
Published: July 2007

AbstractAn account is given of all types of orbital motions of stars belonging to any star system of spherical structure in a steady state, if these motions may be assumed to be controlled by the smoothed gravitational potential of the whole system only, the effects of mutual interaction between individual stars being disregarded. The cluster is assumed to possess a finite radius. Under these conditions, a star will describe either a circular orbit around the centre of the cluster or oscillate along a straight line passing through the centre, or finally, in the most general case, show a rosette motion. (§§ 1, 2.) The rosettes are either closed or unclosed. The unclosed rosettes are dense subsets of certain characteristic rings in the plain of motion. The angles between two neighbouring pericentres, determining the shapes of the orbits, form a bounded interval of positive numbers, containing the value π. Probably, they all are smaller than 2 π. (§§ 3, 4.) The stars reaching the boundary have rectilinear motions. There are no circular orbits near the boundary. (§ 5.)
Polarisationsinterferenzfilter und ihre Prüfung( Mitteilungen des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam Nr.43)
Authors: Künzel H. 
Published: July 2007

AbstractEs wird über den optischen und mechanischen Aufbau eines in Potsdam vorhandenen Polarisationsinterferenzfilters nach B.LYOT berichtet, das für die Wellenlängen λ 6563 Å und λ 5303 Å berechnet ist. Ferner werden die angewandten Prüfmethoden und eine einfache Temperierungseinrichtung beschrieben.
Über die Veränderlichkeit der Lichtkurven von raschwechselnden Pulsations=und Bedeckungssternen ( Ergebnisse der Beobachtungen in Südwestafrika 1952‐1953. Zweite Mitteilung) 1)
Authors: Hoffmeister C. 
Published: July 2007

AbstractZu den bereits bekannten Störungen der Lichtkurven von RR Lyrae‐Sternen, für die einige neue Fälle mitgeteilt werden, kommt ein neuer Typus, bei dem die Störung sich über die ganze Kurve erstreckt, die Änderungen aber nicht periodisch, sondern rasch vom einen zum anderen Zyklus auftreten. Im zweiten Teil wird gezeigt, daß auch bei raschwechselnden Bedeckungssternen vom Typus β Lyrae und W Ursae Majoris häufig Störungen der Lichtkurven vorkommen, wobei besonders eine Art auffällt, bei der die Minima gerader Zählung ungestört verlaufen, diejenigen ungerader Zählung jedoch abnorme Streuung der Beobachtungen in der aus zahlreichen Zyklen erlangten mittleren Lichtkurve aufweisen.
Beobachtungen und Bemerkungen zu den Veränderlichen RX Herculis, V 451 Ophiuchi und AU Pegasi ( Mitteilungen der Universitäts‐Sternwarte Münster Nr. 7)
Authors: Günther O. 
Published: July 2007

AbstractRX Her hat neben dem Bedeckungslichtwechsel vielleicht kleine unregelmäßige Helligkeitsschwankungen. Bei V 451 Oph werden Unstimmigkeiten zwischen früheren photographischen und neuen lichtelektrischen Beobachtungen besprochen. Die Periode von AU Peg wird etwas verbessert.
Lokalisierung und Durchmesserbestimmung von Radioquellen bei Bedeckungen durch den Mond ( Mitteilungen des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam Nr. 44)
Authors: Schubert Marlene 
Published: July 2007

AbstractIm Anschluß an Arbeiten von DIERCKS UND HUNGER, HETMANZEW und GINSBURG wird der Zusammenhang zwischen den bei einer Bedeckung einer Strahlungsquelle durch den Mond auftretenden Beugungsmaxima und Durchmesser und Ort der Quelle für ausgedehnte Objekte untersucht. Die in das Resultat eingehenden Voraussetzungen werden unter besonderer Berücksichtigung der radioastronomischen Beobachtungen diskutiert.
Eigenbewegungen von 99 Sternen in der Umgebung von 17 Comae
Authors: König Arthur 
Published: July 2007

AbstractIn Fortführung des Heidelberger EB‐Programms wurden aus zwei Plattenpaaren mit 50a.1 Epochendifferenz die Eigenbewegungen von 99 Sternen bestimmt. Der m. F. einer EB im Mittel aus beiden Plattenpaaren ergab sich zu ± 0″.009.Die Verteilung der Eigenbewegungen läßt darauf schließen, daß die gemessenen Sterne größtenteils Hauptreihensterne von hoher Geschwindigkeit sind.
Bahnbestimmung von vier Doppelsternen (ADS 7724, 9324, 11635 AB und 11635 CD)
Authors: Güntzel‐Lingner U. 
Published: July 2007

AbstractEs werden provisorische Bahnelemente von vier visuellen Doppelsternen berechnet, darunter die klassischen Systeme γ Leonis und das Doppelpaar ϵ1 und ϵ2 Lyrae. Vom Hauptsystem des letzteren werden Bahndimension und Umlaufszeit abgeschätzt. Allen Bahnbestimmungen ist eine Betrachtung über die astrophysikalischen Systemkonstanten hinzugefügt.
Astronomical scintillation and atmospheric turbulence. Comments on several recent papers
Authors: Keller Geoffrey 
Published: July 2007

AbstractThe theoretical treatments of the problem of image formation given by Scheffler, Obuchow, Ellison, van Isacker and the present author are compared in a number of respects. It is contended that the angular power spectrum and autocorrelation function of the electric vector do not vary with height in regions free from disturbances. This position is in agreement with BOOKER, RATCLIFFE and SHINN, HEWISH and the author's own work, but in disagreement with SCHEFFLER.
Erstbahnbestimmung von drei visuellen Doppelsternen (ADS 12752, 15447 und 16428)
Authors: Güntzel‐Lingner U. 
Published: July 2007

AbstractVon drei visuellen Doppelsternen, deren Begleiter sich dem Periastron ihrer Bahnen nähern, werden provisorische Bahnelemente berechnet und dynamische Parallaxen angegeben.
Lichtwechselelemente des Algol‐Sterns SV Camelopardalis für die Zeit von 1897 bis 1955
Authors: Sommer R. 
Published: July 2007

AbstractAus Beobachtungen von BAV‐Mitgliedern in dem Zeitraum 1950 bis 1955 werden instantane Lichtwechselelemente des Algol‐Sternes SV Cam hergeleitet und mit den älteren Beobachtungen seit 1897 verglichen. Es ergibt sich eine Sinusschwankung der Periode im Verlauf von 57 Jahren.
Trojanerbahnen mit kleiner Exzentrizität
Authors: Schubart J. 
Published: July 2007

AbstractUm das von Thüring numerisch gefundene Verhalten der oskulierenden Elemente einer Trojanerbahn zu erklären, wird eine von Brown vor längerer Zeit gegebene theoretische Entwicklung herangezogen. Es wird gute Übereinstimmung mit den numerischen Resultaten festgestellt. Im Anschluß daran werden oskulierende Elemente für eine Bahn mit außerordentlich kleinen Exzentrizitätseigenschaften mitgeteilt. Ein bei der Rechnung mit Vorteil verwendetes Glättungsverfahren wird im Anhang beschrieben.
Untersuchung von Sternen mit hyperbolischen Geschwindigkeiten
Authors: Perek L. 
Published: July 2007

AbstractEs wird gezeigt, daß die Entweichgeschwindigkeit in der Sonnennähe die Kreisgeschwindigkeit um 30%, höchstens um 40% überschreitet. Unter dieser Annahme wurden Sterne mit hyperbolischen Geschwindigkeiten gesucht. Bei den 81 gefundenen Sternen wurden die Beobachtungsfehler untersucht. Bei 63 Sternen kann die scheinbare hyperbolische Geschwindigkeit durch eine zulässige Kombination von Beobachtungsfehlern erklärt werden und in einem Falle (NGC 6992) durch innere Bewegungen von Nebelfasern. Hyperbolische Geschwindigkeiten, die nicht durch Beobachtungsfehler vorgetäuscht werden können, besitzen außer 4 RR Lyrae‐Sternen, einem Kugelsternhaufen und 6 Unterzwergen, wo es zu erwarten war, auch ein RV Tauri‐Stern (AG Aurigae), ein O‐Stern (AE Aurigae), ein Wolf‐Rayet Stern, ein Riese, ein weißer Zwerg (van Maanen 1) und ein Kohlenstoffstern (RT Orionis). Andere mögliche Ursachen der Verschiebungen der Spektrallinien bei diesen Sternen sind in § 5 erörtert. Das Vorkommen von hyperbolischen Geschwindigkeiten bei jungen Sternen ist ein Beweis dafür, daß diese Geschwindigkeiten in der Galaxis erreicht werden können. Daher brauchen nicht alle Sterne mit hyperbolischen Geschwindigkeiten Gäste aus anderen Sternsystemen zu sein.Von 53 Sternen mit rückläufigen Bewegungen kann bei 35 die Möglichkeit des Vortäuschens durch Beobachtungsfehler nicht ausgeschlossen werden. Gesicherte rückläufige Bewegungen haben 5 RR Lyrae‐Sterne, ein RV Tauri‐Stern (AG Aurigae), ein langperiodischer Veränderlicher (S Car), 2 Kohlenstoffsterne, ein Riese, 4 Zwerge und 4 Unterzwerge. Außerdem besitzen zwei RR Lyrae‐Sterne ohne bekannte Eigenbewegung entweder hyperbolische Geschwindigkeiten oder rückläufige Bewegungen.
Zur Verteilung der Kleinen Planeten
Authors: Baumgartner Ulrich 
Published: July 2007

AbstractDie Häufigkeitsverteilung der Kleinen Planeten wird in Abhängigkeit von ihren mittleren Bewegungen mittels eines statistischen Prüfverfahrens untersucht. Es läßt sich ein Zusammenhang zwischen Lücken und „Kommensurabilitäten”︁ nachweisen, nicht aber zwischen Häufungsstellen und Kommensurabilitäten.
Bahnbestimmung des visuellen Doppelsternes ADS 3956
Authors: Friedemann Christian 
Published: July 2007

AbstractVon dem visuellen Doppelstern ADS 3956, dessen Begleiter zur Zeit zunehmende Bahngeschwindigkeit zeigt, wird erstmalig eine provisorische Bahn berechnet und eine hypothetische Parallaxe bestimmt.
Die Säkularstörungen des Scorpius‐Sagittarius‐Stroms
Authors: Ahnert‐Rohlfs E. 
Published: July 2007

AbstractDie Säkularstörungen von fünf großen Planeten auf Haupt‐ und Grenzbahnen des Scorpius‐Sagittarius‐Systems wurden berechnet. Die Differenz der Knotenstörungen wird als Hauptursache der heutigen Strombreite angesehen, so daß eine Altersabschätzung möglich wird. Eine analoge Abschätzung wird durch Betrachtung zweier erdachter Meteorteilchen erhalten, deren Bahn sich anfänglich von der Hauptbahn nur durch die Gestalt, nicht durch die Lage unterscheidet. Man erhält als Alter 8000 Jahre. Für andere Ekliptikalströme ergaben sich Werte von der gleichen Größenordnung.
Der Lichtwechsel von 25 Veränderlichen des Kugelhaufens M 15
Authors: Notni P. , Oleak H. 
Published: July 2007

AbstractAuf insgesamt 74 Platten aus den Jahren 1925 und 1933, aufgenommen mit dem 122 cm‐Spiegel der Sternwarte Babelsberg, wurde der Lichtwechsel von 22 bekannten und 3 neuentdeckten Veränderlichen untersucht. Für 11 Sterne konnten sichere Perioden bestimmt werden, bei weiteren 6 Sternen sind die Elemente noch unsicher. Für 8 Veränderliche sind keine Perioden abgeleitet worden. Die Lichtkurven von 11 Sternen werden angegeben.
Weitere Bemerkungen über den Staubanteil der interstellaren Materie
Authors: Schmidt K.H. 
Published: July 2007

AbstractDas Verhältnis zwischen der Gas‐ und der Staubdichte im interstellaren Raum wird an 15 Associationen im galaktischen Längenbereich 65° < l < 115° erneut bestimmt. Es zeigt sich, daß zwischen der Gasdichte ϱHI und der Staubdichte ϱD die Beziehung ϱD ∼ ϱ1.5HI besteht.
Theory of a Polyhedral Heliotrope on an Artificial Satellite
Authors: Wilson Raymond H. 
Published: July 2007

AbstractThe heliotrope, invented by GAUSS, is a geodetic instrument for transmitting signals between distant stations by reflection of solar rays from a small, flat mirror. Many such mirrors on an artificial satellite, forming a polyhedral heliotrope, would automatically send useful signals and greatly increase the satellite visibility.It will be shown that the apparent stellar magnitude of a heliotrope signal is given by m = − 36.85 − 2.5 log10 k \documentclass{article}\pagestyle{empty}\begin{document}$ \left({\frac{D}{\varrho}} \right)^2 \sin \frac{\Theta}{2} $\end{document}, where k is the reflectivity factor, D the effective diameter of the mirror face, ϱ the distance from the observer, and Θ the elongation of the satellite from the sun. Thus, the mean stellar magnitude at opposition from a 1 cm face is about +0.m9 when 500 km away.The theory of the duration and statistical frequency of such flashes from a quasi‐regular polyhedron has been worked out in quantitative form. It turns out that the mean approximate signal rate per second for a polyhedron of radius 25 cm would be \documentclass{article}\pagestyle{empty}\begin{document}$\bar n = \frac{{2{\rm I}\,\omega}}{{D^2 }} $\end{document}, where ω is the number of satellite rotations per second. Thus, there would be 21 flashes per second from a satellite with 1 cm faces rotating once per second, each flash lasting less than 0.s001, which would correspond to about 2′′ or 3′′ of motion on the photographic trail of the satellite.Some such arrangement of the reflecting surface of the satellite is necessary for any study of its rotational motion. Also, it would obviously facilitate all observations during the expected 99% of the satellite lifetime after its radio power has been exhausted.
Photometrie der Sonnenkorona vom 30. Juni 1954 im roten Spektralbereich
Authors: Mädlow Marlene 
Published: July 2007

AbstractEs wird eine Aufnahme der Sonnenkorona vom 30. Juni 1954 mit der effektiven Wellenlänge λeff. = 633 mμ photometrisch ausgewertet. Um die Streulichtkorrektur aus der Helligkeit auf der Mondscheibe zu gewinnen, werden als Ansätze für die Streufunktion die Messungen von S. GÜNTHER [II] benutzt. Die Ergebnisse werden mit denen von WALLENQUIST, ALLEN, WALDMEIER und BACHMANN und der Modellkorona von VAN DE HULST verglichen.
Relative Rektaszensionen von 856 Fundamentalsternen
Authors: Heintz W. D. 
Published: July 2007

AbstractAus 20 000 Durchgangsbeobachtungen des Zeitdienstes in Mount Stromlo in den Jahren 1945—55 wird ein Katalog individueller Verbesserungen der Rektaszension von FK3‐Sternen, meist zwischen +20° und −60° Deklination, abgeleitet und der Einfluß persönlicher Gleichungen behandelt. Die Ergebnisse stimmen genähert mit dem Katalog N 30 überein.
Praktische Auswertung von Meridianbeobachtungen Kleiner Planeten
Authors: Petri Winfried 
Published: July 2007

AbstractIn der vorangehenden Arbeit [6] hat F. Schmeidler einfache Formeln für die Auswertung meridianer Rektaszensions‐ und Deklinationsmessungen von Planeten abgeleitet und auf den Fall der äußeren Großen Planeten angewandt. — In der vorliegenden Arbeit werden zunächst in gleicher Weise Beobachtungen der Kleinen Planeten Ceres, Pallas, Juno und Vesta behandelt. Danach wird über eine Simultanauswertung der Münchener Beobachtungen aller äußeren Planeten bis Neptun berichtet, für die dank dem großen Entgegenkommen der Herren Professoren Dr. H. Piloty und Dr. R. Sauer die programmgesteuerte elektronische Rechenmaschine (PERM) der Technischen Hochschule München zur Verfügung stand. — Über die Technik der Programmierung und numerischen Rechnung an der PERM finden sich in einem Anhang nähere Angaben aus der Feder von Herrn Dr. R. Baumann.
Strahlenoptische Ausbreitung in Medien mit statistisch verteilten Inhomogenitäten I. Unregelmäßige Refraktion als Markoff‐Prozeß
Authors: Scheffler H. 
Published: July 2007

AbstractDie Ausbreitung elektromagnetischer Wellen in einem Medium mit kleinen unregelmäßigen Schwankungen des Brechungsindex wird in der strahlenoptischen Näherung als stochastischer Prozeß behandelt. Insbesondere kann der Verlauf der Strahlrichtungen als Markoff‐Prozeß betrachtet werden, so daß deren Verteilung unter Einbeziehung auch großer Streuwinkel der Kolmogoroff‐Gleichung genügt, deren genaue Form ermittelt wird. Den Abschluß bildet die Lösung dieser Gleichung für das ebene Streuproblem.