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Untersuchungen über den Lichtwechsel von SS Geminorum, S Vulpeculae und Z Leonis
Authors: Ahnert P. 
Published: July 2007

AbstractDer Lichtwechsel dieser drei Sterne, die nach Periode und Spektrum zwischen den δ Cephei‐Sternen und den Langperiodischen stehen, zeigt bemerkenswerte Eigenheiten. Zwar lassen sich bei ihnen alle bisher beobachteten Erscheinungen durch eine mittlere Periode darstellen, im einzelnen treten aber Abweichungen auf, die bei S Vulpeculae und Z Leonis die Einführung instantaner Elemente erfordern. Bei SS Geminorum und Z Leonis ändert sich sogar der Typus des Lichtwechsels, und bei Z Leonis treten besonders große Schwankungen der Amplitude auf.
Untersuchungen zum System 42 Comae
Authors: Haffner H. 
Published: July 2007

AbstractFür das System 42 Comae, dessen Bahnneigung nahezu 90° beträgt, werden unter Verwendung aller bisherigen Beobachtungen neue Bahnelemente, teilweise nach neuen Methoden, berechnet. Die Abweichung der Bahnneigung von 90° beträgt 4.'6 ± 4.'0, woraus mit einer Wahrscheinlichkeit 0.80 bzw. 0.28 auf das Eintreten einer photometrischen Bedeckung in der Periastron‐ bzw. Apastronkonjunktion geschlossen wird. Die nächsten Konjunktionen finden im Oktober 1948 (Apastron, Sonnennähe) und im March 1963 (Periastron, Oppositionszeit) statt; ihre photometrische Beobachtung ist erwünscht.
Fünfdimensionale Kosmologie
Authors: Jordan P. 
Published: July 2007

AbstractDie Arbeit enthält eine zusammenfassende Gesamtdarstellung der in verschiedenen Arbeiten des Verfassers und seiner Mitarbeiter ausgeführten Untersuchungen zur fünfdimensionalen (projektiven) Relativitätstheorie und ihrer Anwendung zur Präzisierung der vom Verfasser früher induktiv entwickelten Kosmologie und Sternentstehungs‐Theorie. Der erste Teil bringt eine (unabhängig von sonstigen Arbeiten lesbare) Erläuterung der projektiven Relativitätstheorie in derjenigen erweiterten Form, welche der Verfasser 1944 entwickelt hat; dabei wird die in der älteren Fassung der Theorie als eine Konstante angesehene Invariante J = Xμ Xμ als skal re Feldgröße behandelt. Obwohl in meinen ersten Untersuchungen diese Erweiterung der Theorie zu einer erheblichen Komplizierung des Formelapparates zu führen schien, gelingt jetzt eine sehr einfache Durchführung der mathematischen Theorie.Der zweite Teil beschäftigt sich mit der physikalischen Deutung der so gewonnenen mathematischen Zusammenhänge, mit der Aufstellung der Feldgleichungen – die Variabilität der Größe J ermöglicht es, eine sinngemäße mathematische Präzisierung zu geben für die DIRACsche Idee einer in kosmologischen Zeitmaßen veränderlichen Gravitations‐ „Konstanten”︁ – und mit der Anwendung auf Kosmologie und Sternentstehung, gemäß den Ergebnissen von LUDWIG und MÜLLER, welche die systematische Ausführung meines aus dem „DIRACschen Prinzip”︁ entwickelten Modells des Kosmos und der Sternentstehung erbrachten. Abschließend werden die Beziehungen der dargestellten Theorie zu den Erfahrungstatsachen besprochen; meine Beurteilung einiger diesbezüglicher Punkte hat sich etwas verändert.
Betrachtungen zur astronomisch‐geodätischen Netzausgleichung unter besonderer Berücksichtigung der LAPLACEschen Gleichung
Authors: Wolf H. 
Published: July 2007

AbstractAusgehend von HELMERTs Berechnung astronomisch‐geodätischer Netze wird gezeigt, inwiefern die inwiefern die in der Regel gesondert behandelten Aufgaben der Netz‐ und Lotabweichungsausgleichung letztlich nur Sonderfälle eines allgemeineren Problemes sind. Die LAPLACEsche Gleichung erweist sich hierbei als das verbindende Glied zwischen beiden. Einige Eigenschaften der LAPLACEschen Widersprüche werden aufgezeigt. Als deren Folge wird schließlich eine Lösung mittels schrittweiser Annäherung mit dem Ziel, den HELMERTschen Vorgang auf umfangreichere Systeme auszudehnen, angegeben.
Über die Bewegungsverhältnisse des interstellaren Gases
Authors: Lambrecht H. 
Published: July 2007

AbstractDie Entdeckung WILSONS der Diskrepanz in de ‚thermischen’︁ Geschwindigkeiten der Natrium‐ und Kalziumatome wird im Anschluß an eine Zusammenfassung der Methoden und Hauptergebnisse der Untersuchung der Bewegungsvorgänge im interstellaren Gas durch eine Abschätzung des Verf. aus den DUNHAMschen Beobachtungen ergänzt und kurz diskutiert. Sie wird als Folge der selektiven Wirkung der vom galaktischen Strahlungsfeld auf die Atome einer Gaswolke ausgeübten Strahlungskraft gedeutet. Für die Strahlungsdruck‐Geschwindigkeit wird eine Gleichung abgeleitet und unter Berücksichtigung der im interstellaren Raum vorliegenden Bedingungen ausgewertet, wobei sich das Verhältnis der Kalzium‐ zur Natriumgeschwindigkeit von der durch WILSON bestimmten Größenordnung ergibt. Die numerischen Werte der wichtigsten unter den in die Rechnung eingehenden Größen einschließlich der monochromatischen interstellaren Strahlungsdichten und des Hauptergebnisses werden in den Tabellen 1–6 und den Abbildungen 2–4 zusammengestellt. Schließlich wird noch auf einige Fragen hingewiesen, die für eine eingehendere Untersuchung des Bewegungsproblems des interstellaren Gases von Bedeutung sind.
Über die Absorptionslinien im Spektrum von β Cephei
Authors: Miczaika G. R. 
Published: July 2007

AbstractDie Absorptionslinien im Spektrum von β Cephei lassen keine verbürgbaren Profil‐ und Intensitätsänderungen in Abhängigkeit von der Phase erkennen. Die absolute Helligkeit des Sterns beträgt – 2.m7. Er ist erheblich heller als aus der Periode‐Leuchtkraftbeziehung für P = 0.d2 folgt.
Visuelle Beobachtungen der Nova Serpentis 1948
Authors: Lohmann W. 
Published: July 2007

AbstractAlle in den UAI‐Zirkularen und Nachrichtenblättern der Astronomischen Zentralstelle veröffentlichten Beobachtungen werden mit eigenen verglichen und zusammengestellt. Die Helligkeit der Nova nahm vom 6. März bis zum 13. Oktober 1948 um 2.m9 ab. Zu Zeiten besonderer Häufung von Beobachtungen lassen sich kurzfristige Helligkeitsschwankungen nachweisen.
Der physische Lichtwechsel der Planeten Saturn und Uranus
Authors: Becker W. 
Published: July 2007

AbstractReduktion und Zusammenstellung aller seit 1852 bekannt gewordenen Helligkeitsbeobachtungen der Planeten Saturn und Uranus. Es handelt sich fast ausschließlich um Stufenschätzungen.Für Saturn ergibt sich nach Reduktion der beobachteten Helligkeiten auf mittlere Opposition und verschwindenden Ring (Tabelle 1 und 2) ein physischer Lichtwechsel (Abb. 2 oben), der durch abgerundete Maxima und spitze Minima gekennzeichnet ist. Die Amplitude beträgt durchschnittlich 0m33. Nur in den Minima sind bisher weiße Flecke auf der Saturnoberfläche erschienen.Bei Uranus überlagern sich ein Abplattungslichtwechsel von 84jähriger Periode und ein physischer Lichtwechsel, der einigermaßen sinusförmig verläuft und dessen Periode zwischen 5.5 und 11.5 Jahre (im Mittel 8 Jahre) schwankt. Der erstere hat eine Amplitude von 0m.255 und führt auf Grund der SEELIGERschen Beleuchtungstheorie zu einer Abplattung von a/b = 1.16. Der physische Lichtwechsel hat eine mittlere Amplitude von 0m.29.Besonders tiefe Minima koinzidieren bei Saturn und Uranus und fallen mit einem Sonnenflecken‐Minimum zusammen. Jedoch läßt sich darüber hinaus aus einer vergleichenden Betrachtung des Verlaufs der Sonnenfleckenkurve und der beiden Lichtkurven kein Hinweis für einen ursächlichen Zusammenhang der Phänomene entnehmen.
Zur Anwendung der Methode der kleinsten Quadrate auf die Bahnverbesserung visueller Doppelsterne
Authors: Wolf H. 
Published: July 2007

AbstractZur Beleuchtung der Frage, ob man bei Doppelstern‐Bahnverbesserungen außer den beobachteten Positionswinkeln auch die Distanzen mitbenützen soll, wird für ein Beispiel eine zweifache Ausgleichung durchgeführt. Die nach der Methode der kleinsten Quadrate sich ergebenden Genauigkeitsmaße werden einander gegenübergestellt, und ein Versuch zur Bestimmung der systematischen Fehleranteile in den Distanzen wird unternommen.
Über den inneren Aufbau eines mit konstanter Winkelgeschwindigkeit rotierenden polytropen Sterns
Authors: Kühn W. 
Published: July 2007

AbstractZur Bestimmung des inneren Aufbaus von rotierenden polytropen Sternen wird ein Näherungsverfahren entwickelt, bei dem die Flächen gleichen Potentials, gleicher Dichte bzw. gleichen Druckes durch Ellipsoide ersetzt werden. Dieses Verfahren wird auf Sterne mit beliebig großer Winkelgeschwindigkeit angewandt. Der Aufbau der rotierenden Sterne wird mit dem Aufbau jener nichtrotierenden Sterne verglichen, die dieselbe Dichte und denselben Druck im Mittelpunkt aufweisen bzw. dieselbe Masse besitzen. Die Ergebnisse in bezug auf charakteristische Größen wie Abplattung, Volumen und Masse sind für kompressible Sterne im wesentlichen dieselben wie für inkompressible.
Über das Problem der Ortsbestimmung aus drei relativen Zenitdistanzen oder Azimuten
Authors: Stumpff K. 
Published: July 2007

AbstractEs wird eine neue Lösung des allgemeinen Dreihöhenproblems gezeigt, die in den Grundzügen mit der von HARZER übereinstimmt, diese aber an Einfachheit der praktischen Ausführung übertrifft, da sie im wesentlichen auf lineare Gleichungssysteme zurückgeführt wird. Die gleiche Methode läßt sich auch auf das kompliziertere Problem der drei Azimute anwenden. Die Auflösung der quadratischen bzw. biquadratischen Schlüsselgleichung der beiden Probleme kann durch bequeme Näherungsmethoden erleichtert werden, wenn die unbekannten Nullpunktsfehler der Kreise klein sind. Die Konvergenz dieser Näherungsverfahren läß sich durch Verschärfung der Beobachtungsbedingungen bis zu einem Optimum steigern.
Die Rotationsgeschwindigkeit der Milchstraße in Sonnennähe
Authors: Fricke W. 
Published: July 2007

AbstractNach einer Methode, die auf der Kenntnis großer Raumgeschwindigkeiten einzelner Sterne und auf der Oort‐schen Hypothese beruht, daß die Entweichgeschwindigkeit in Sonnennähe die obere Geschwindigkeitsgrenze darstellt, wird die Rotationsgeschwindigkeit des lokalen Zentroids bestimmt. Aus den Geschwindigkeiten von 60 Sternen, die zu den schnellsten der Sonnenumgebung gehören, wird für die Rotationsgeschwindigkeit vR = 276 ± 21 (m. F.) km/sec gefunden. Das Ergebnis bestätigt die beiden Vermutungen von Mayall, daß die Kugelsternhaufen mit gemessenen Radialgeschwindigkeiten eine Rotationskomponente von etwa 100 km/sec um das Milchstraßenzentrum haben, und daß sich die Milchstraße relativ zu den sie umgebenden Nebeln der lokalen Gruppe angenähert in Ruhe befindet.
Zur Auflösung linearer Gleichungssysteme
Authors: Jenne W. 
Published: July 2007

AbstractVerfasser gibt die Hauptzüge eines neuartigen geometrisch‐anschaulichen Verfahrens von K. Friedrich bekannt zur Auflösung linearer Gleichungssysteme, deren Koeffizienten‐Matrix zahlreiche verschwindende Elemente aufweist. Die Tragweite und Anpassungsfähigkeit dieses Verfahrens in Verbindung mit den Formeln des Verfassers für Normalgleichungssysteme mit symmetrischer Punktdarstellung wird an einem allgemeinen Problem der Ausgleichungsrechnung und Fehlertheorie gezeigt, das für die astronomische Geodäsie von besonderer Bedeutung ist und von N. E. Nörlund unter Anwendung der Theorie der Differenzengleichungen mit den Mitteln der Funktionentheorie untersucht wurde. Es handelt sich um den ganz allgemeinen Fall, daß ausschließlich Differenzen von Unbekannten beobachtet wurden. Einige prinzipielle Ergänzungen zu den Methoden von N. E. Nörlund sowie bemerkenswerte Analogien zur geodätischen Netzausgleichung ergeben sich zwanglos durch Beachtung der besonderen Eigenschaften symmetrischer Punktdarstellungen.
Zur Integration des Zweikörperproblems
Authors: Rubbert F. K. 
Published: July 2007

AbstractDie Differentialgleichung erster Ordnung für den reziproken Abstand wird für alle drei möglichen Bahntypen integriert. Durch Einführung neuer Funktionen gelingt die explizite Darstellung der Zeitabhängigkeit der Koordinaten in geschlossener Form. Die Eigenschaften dieser Funktionen werden untersucht, Reihenentwicklungen angegeben.Auch die direkte Integration der Differentialgleichung zweiter Ordnung für Ellipsenbahnen wird durchgeführt; sie ist hier besonders einfach.
Bewegungen und absolute Leuchtkräfte von Subzwergen
Authors: Fricke W. 
Published: July 2007

AbstractDie Geschwindigkeit der Sonne relativ zu 78 Subzwergen beträgt V0 = 148 ± 28km/sec, l0 = 75° ± 8°, b0 = −2° ± 9°. Die Subzwerge liegen im Mittel 2.1 ± 0.4 Größenklassen unterhalb der Hauptreihe.
Numerische Untersuchungen zur astronomisch‐geodätischen Netzausgleichung
Authors: Wolf H. 
Published: July 2007

AbstractAn einem einfachen Beispiel mit 5 astronomischen Stationen werden verschiedene Verfahren durchgerechnet und die Ergebnisse einander gegenübergestellt, um die Brauchbarkeit des vom Verfasser angegebenen Iterationsverfahrens1) zur Diskussion zu stellen.
Die Beziehung zwischen dem alten und neuen deutschen Zentralpunkt, ausgedrückt in beobachteten Lotabweichungen
Authors: Wolf H. 
Published: July 2007

AbstractDie Vergleichbarkeit von Lotabweichungsbeträgen (für den gleichen Punkt) zwecks Feststellung der zugehörigen ellipsoidischen Lageunterschiede wird eindeutiger, wenn man statt der verbesserten die beobachteten Lotabweichungen benützt. Nach Herleitung der entsprechenden Beziehung zwischen Potsdam und Rauenberg werden an einem Beispiel die diesbezüglichen Verhältnisse näher erläutert.
Bahnbestimmung als Randwertproblem. II
Authors: Bucerius H. 
Published: July 2007

AbstractNach allgemeiner Kritik der älteren Konvergenzbetrachtungen zur Gaussschen Methode auf Grund von Abschätzungen nach Potenzen der Zwischenzeiten werden Rechenschemata für 3 und 4 Beobachtungen mit einem Iterationsverfahren ohne Gausssche Gleichung aufgestellt und an Beispielen von kleinen Planeten praktisch erprobt. In der folgenden Konvergenztheorie, die eine Erweiterung der Untersuchung im I. Teil darstellt, wird die Berechtigung des Verfahrens für das Hauptanwendungsgebiet der kleinen Planeten bewiesen. Einige für die Theorie und Praxis der Bahnbestimmung wichtige Folgerungen werden anschließend diskutiert.
Physische Beobachtungen von Kometen. VII
Authors: Beyer M. 
Published: July 2007

AbstractDer vorliegende Bericht setzt eine seit 1933 laufende Serie von Veröffentlichungen über physische Beobachtungen von Kometen fort und schließt an Astron. Nachr. 275.237 (1947), Mitteilungen der Hamburger Sternwarte Nr. 61, an. Er umfaßt die Beobachtungen von 15 Kometen aus dem Zeitabschnitt 1946 Juni bis 1949 April, die in der gleichen Weise mitgeteilt und diskutiert werden wie bisher. Das Hauptgewicht ist wieder auf eine möglichst genaue Bestimmung der Gesamthelligkeiten gelegt, um die Beziehungen zwischen der Helligkeitsentwicklung und dem Sonnenabstand der einzelnen Kometen ableiten und vergleichen zu können. Zu diesem Zweck sind die auf die Einheit der Abstände γ und Δ des Kometen von der Sonne bzw. von der Erde bezogenen Normalhelligkeiten H0 und die den Helligkeitsverlauf bestimmenden Exponenten n2 des Sonnenabstandes γ für die verschiedenen Kometen aus den Beobachtungen abgeleitet. Da das vom Verfasser benutzte Beobachtungsverfahren fast stets größere Helligkeiten liefert, als sie die sonst üblichen Methoden ergeben, sind zum Vergleich auch Gesamthelligkeiten von Kugelhaufen und Spiralnebeln auf dieselbe Weise beobachtet worden. Diese Ergebnisse stimmen recht gut mit den neuesten photovisuellen Messungen überein, so daß kein Anlaß zur änderung des Beobachtungsverfahrens oder zu einer Korrektion der damit gewonnenen Größen besteht. Neben Messungen und Schätzungen der Kernhelligkeiten und des jeweiligen Durchmessers der Koma ist auch der Schweifentwicklung besondere Beachtung geschenkt. In Einzelfällen sind Beziehungen zwischen dem Sonnenabstand des Kometen und der Ablenkung seines Schweiss von der Richtung des Strahlungsdrucks der Sonne festgestellt. Von den beiden Kometen Bester (1947k) und Honda‐Bernasconi (1948g) wurden auch mehrere Objektivprismen‐Spektrogramme erhalten. Zum Schluß wird auf Grund gleichzeitiger Beobachtungen von mehreren Kometen das Bestehen von Beziehungen zwischen der Sonnentätigkeit und sekundären Schwankungen der Kometenhelligkeit eindeutig nachgewiesen. Bestimmt man für die einzelnen Kometen unter Berücksichtigung ihrer heliozentrischen Lage die für sie gültigen Kurven der Sonnenflecken‐Relativzahlen, so zeigen diese eine auffallende Parallelität mit den sehr unregelmäßigen und oft rasch verlaufenden Helligkeitsschwankungen der Kometen. Da auch in größeren Sonnenabständen weder Verzögerungen dieser Erscheinungen noch Veränderungen ihrer Amplituden erkennbar sind, kann es sich nur um reine Strahlungseffekte handeln. Als Quellen dieser Strahlung kommen die größeren Tätigkeitsherde auf der Sonnenoberfläche in Betracht, wobei jedoch nicht allein die zentralen, sondern in geringerem Umfange auch die in den Randgebieten der Sonnenscheibe liegenden Störungsfelder wirksam sind.
Eine Bemerkung zur Frage einer sonnennahen interstellaren Absorption
Authors: Schmidt H. 
Published: July 2007

AbstractEine von Charlier festgestellte und von Brill behandelte Abhängigkeit der absoluten Helligkeiten der B‐Sterne von der scheinbaren Helligkeit wird neu diskutiert und mit der Existenz einer langgestreckten Dunkelwolke in der Umgebung der Sonne in Zusammenhang gebracht.
Zur Perioden=Exzentrizitäts=Beziehung spektroskopischer Doppelsterne
Authors: Walter Kurt 
Published: July 2007

AbstractAus dem veröffentlichten Beobachtungsmaterial der spektroskopischen Doppelsterne werden für Doppelsterne mit kurzen Umlaufperioden (Größenordnung 1 bis 100 Tage), die sich aus Sternen der Hauptreihe zusammensetzen, ziemlich scharfe Beziehungen zwischen Periode, Bahnexzentrizität und Art der Komponenten abgeleitet. Ihre Auswertung ergibt einen engen Zusammenhang mit den Abweichungen der Doppelsternkomponenten von der Rotationssymmetrie (Gezeitendeformation). Es läßt sich zeigen, daß jene Gesetzmäßigkeiten der Bahnform auf einen bestimmten, nur von der Sternart abhängigen Bereich der Gezeitendeformationen beschränkt sind. Im Rahmen meiner früheren Hypothese, in der angenommen wird, daß die Bahnform der engen Doppelsterne sich auf Grund eines Gleichgewichts zweier entgegengesetzter Wirkungen einstellt, wird dieser Bereich mit dem Übergang von der gebundenen zur freien Rotation der Komponenten in Verbindung gebracht.Aus den beobachteten Bahnen der spektroskopischen Doppelsterne ergibt sich ferner deren Verteilung auf zwei Bahngruppen, die sich in bezug auf den Zusammenhang zwischen Periode und Bahnform verschieden verhalten. Zwischen den Systemen der beiden Bahngruppen konnten bei den frühen Spektraltypen systematische Massenunterschiede nachgewiesen werden.
Nomogramme zur Auflösung der KEPLERschen Gleichung
Authors: Strassl Hans 
Published: July 2007

AbstractEs werden drei selbständige, ganz verschieden aufgebaute Nomogramme zur Keplerschen Gleichung M = E–e sin E beschrieben. Außer bei genäherten Rechnungen können sie bei der strengen Auflösung der Gleichung nach E wesentliche Hilfe leisten, da sie außer einem Näherungswert für E auch die Ableitung dE/dM zu entnehmen gestatten. Die immer erforderlichen Hilfsmittel wie vielstellige Sinustafel, Logarithmentafel bzw. Rechenmaschine werden auch hier benötigt; doch führen die Nomogramme in Verbindung mit ihnen zu einem besonders bequemen und rasch durchführbaren Lösungsverfahren. Darüber hinaus bieten sie mannigfache interessante Überblicke über die Keplersche Gleichung.
Über die Veränderlichkeit der Perioden bei Mira=Sternen (Mitteilungen des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam Nr. 30)
Authors: Schneller H. 
Published: July 2007

AbstractMit Hilfe des Sterneschen Verfahrens [2] wird die Behauptung Sandigs [4], die Mira‐Sterne hätten konstante Perioden und damit seien Guthnicks [1] instantane Elemente sinnlos, widerlegt.
Das elektrische Triebwerk des Bamberger 60 cm=Spiegels
Authors: Sandig H.‐U. 
Published: July 2007

AbstractDas auf elektrischen Antrieb umgestellte Repsoldsche Federpendel wurde zur Erhöhung der Leistungsaufnahme mit einem sehr einfach konstruierten Fliehkraftschalter versehen und die stählerne Pendelstange zur Erhöhung der Bruchfestigkeit nach einem Spezialverfahren an der Oberfläche gehärtet. Die elektrische Feinbewegung in Stunde sowie die Konstruktion eines Exzenters, mit dem der periodische Fehler der Uhrschnecke behoben werden konnte, werden beschrieben.
Die Methoden zur Ableitung von Strahlungstemperaturskalen, Vergleich ihrer Ergebnisse und Untersuchung ihrer Voraussetzungen
Authors: Pilowski K. 
Published: July 2007

AbstractIm folgenden werden nach einer kritischen Darlegung der Methoden die Strahlungstemperaturskalen von Pilowski, W. Becker und Kuiper verglichen. Es zeigt sich, daß die auf völlig verschiedenen Grundlagen beruhenden Skalen von Pilowski und W. Becker (aus den Bedeckungsveränderlichen) praktisch vollständig übereinstimmen, nachdem die Skala von W. Becker durch Verschärfung der Unterlagen neu abgeleitet worden ist. Die Skala der effektiven Temperaturen von Kuiper führt für die frühen Typen auf zu hohe Temperaturen, während für die Skala der effektiven Temperaturen von Pilowski ein Nachweis gegeben werden kann, daß sie bis auf wenige Prozent den tatsächlichen Werten entspricht. Die von W. Becker aus den Amplituden der δ Cephei‐Sterne abgeleiteten Strahlungstemperaturen zeigen zum Teil größere systematische Abweichungen, die in der Voraussetzung der Pulsationstheorie ihren Grund haben können.Die drei Voraussetzungen, auf Grund deren es möglich ist, Skalen von Strahlungstemperaturen rein empirisch abzuleiten, werden als berechtigt nachgewiesen. Insbesondere wird eingehend begründet, daß unter gewissen Bedingungen die Voraussetzung, die allen Methoden zugrundeliegt, daß gleichem Farbenindex oder entsprechenden Äquivalenten gleiche Strahlungstemperatur entspricht, mit weitgehender Näherung zu Recht besteht. Dieses wird vor allem an den Beziehungen Spanne‐Strahlungstemperatur und radiometrischer Farbenindex‐Strahlungstemperatur für die mittleren und späten Spektraltypen dargelegt. Diese beiden Beziehungen sind besonders gut zur Ableitung von Strahlungstemperaturen geeignet und übertreffen bei weitem in ihrer Genauigkeit die übrigen Möglichkeiten, Strahlungstemperaturen für Sterne, für die nur Aussagen über Helligkeiten und Spektren gemacht werden können, anzugeben.
Bemerkungen zur Deutung der Asymmetrie der Bewegungen der Schnelläufer
Authors: Schmidt H. 
Published: July 2007

AbstractDie das Phänomen der Asymmetrie hervorrufende obere Grenze der Raumgeschwindigkeiten der Sterne der Sonnenumgebung kann nicht ohne weiteres als die Entweichgeschwindigkeit an der Stelle der Sonne angesehen werden. Sie kann vielmehr eine direkte Folge einer endlichen Ausdehnung oder eines endlichen Alters des galaktischen Systems sein. Bei allen an die Größe der Grenzgeschwindigkelt anknüpfenden Untersuchungen müßte dieses Berücksichtigung finden.
Die Struve‐Niethammersche Methode der Vertikalpassagen zur Bestimmung von Polhöhenschwankungen
Authors: Fleckenstein J. O. 
Published: July 2007

AbstractIn den Jahren 1945/46 wurden am Bambergschen Passageninstrument der Basler Universitätssternwarte nach einem verbesserten Struveschen Verfahren im ersten Vertikal über eine volle Chandlersche Periode Polhöhenbestimmungen ausgeführt. Trotz der weiteren instrumentellen Verbesserung der früheren Versuche, wie Anwendung einer automatischen Nachführung des beweglichen Fadens des Repsoldschen Mikrometers und Elimination des Neigungsfehlers mittelst Reflexionsbeobachtungen am Quecksiberhorhorizont, konnte eine wesentliche Steigerung der inneren Genauigkeit des Verfahrens nicht erzielt werden. Immerhin scheinen die Erfahrungen die theoretische Erwartung zu bestätigen, daß das Struve‐Niethammersche Verfahren der Beobachtung von Sternpaaren im ersten Vertikal eine geeignete Komplementärmethode zur klassischen Horrebow‐Talcott‐Methode des internationalen Breitendienstes darbietet. Nach der Kettenmethode ergab sich aus dem Schlußfehler der Basler Beobachtungsreihe die Aberrationskonstante zu 20”.517.