bluuebunny/crossref_metadata_2025_split huggingface dataset:
Über eine transzendente Lösung des Bahnbestimmungsproblems
Authors: Sconzo P. 
Published: July 2007

AbstractDer 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

AbstractUnter 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

AbstractNeuere 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

AbstractIn 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

AbstractAus 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.
Novae in M 31 auf Tautenburger Schmidt‐Aufnahmen
Authors: Börngen F. 
Published: July 2007

AbstractDie 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.
Lichtelektrische und spektrographische Beobachtungen der Nova Vulpeculae 1968 Nr. 1
Authors: Dorschner J. , Friedemann Chr. , Pfau W. 
Published: July 2007

AbstractThe 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

AbstractBei 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

AbstractEs 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

AbstractIn 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

AbstractDer 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

AbstractIn 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

AbstractAus 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

AbstractIn 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

AbstractBeim 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).
On the possible existence of dust grains at large distances from the galactic plane
Authors: Schmidt K.‐H. 
Published: July 2007

AbstractThe 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

AbstractStoeckly 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

AbstractExtinction 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.
Über schnelle Änderungen der magnetischen Feldstärke von Sonnenflecken
Authors: Künzel H. 
Published: July 2007

AbstractEs 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

AbstractDie 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

AbstractDie 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

AbstractDer 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.
Luminosity Functions of Quasars and Seyfert Galaxies
Authors: Notini P. , Richter G. M. 
Published: July 2007

AbstractThe 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

AbstractFür 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

AbstractIn 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

AbstractEs 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

AbstractDie 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

AbstractIn 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

AbstractDiese 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

AbstractPhotographic 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

AbstractStarting 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.