bluuebunny/crossref_metadata_2025_split huggingface dataset:
Light outburst of a compact galaxy
Authors: Lore  , Richter Nikolaus B. 
Published: July 2007

AbstractVon 750 kompakten Galaxien in einem Feld nahe M3, von dem U,B,V‐Aufnahmen von 1963 bis 1969 vorliegen, zeigt ein Objekt im Zeitraum 1966/67 im B‐Bereich eine Aufhellung um 1 mag.
Lichtkurve und Dimensionsbestimmung des Bedeckungssystems W Delphini
Authors: Walter K. 
Published: July 2007

AbstractVon diesem typischen Algolsystem wurden 1964 in Sizilien vollständige Lichtkurven in B und V erhalten. Im Unterschied zu Beobachtungen aus den Jahren um 1900 wurde ein stark asymmetrisches Hauptminimum gefunden. Es wird gezeigt, daß ein schon von Struve aus spektroskopischen Beobachtungen festgestellter Gasstrom die beobachteten photometrischen Besonderheiten erklären kann, wenn eine Aufhellung der von Teilchen des Gasstroms getroffenen hellen Komponente des Systems in Betracht gezogen wird. Aus den Lichtkurven werden die relativen Dimensionen der Komponenten abgeleitet. Dabei ergibt sich, daß die Unähnlichkeit der Gestalt der Komponenten den berechneten Wert des Radienverhältnisses erheblich beeinflußt.
Zur Deutung des Lichtwechsels von SV Cephei durch zirkumstellare Phänomene
Authors: Wenzel W. , Dorschner J. , Friedemann Chr. 
Published: July 2007

AbstractLichtelektrische UBV‐Beobachtungen des Veränderlichen SV Cephei zeigen quasiperiodische Minima wechselnder Tiefe und Gestalt, die nicht von Änderungen der Farbindizes begleitet sind. Zur Deutung des Lichtwechsels werden zirkumstellare Wolken aus meteoritischen Körpern von cm‐Größe vorgeschlagen, die das Sternlicht in statistischer Folge abschwächen. Die quantitative Diskussion zeigt, daß zur Erklärung der Beobachtungen einige 105 Wolken mit einer Gesamtmasse von weniger als 1% der Sternmasse benötigt werden.
Untersuchungen der inneren Struktur interstellarer Wolken. I. Photographisch‐photometrische Methode
Authors: Marx S. 
Published: July 2007

AbstractFor investigation of the inner structure of interstellar clouds with aid of the photographic photometry the dust density in the clouds must be higher than a minimum value depending on the diameter of the clouds and on the size of the structure elements to be recognized. There is also a highest value of the density for these observations depending on the extent of the clouds, on the spatial distribution of A‐type stars, and on the used observing instrument. The calculations were done for an instrument of about 24 inches aperture (Schmidt‐camera of the Jena Observatory).The smallest clouds, which can be investigated with an instrument of this aperture and reasonable demands of the size of structure elements, must have a diameter of 15 pc. The mean dust density of this cloud has to be about 4 · 10−25 g cm−3. The density of bigger clouds can vary within a determined interval, e.g. 10−25 g cm−3 < gD < 10−24 g cm−3 for D = 50 pc. The considerations were done for clouds with constant density and with a density gradient depending on the distance to the centre of the cloud.
Untersuchungen zur inneren Struktur interstellarer Wolken. II. Ergebnisse für drei Wolken in Cassiopeia
Authors: Marx S. 
Published: July 2007

AbstractIn a region at α (1900) = 00h08m and δ (1900) = 60°.6 the dependence of the interstellar extinction on the distance was investigated with aid of photographic photometry in the UBV‐system. In a field of 1°.5×1°.5 the extinction was measured at one hundred points arranged in a square grid.Three clouds of interstellar dust with distances of 800 pc, 1000 pc, and 1100 pc were found. The investigation of the inner structure of the clouds was possible because many points are lying in the area of each cloud. A result is the increase of the density from the edges of the clouds to the cloud centres. The density gradient is increasing with decreasing diameters of the clouds.The central density seems to be in inverse proportion to the dimensions of the clouds. With the data of these three clouds and some observations of AMPEL and IWANISZEWSKA a connection between the masses and the diameters was found. This relation differs a little from the same connection found by SCHOENBERG.
Helligkeitsschätzungen von 12 quasistellaren Objekten auf photographischen Himmelsaufnahmen
Authors: Jackisch G. 
Published: July 2007

AbstractTwelve QSO's have been investigated for variability on plates of the “Sonneberger Himmelsüberwachung”. Besides for 3 C 273 and Ton 616 no variability exceeding the mean error (±0.08 mag for m < 17.0) was found. TON 616 shows variability of 0,4 mag on time scales from hours (1964 Apr. 15) to one year.
The dust continuum in the orion nebula
Authors: Perinotto Wurm M. K. 
Published: July 2007

AbstractSpectra of the Orion Nebula with a long slit (7' and 3' in the sky) and with exposures to the appearance of the visual continuum have been obtained for several positions in the field including, in particular, areas of low surface brightness. The variation of the ratio q = intensity of Balmer emission / intensity of continuous emission is studied. This ratio changes generally rather irregularly along the length of the slit and also from position to position. The spatial variation of q is generally small with the exception of the center of the nebula, where it is particularly high.The variation of the ratio q can be seen with a much higher surface resolution than in the spectra, when comparing monochromatic photographs taken in H α + [NII] with those taken in the continuum between the stronger emission lines.Within the larger part of the field of the nebula it is possible to distinguish between surface structures typical of the continuous emission and those typical of the hydrogen line emission. The persistence of this differentiation in many areas below the Balmer discontinuity as well as above Hα in the near infrared proves that for the subareas with the stronger continuum the continuous emission must be predominantly scattered light for the entire wavelength range from the ultraviolet to the near infrared. This criterion cannot be applied to areas where there exist no clear differences in the surface structure of the two types of emission. A determination of the Balmer and Paschen discontinuity may possibly lead to a decision.
Considerations on the Origin of the PLATT Particles
Authors: Codina S. 
Published: July 2007

AbstractThe possibility of the formation of polycyclic hydrocarbon molecules in the atmospheres of very cool stars and in the gases ejected by supernovae and Seyfert galaxies is analyzed. Donn has suggested that such molecules may be Platt particles. It is found out that these can only be originated in some of those sources if their original carbon abundance is very high in relation to the one usually attributed to our Galaxy.
Evidence for the circumstellar formation of dust
Authors: Schmidt K.‐H. 
Published: July 2007

AbstractFrom an examination of the catalogue of early‐type stars by Neckel it follows that O stars generally have a mean circumstellar extinction AV = 0.89 ± 0.55 mag. On the basis of this result the consequences of the hypothesis are considered that all interstellar dust was formed in circumstellar regions in the process of star formation. If dust formation occurs in dense clouds with radii of about 0.1 pc in the neighbourhood of massive hot stars the observed relative abundances of Ca and Na in the interstellar gas can be explained.
The dynamical separation of dust particles during cloud collisions
Authors: Zimmermann H. 
Published: July 2007

AbstractThe dynamical behaviour of dust particles during cloud collisions is calculated. It is shown that particles with a reciprocal specific cross section ⪆ 5 ⋅ 10−5 g ⋅ cm−2 at the end of a collision and all subsequent processes are gathered in a thin sheet in the inner parts of the new‐built cloud. Particles with a smaller value of this quantity are distributed more or less uniformly among the gas of the cloud as before the collision.
Untersuchungen über die Struktur junger Sternhaufen und die Entwicklungsphasen ihrer Mitglieder. I. NGC 2264
Authors: Götz Woldemar 
Published: July 2007

AbstractUnter bestimmten Bedingungen sind Sternhaufen geringen Alters wegen ihrer einigermaßen homogenen Zusammensetzung gut geeignet, junge, normale und ungewöhnliche Mitglieder und Sterngruppen miteinander zu vergleichen. Es wurde versucht, über die Mitglieder des Sternhaufens Aufschlüsse über dessen Aufbau zu erhalten und umgekehrt, aus der Struktur des Sternhaufens auf das Verhalten der Sterne zu schließen.Mit Hilfe eines Strukturparameters, der sich nur aus astrometrischen Größen zusammensetzt, und der photometrischen Daten von Walker konnte nachgewiesen werden, daß der Aufbau des Sternhaufens eng mit der kontinuierlichen Entstehung und der Entwicklung seiner Mitglieder gekoppelt ist.Es wurde eine Zeitskala abgeleitet, die Aussagen über das Alter bestimmter Gebiete und über Entwicklungsphasen der Sterne gestattet. Hinsichtlich des Verhaltens der T‐Tauri‐Sterne und anderer massearmer Objekte konnten neue Ergebnisse gewonnen werden. Der Einfluß zirkumstellarer Materie, der sich im Verhalten dieser Sterne bemerkbar macht, konnte über Beziehungen zur Hα‐Emission und zum UV‐Überschuß nachgewiesen werden.Der Lichtwechsel der Sterne und seine Aktivität wird durch das Alter der Sterne und ihre Entwicklung gekennzeichnet.
The radio luminosity function and the luminosity diameter function of extragalactic radio sources
Authors: Richter G. M. 
Published: July 2007

AbstractOn the basis of a radio index‐surface brightness diagram recently published, the luminosity function and the luminosity diameter function are obtained. The uncertainties due to the incompleteness of the sample are of the same order as the statistical uncertainties. The luminosity function differs considerably from a simple power law and supports the distinction of two populations. The density of the weak population (P<1035 W Hz−1 ster−1 at 1400 MHz) follows nearly a power law in P and increases towards small diameters at least down to I kpc. The density of the strong population (the high luminosity and small diameter part of which is occupied by the quasars) has a maximum between 1025 and 1028 W Hz−1 ster−1 and around 100 kpc. A strong evolution effect is clearly present and is in a good agreement with the models obtained from the log N‐log S
counts.
On the variability of the “blue objects”
Authors: Richter Lore , Richter N. B. , Wenzel W. 
Published: July 2007

AbstractDer hohe Prozentsatz von Variablen unter den Blauen Objekten, der in früheren Untersuchungen gefunden worden war, wird auf 170 Tautenburger Schmidt‐Platten in zwei Testfeldern bei M 31 überprüft. Der hohe Anteil konnte nicht bestätigt werden. Scheinbare Amplituden können durch die großen wahrscheinlichen Fehler bei der photographischen Photometrie (insbesondere an der Grenzhelligkeit der Platten) erklärt werden, sowie durch schlechte Eignung von besonders scharfen Schmidt‐Platten für eine photographische Integralphotometrie. Von 37 untersuchten Blauen Objekten erwiesen sich nur 2 (van den Bergh 5 und 12) als eindeutig variabel. Die endgültige Prüfung von Blauen Objekten, die der Veränderlichkeit verdächtigt werden, kann jedoch nur durch photoelektrische Photometrie geschehen.
Pekuliare A‐Sterne in offenen Sternhaufen. II. Resultate der Suche nach pekuliaren A‐Sternen im Gebiet des Haufens Tr 2 (Cr 29)
Authors: Zelwanowa E. 
Published: July 2007

AbstractEin Gebiet von 4°3 × 4°3 um den Sternhaufen Tr 2 wurde auf Objektivprismenplatten nach pekuliaren A‐Sternen abgesucht. 6 Objekte wurden gefunden. Ein Ap(Si)‐Stern (BD +55°664) liegt im Zentrum des Haufens. Sowohl die photometrischen Charakteristika als auch die Eigenbewegungen sprechen für eine sichere Mitgliedschaft. Daraus ergeben sich für den Stern folgende Angaben: Mv = −0m⋅2, (B — V)0 = −0.16 mag und (U — B)0 = −0.45 mag.
Helligkeitsschätzungen von 7 Markarian‐Galaxien auf photographischen Himmelsaufnahmen
Authors: Jackisch G. 
Published: July 2007

Abstract7 Markarian‐Galaxien wurden auf Sonneberger Himmelsaufnahmen auf optische Variabilität untersucht. Die Variabilität der Galaxie Nr. 1 wurde entdeckt und die Signifikanz bestätigt. Die Amplitude des Lichtwechsels beträgt 0.3 mag. Bei den übrigen Galaxien wurden keine Helligkeitsänderungen gefunden, die größer als der mittlere Fehler von ±0.10 mag (für mpg < 16.5) sind.
Zur Erklärung der Polarisation der Strahlung von μ Cephei
Authors: Friedemann Ch R. 
Published: July 2007

AbstractDie beobachtete zeitlich veränderliche Polarisation der Strahlung von μ Cephei wird unter der Annahme erklärt, daß sich in den äußeren Atmosphärenschichten des Veränderlichen Staubteilchen befinden, die durch ein magnetisches Dipolfeld ausgerichtet sind. Die räumliche Lage der Rotationsachse, der Winkel zwischen der Magnetachse und der Rotationsachse sowie die Rotationsperiode des Sternes wurden aus den Beobachtungen bestimmt. Die Rotationsperiode beträgt etwa 1650 d ± 100 d. Falls die Polarisation durch Graphitteilchen verursacht wird, ist unter den gemachten Voraussetzungen ein Polarisationsbetrag von ungefähr 1.5% zu erwarten. Entsprechend der chemischen Zusammensetzung der Sternatmosphäre ist jedoch die Kondensation von Siliziumkarbidteilchen wahrscheinlicher. Für diesen Fall ergibt sich ein Polarisationsbetrag von etwa 0.75%. Der interstellare Anteil an der Gesamtpolarisation von μ Cephei beträgt etwa ≈ 0.8% und der Positionswinkel ≈ 45°.
Search for Optical Identifications in the 5C2‐Radio Survey
Authors: Notni P. , Oleak H. , Richter G. M. 
Published: July 2007

AbstractAuf Platten des 134/200 cm‐Schmidt‐Teleskops des Karl‐Schwarschild‐Observatoriums Tautenburg wurden Objekte bis etwa 20m.5 in der Nähe der Radiopositionen des 5C2‐Katalogs astrometrisch vermessen. Für jede Quelle wurden zwei Parameter abgeleitet: die Wahrscheinlichkeit für eine Zufallsidentifizierung, und die Wahrscheinlichkeit dafür, daß der beobachtete Abstand zwischen Radioposition und optischer Position nur durch Meßfehler bewirkt wird. Beide Größen erlauben es, die Anzahl der Identifizierungen in einem herausgegriffenen Teilkollektiv und deren Zuverlässigkeit anzugeben. Bis 20m.5 sind rund 15% aller Radioquellen einem optischen Objekt zugeordnet.
Blaue Objekte in der Umgebung von M 31 I. Entdeckungswahrscheinlichkeit neu aufgefundener Blauer Objekte
Authors: Richter Gerold A. , Meinunger Isolde 
Published: July 2007

AbstractDiese Arbeit ist der erste Teil einer umfangreichen Untersuchung Blauer Objekte im 5C3‐Feld (Mitte etwa bei oh40m + 39°) zwecks Ermittlung ihrer Entdeckungswahrscheinlichkeit, des Anteils Quasistellarer Objekte an Blauen Objekten, ihrer Häufigkeitsverteilung in Abhängigkeit von der scheinbaren Helligkeit und anderen Parametern, ferner der Ermittlung einer Relation zu den punktförmigen Radioquellen des 5C3‐Kataloges [8].Der vorliegende erste Teil befaßt sich mit zwei weiteren Absuchungen eines bereits von van den Bergh [2] bearbeiteten Teilfeldes von 2.5 Quadratgrad unter Verwendung von Platten des Schmidtspiegel‐Teleskopes des Karl‐Schwarzschild‐Observatoriums Tautenburg, um hinreichendes statistisches Material für die Berechung von Entdeckungswahrscheinlichkeiten zu erhalten. Bis zur äußersten Grenzgröße U = 20.1 wurden 205 Objekte mit 0.00 ≧ U — B ≧ ‐0.39 und 111 Objekte mit U — B ≦ ‐0.40 gefunden. Ferner wurde der Verlauf der kumulativen Sternzahlen mit der U‐Helligkeit abgeleitet (Abb. 1).
Über den Aufbau von 11 offenen Sternhaufen
Authors: Lohmann W. 
Published: July 2007

AbstractVon NGC 659, 1027, 1245, 1502, 1528, 1907, 2420, 6830, 6866, 7062 und IC 1848 werden die Streifen‐ und Kreisbahnfunktionen sowie verschiedene charakteristische Parameter abgeleitet. Die Funktionen werden dazu benutzt „die relative Dichteverteilung in dem von diesen Haufen definierten, mittleren”︁ Haufen zu ermitteln. Für das zugeordnete verallgemeinerte SCHUSTERsche Modell ergibt sich der Exponent n = 3.04. Die Konzentration der Sterne zum Zentrum ist im mittleren Haufen etwas ausgeprägter als im Modell.
A Search for Extremely Red Stars on the Palomar Observatory Sky Survey
Authors: Dorschner J. , Friedemann Chr. , Gürtler J. 
Published: July 2007

AbstractOn the Palomar Observatory Sky Survey prints 22 fields measuring 5 square degrees each were searched for extremely red stars. A total of 37 objects having B — V ≧ 4 mag was found. Their distribution over galactic latitude resembles that of the Mira‐type variable stars.
Remark on the Mean Energy of the Fluctuating Magnetic Field in Mean‐field Magnetohydrodynamics
Authors: Bräuer H. , Krause F. 
Published: July 2007

AbstractA relation between the mean square of the fluctuating magnetic field, B′, and the square of the mean magnetic field, B̄, is derived for the case of homogeneous isotropic turbulence. The second order correlations approximation is used under the assumption that the space and time scales L̄ and T̄ of the mean field are large compared with the scales L and T of the fluctuations. BOCHNER's theorem manifests itself as a guarantee for the ratio B̄′2|B̄2 to be non‐negative.
Kaustiken in der TREDERschen Gravitationstheorie und die kosmologische Singularität
Authors: Borzeszkowski H.‐H. 
Published: July 2007

AbstractEs werden die Bedingungen betrachtet, unter denen die Lösungen der TREDERschen Tetradentheorie der Gravitation Kaustiken besitzen. Diese Kriterien und einige Eigenschaften der Kaustiken werden mit den entsprechenden Ergebnissen der EINSTEINschen allgemeinen Relativitätstheorie verglichen.
Das Korrespondenzprinzip in der Kosmologie I. Der isotrope Kosmos als NEWTONscher Grenzfall der relativistischen Gravitationstheorien
Authors: Treder H.‐J. 
Published: July 2007

AbstractEntsprechend der HEISENBERGschen Fassung des Korrespondenzprizips muß jede allgemein‐relativistische Gravitationstheorie für einen isotropen Kosmos mit ROBERTSON‐WALKERschem Linienelement zu einer Darstellung führen, die der in der NEWTONschen Gravitationstheorie äquivalent ist. In der Tat kann die FRIEDMANN‐Gleichung aufgefaßt werden als der Ausdruck für die HAMILTON‐Funktion H eines abgeschlossenen NEWTONschen Systems von kosmischen Fundamentalpartikeln, wobei dieser Ausdruck im Ruhsystem des Schwerpunkts formuliert ist. Diese HAMILTON‐Funktion H hängt dann ausschließlich von den Relativkoordinaten und den Relativgeschwindigkeiten der Partikeln ab und kann ohne die Benutzung von absoluten Größen ausschließlich durch die MILNEschen Relativgrößen dargestellt werden. Die Aussage, daß diese HAMILTON‐Funktion zeitunabhängig ist: H = const, ist dann die FRIEDMANNsche Gleichung. – Diese NEWTONsche Herleitung der FRIEDMANNschen Gleichung ist allgemeiner als ihre relativistische Ableitung und auch als MILNEs Ableitung der FRIEDMANNschen Gleichung für eine ideale NEWTONsche Flüssigkeit. Denn in der allgemeinen NEWTONschen Form von H kann der Parameter der aktiven gravischen Masse f M eine beliebige Funktion der kosmischen Zeit t sein. Die Wahl der Funktionen f = f(t), M = M(t) charakterisiert die verschiedenen Modifikationen der relativistischen Kosmologie. – In der allgemeinen Relativitätstheorie folgen aus den EINSTEINschen Gleichungen und aus dem EINSTEINschen Äquivalenzprinzip sofort f M = const und M = const.
The final states of continuously expanding universes
Authors: Treder H.‐J. 
Published: July 2007

AbstractEin ständig expandierendes relativistisches Universum mit negativer Raumkrümmung k < 0 und λ = 0 oder mit positiver kosmologischer Konstante λ > 0 geht asymptotisch für t → ∞, R → ∞ in eine ebene Raum‐Zeit über. Für k < 0, λ = 0 ist diese Raum‐Zeit der MINKOWSKI‐Raum (in MILNEs Koordinaten) und für λ > 0 ein DE SITTER‐Kosmos.
Lichtwechsel und Extinktion des jungen Sterns RR Tauri
Authors: Rössiger S. , Wenzel W. 
Published: July 2007

AbstractPhotoelektrische UBV‐Messungen von RR Tauri zeigen drei Komponenten des Lichtwechsels: ständige geringe kurzzeitige Schwankungen (Amplitude≦ 0.2 mag, Dauer 101 Tage), langsame Änderungen der „Maximalhelligkeit”︁ (Amplitude 1 mag, Dauer 102…103 Tage) und unperiodische Minima (Amplitude 2 mag, Dauer 20 Tage). Die Hypothese, daß diese Minima durch Wolken zirkumstellarer Kondensationsprodukte≦ erzeugt werden, wird vorgebracht. Aus Photometrie und Spektraltypusbestimmung einer Anzahl Umgebungssterne wird gefolgert, daß im ”︁Maximallicht„ eine zirkumstellare Extinktion nicht nachweisbar ist, wenn als Spektraltypus B9V vorausgesetzt wird.
Das Korrespondenzprinzip in der Kosmologie. II. Klassische und relativistische Darstellungen der Weltmodelle
Authors: Treder H.‐J. 
Published: July 2007

AbstractAuf Grund der in Teil I [H. J. TREDER, Astron. Nachr. 295, 1 (1974)] hergeleiteten Äquivalenz der FRIEDMANN‐Gleichung der relativistischen Kosmologie mit der Zeitunabhängigkeit H = o der HAMILTON‐Funktion eines abgeschlossenen isotropen Systems von N kosmischen „Fundamental‐Partikeln”︁ in der NEWTONschen Gravitationsdynamik werden den Weltmodellen der verschiedenen relativistischen Gravitationstheorien die mit ihnen korrespondierenden HAMILTON‐Funktionen aus der NEWTONschen Partikel‐Dynamik zugeordnet. Alle Modelle für isotrope Kosmen, die aus physikalisch interpretierbaren Gravitationstheorien herleitbar sind, führen auf eine FRIEDMANNsche Gleichung als kosmologische Formulierung der Zeitunabhängigkeit der Gesamtenergie H des korrespondierenden NEWTONschen N‐Teilchen‐Systems.In der allgemeinen Relativitätstheorie ergeben die EINSTEINschen Gleichungen als Ausdruck des starken EINSTEINschen Äquivalenzprinzips neben der FRIEDMANN‐Gleichung auch die zeitliche Konstanz der Gravitationszahl f und der Masse M des Kosmos. In der speziell‐relativistischen Kosmologie ist fM = o, und der kinematische MILNE‐Kosmos gestattet eine allgemein‐relativistische, eine speziell‐relativistische und eine klassische Interpretation. – Werden hingegen außer dem kosmologischen Prinzip weitere Weltpostulate gefordert, wie das MACHsche Prinzip, das DIRACsche Postulat oder das „perfekte kosmologische Prinzip”︁, so ist allgemein nur noch das schwache EINSTEINsche Äquivalenzprinzip erfüllbar. Die Weltmodelle enthalten dann – bei Erfüllung des NEWTONschen Energiesatzes H = o – die zeitliche Veränderlichkeit d/dt(fM) ± o der schweren Masse und gestatten bei einer verschwindenden Gesamtenergie H = H = o (d. h. für verschwindende relativistische Raumkrümmung ϵ = o) auch die Erzeugung von Ruhmasse M > o, mit f ± o. Dies spiegelt sich in der NEWTONschen Darstellung der Weltmodelle der Skalar‐Tensor‐Theorie der Gravitation, der steady‐state‐Theorie und unserer Bezugstetradentheorie wider.Die MACH‐EINSTEIN‐Doktrin über die vollständige Induktion der Trägheit durch die kosmische Gravitation verlangt die Ersetzung der NEWTONschen HAMILTON‐Funktion H durch ein RIEMANNsches Gravitationspotential U*(rAB, vAB). Die Zeitunabhängigkeit dieses RIEMANNschen Potentials d/dtU* = o ergibt dann die FRIEDMANNsche Gleichung für Universen, in denen das MACHsche Prinzip explicite realisiert ist. Zu der FRIEDMANN‐Gleichung tritt hier noch die EINSTEINsche Bedingung 3fM = c2r zwischen der Masse M und dem Radius r des MACH‐EINSTEINschen Universums, wobei die EINSTEIN‐Bedingung hier eine Bestimmungsgleichung für den instantanen Wert der Gravitationszahl f ist. – Die explizite Form der Bedingungen H = o bzw. h = o ist die Bewegungsgleichung für die kosmischen Fundamental‐Partikeln, die danach i. a. unter dem Einfluß von Attraktions‐ und Repulsiv‐Kräften erfolgt.
Zur Metallhäufigkeit in ω Centauri
Authors: Schmidt K.‐H. , Van Bergh S. Den 
Published: July 2007

AbstractIn der Frühphase der Entwicklung von Kugelhaufen werden möglicherweise durch den Strahlungsdruck der zuerst entstandenen Sterne Staubteilchen aus den Haufen herausgetrieben. Bei den absolut hellsten Kugelhaufen kann dieser Prozeß zu einer wesentlichen Verminderung des Metallgehalts der prästellaren Materie führen. Es wird vermutet, daß die in den Riesensternen von ω Centauri gefundene unterschiedliche Metallhäufigkeit auf diesen Prozeß zurückzuführen ist.