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Helligkeitsschwankungen der Kometen und Sonnentätigkeit. II Statistik und Theorie abnormer Lichtausbrüche von Kometenkernen
Authors: Richter N. 
Published: July 2007

AbstractEs wurden alle seit dem Jahre 1880 photometrisch beobachteten Kometenerscheinungen auf abnorme Helligkeitsausbrüche untersucht. Dabei finden sich unter 358 durchgeprüften Fällen 12 gesicherte Fälle, bei denen solche Ausbrüche beobachtet wurden.Die genauere Diskussion der entsprechenden Beobachtungen zeigt, daß der phänomenologische Ablauf eines solchen Helligkeitsausbruches in allen 12 Erscheinungen schematisch nahezu streng der gleiche ist. In einer oft sehr lichtschwachen diffusen Koma mit teilweise nur schwach angedeuteter zentraler Verdichtung entsteht innerhalb von Stunden, wahrscheinlich sogar Minuten, ein absolut sternförmiger Kern, der die Gesamthelligkeit des Kometen um einem Betrag bis zu mehr als 8 Größenklassen in diesem Zeitraum ansteigen lassen kann. Wie groß die wirkliche Helligkeitsamplitude dieses Kerns ist, läßt sich aus den Beobachtungen nicht ermitteln Dieser Kern weitet sich innerhalb von Stunden und Tagen stetig in eine planetenartige Scheibe und schließlich in eine Art Kometenkoma aus, bis das frühere Aussehen des Kometen wiederhergestellt ist. Die aus entsprechenden Mikrometermessungen abgeleiteten Expansionsgeschwindigkeiten zeigen Werte von der Größenordnung 40 m/sec bis zu 7000 m/sec. Das Spektrum des neugebildeten Kernes oder der Planetenscheibe ist rein kontinuierlich.Statistische Betrachtungen über die Häufigkeit der Lichtausbrüche machen es wahrscheinlich, daß auch ein großer Teil der unbestätigten Kometenentdeckungen (20 reale Fälle von 1880 bis 1936) darauf zurückzuführen ist.Die Diskussion der physikalischen Erklärungsmöglichkeiten bezieht sich zunächst auf die Kollisionstheorie, bei der die Pulverisierung von großen Meteoritenblöcken innerhalb der Kernwolke des Kometen durch Zusammenstöße angenommen wird. Sie erfordert Dimensionen dieser Blöcke von mehr als 10 m Durchmesser, Zerkleinerungsfaktoren von der Größenordnung 105 und Gesamtmassen des Kometenkerns von 10−6 bis 10−8 Erdmassen. Die weitere Diskussion erstreckt sich auf die Explosionstheorie und auf die elektrostatische Theorie.Letztere nimmt an, daß große Staubmassen, die auf der Oberfläche größerer Meteoriten in der Kernwolke des Kometen lagern, durch plötzlich auftretende elektrische Abstoßungskräfte Beschleunigungen erhalten und als schnell sich ausdehnende reflektierende Staubwolke das photometrische und geometrische Bild eines Helligkeitsausbruches verursachen. Die Ursache der Plötzlich auftretenden elektrostatischen Abstoßungskräfte wird in entsprechenden Ausbrüchen der Sonne gesucht.Es wird auf die Wichtigkeit einer fortlaufenden photometrischen Überwachung des Kometen 1925 II hingewiesen, die eine Entscheidung über die Richtigkeit der behandelten Theorien bringen kann.
Zur Theorie der Sternrotation
Authors: Vogt H. 
Published: July 2007

AbstractEs wird gezeigt, daß im Inneren jedes rotierenden Sternes, welches Rotationsgesetz auch für ihn gelten mag, als Folge der Rotation Strömungen auftreten. Ferner wird die Druck‐, Dichte‐ und Temperaturverteilung im Inneren eines rotierenden Sternes bestimmt, für den ein Rotationsgesetz von der Form ω2 = f(s)g(r) besteht, wo f(s) eine beliebige Funktion des Abstandes s von der Rotationsachse des Sternes und g(r) eine beliebige Funktion des Abstandes r von dem Sternmittelpunkt bedeutet. Schließlich wird versucht, eine Erklärung zu geben für die in den äußeren Schichten der Sonne bestehende Abhängigkeit der Winkelgeschwindigkeit von der heliographischen Breite.
Über die Beziehungen zwischen den Anomalien der KEPLERbewegung
Authors: Stumpff K. 
Published: July 2007

AbstractDie Beziehungen zwischen der exzentrischen Anomalie der elliptischen Bewegung einerseits und der wahren und der antifokalen Anomalie andererseits lassen sich aus sphärischen Dreiecken ablesen, deren Seiten und Winkel durch diese Anomalien und den Exzentrizitätswinkel der Bahnellipse bestimmt sind. Die entsprechenden Beziehungen für Hyperbelbahnen lassen eine geometrische Interpretation gleicher Form zu.
Anwendung der ‚Neuen Methode’︁ BRENDELs auf den Planeten 349 Dembowska
Authors: Behrens I. G. 
Published: July 2007

AbstractDie Jupiter‐Störungen des Planeten 349 Dembowska werden nach der von M. BRENDEL entwickelten Methode berechnet und in Tafeln gebracht. Eine Bahnverbesserung über einen Zeitraum von 54 Jahren stellt die Beobachtungen mit der größten Abweichung von ±0°.04 in geozentrischer Länge dar. Bemerkungen zur Theorie und Praxis der Störungsrechnungen sind eingeflochten.
Der Lichtwechsel von R Sagittae 1923—1948
Authors: Ahnert P. 
Published: July 2007

AbstractIm Anschluß an die Bearbeitung der älteren Beobachtungen durch GERASIMOVIĈ und HUFNAGEL wird auf Grund der Beobachtungen von M. BEYER und P. AHNERT der Lichtwechsel von R Sge für die Zeit von 1923 bis 1948 untersucht.
Direkte Integration des Zweikörperproblems Zweite Mitteilung
Authors: Rubbert F. K. 
Published: July 2007

AbstractIn der ersten Mitteilung.1) wurde aus der NEWTONschen Grundgleichung eine Differentialgleichung für den reziproken Abstand abgeleitet und integriert. Eine einfachere Differentialgleichung ergibt sich, wenn man von der Energiegleichung ausgeht. Entsprechende Gleichungen eignen sich auch zur Untersuchung der Zeitabhängigkeit der verallgemeinerten Zentralbewegung.
Refraktion und Dämmerungsbogen des Planeten Venus
Authors: Schoenberg E. 
Published: July 2007

AbstractDie Verlängerung der Hörnerspitzen des Planeten Venus in der Nähe der unteren Konjunktion hat Herrn W. RABE3) Veranlassung gegeben, an meiner Deutung dieser Erscheinung1) u. 2) Kritik zu üben und die richtigen Schlüsse, die ich s. Z. aus dem Werte der Diffusionskonstanten und des Brechungskoeffizienten auf die physische Beschaffenheit der Venusatmosphäre gezogen hatte, als einen Zufallstreffer zu erklären. Es wird gezeigt, daß für die unteren Schichten der Venusatmosphäre Diffusion und Brechung nicht zu trennen sind und daß auch bei größeren Werten der Horizontalrefraktion (65–70′) und dem alten Werte der Diffusionskonstanten der Schluß auf Kohlendioxyd als Hauptbestandteil der Venusatmosphäre zwingend ist. Für die hohen Atmosphärenschichten, die auf dunklem Himmelsgrund sichtbar werden, kann die Refraktion vernachlässigt und auch die Höhe der Schicht bestimmt werden.
Über Formänderungen der Lichtkurven von Mira‐Sternen
Authors: Sandig H.‐U. 
Published: July 2007

AbstractDie in einer früheren Arbeit bei Mira Ceti aufgefundenen Formeigenschaften der Lichtkurve (Erschöpfungseffekt, Höhen‐Breiten‐Relation, Konstanz der Asymmetrie) können auch an 18 weiteren langperiodischen Veränderlichen aufgezeigt werden. Sterne, die in einzelnen Eigenschaften ein anderes Verhalten zeigen, sind, mit Ausnahme von S Lyr und in einem Fall auch von R Gem, noch ungenügend beobachtet. Eine Zusammenstellung der durchschnittlichen Helligkeitsänderungen auf dem auf‐ und dem absteigenden Ast für 145 Me‐Sterne zeigt, daß die mittlere Helligkeitsänderung in Größenklassen pro Tag mit fortschreitendem Spektrum abnimmt. Es handelt sich hierbei offenbar nicht um einen durch die bekannte Perioden‐Spektrum‐Beziehung erzeugten Scheineffekt.
Zur Frage der systematischen Fehler bei den Distanzmessungen an visuellen Doppelsternen
Authors: Wolf H. 
Published: July 2007

AbstractAuf Grund einiger Untersuchungen konnte festgestellt werden, daß die Distanzmessungen mit einem systematischen Fehler behaftet sind, der neben dem persönlichen Auffassungsfehler mit dem Quadrat des Sinus im Positionswinkel und mit der reziproken Quadratwurzel aus der Distanz zu variieren scheint.
Spektralphotometrische Untersuchungen über den Veränderlichen SS Cygni
Authors: Hinderer F. 
Published: July 2007

AbstractAus einem größeren spektralphotometrischen und kolorimetrischen Beobachtungsprogramm der U Geminorum‐Sterne wird das Verhalten des Spektrums des typischen Sterns SS Cygni untersucht. Nach einer einführenden Beschreibung der Lichtkurven der U Geminorum‐Sterne und einem zusammenfassenden Bericht über die umfangreiche, jedoch einseitig auf visuelle Helligkeitsbeobachtungen beschränkte, fast hundertjährige Literatur wird an Hand von 25 Spektralaufnahmen mit dem 122 cm‐Reflektor und zahlreichen Objektivprismenspektren eine genaue Darstellung der spektralen Veränderungen vom Emissionsspektrum im Minimum bis zum Absorptionsspektrum im Maximum der Lichtkurve gegeben; Registrierungen von Spektren der wichtigsten Phasen sind reproduziert. Im Hauptteil der Arbeit werden aus 10 spektralphotometrischen Anschlüssen (122 cm‐Reflektor) und den zugehörigen Anschlüssen der Vergleichsterne (Spiegelprimenkamera) Farbtemperaturen für alle Phasen der Lichtkurve abgeleitet. Die Umrechnung in Strahlungstemperaturen liefert eine befriedigende Darstellung der bisher ungeklärten Helligkeitsänderungen, indem der Lichtwechsel hauptsächlich durch erhebliche Temperaturänderungen und nur geringe Änderungen des Radius der Photosphäre hervorgerufen wird. Vorläufige Resultate der Bearbeitung der Linienkonturen und Radialgeschwindigkeiten werden mitgeteilt, die ein Modell des Sterns SS Cygni anzugeben gestatten. Die Ergebnisse lassen wichtige Rückschlüsse auf die Vorgänge bei den Novae zu.
Über die Wendepunkte des Azimuts der Fixsterne
Authors: Stumpff K. 
Published: July 2007

AbstractDie Wendepunkte im zeitlichen Verlauf des Azimuts werden untersucht. Die sphärischen Kurven, auf denen für eine gegebene Polhöhe alle nicht trivialen Wendepunkte liegen, werden in einer winkeltreuen Polarprojektion dargestellt.
Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard ≈ Spektralbereichen der Integralphotometrie. NGC 6910 (Mitteilungen der Hamburger Sternwarte in Bergedorf Nr. 66)
Authors: Becker W. , Stock J. 
Published: July 2007

AbstractDer offene Sternhaufen NGC 6910 (Tab. 2), der mit frühen B‐Sternen beginnt, wurde in fünf Spektralbereichen photometriert (Tab. 1). Aus 42 Umgebungssternen wurde mit Hilfe des langwelligen Standard‐Farbenindex die interstellare Verfärbung in seiner Richtung festgestellt (Abb. 3). Als Entfernungsmodul ergeben die 7 hellsten physischen Haufensterne den Wert m – M = 12m.7, die schwächeren physischen Mitglieder aber m – M = 14m.37. Die hellsten Haufensterne sind also im Mittel um 1m.7 für ihren Spektraltypus zu hell. In Tab. 3 ist die Verfärbung der physischen Haufensterne angegeben. Sie läßt sich gut durch ein λ−1‐Gesetz darstellen. Für den Modul des Sternhaufens von 14m.37 paßt die im langwelligen Standard‐Farbenindex beobachtete Verfärbung von –0m.91 gut in den Entfernungseffekt der Umgebungssterne (Abb. 3) hinein. Die Verfärbung des Sternhaufens ist also interstellaren Ursprungs.Die Standard‐Farben‐Helligkeits‐Diagramme (Abb. 4 und 5) weisen, abgesehen von der abnormen Helligkeit der 7 hellsten Sterne, keine Besonderheiten gegenüber Feldsternen auf. Insbesondere tritt keine Depression der kurzwelligen Intensitätskurve in Erscheinung wie bei anderen Sternhaufen, die mit späteren Spektraltypen beginnen.In der Leuchtkraftfunktion sind die 7 hellsten Haufensterne durch ein Minimum von den schwächeren Haufensternen abgetrennt (Tab. 4).Mit Hilfe der Methode der Farbdifferenzen werden 25 von den 54 Haufensternen als nichtphysische Mitglieder erkannt, was der zu erwartenden Menge entspricht.Bei einem λ−1‐Gesetz der interstellaren Verfärbung ist das Verhältnis von Absorption bei λi = 481 mμ zur Verfärbung im langwelligen Standard‐Farbenindex gleich 2.08:0.51 = 4.08. Das führt zu einem korrigierten Entfernungsmodul von 10m66 und einer geometrischen Entfernung von 1350 pc. Der lineare Durchmesser beträgt für den Haufenkern 2.7 pc, für den ganzen Haufen 5.5 pc. Die Absorptionskorrektion ist wahrscheinlich zu groß und der Faktor 4.08 in Wirklichkeit kleiner (etwa 3.2), da bei einem Modul von 11.7 noch ein unverfärbter Feldstern steht.
Eine weitere raschfördernde Variante der GAUSSschen Gleichung in der Bahnbestimmung
Authors: Kaiser F. 
Published: July 2007

AbstractEs wird ein Verfahren zur Lösung der klassischen Gleichung 8. Grades in der Bahnbestimmung gegeben, das in gewöhnlichen Fällen Kleiner Planeten in 17 Rechenzeilen unter Benutzung einer früheren Hilfstafel zum Ziele führt.
Ein neues Verfahren zur Ableitung von Planetenörtern aus photographischen Himmelsaufnahmen im Anschluß an zwei Anhaltsterne (Mitteilungen der Badischen Landessternwarte Heidelberg‐Königstuhl Nr. 72)
Authors: König Arthur 
Published: July 2007

AbstractDie bekannten Reihenentwicklungen zur Verwandlung sphärischer Koordinaten in tangentiale werden durch Einführung der Deklination des Objekts statt der des Tangentialpunkts umgeformt. Dadurch entstehen besonders einfache und trotzdem im vorliegenden Fall ausreichende Formeln, zu deren bequemer Auswertung Hilfstafeln gegeben werden. Hierauf wird ein Verfahren aufgebaut zur Ableitung von Planetenörtern im Anschluß an zwei Anhaltsterne, welche Zahl mit Rücksicht auf die erforderliche Genauigkeit ausreicht, wenn die Örter der Yale‐Kataloge oder der neuen AG‐Kataloge benutzt werden. Es wird gezeigt, daß das Verfahren bei hinreichender Näherung rechnerisch bequemer ist als die bisher angewandte Interpolationsmethode. Besonders angenehm ist, daß Logarithmen nicht gebraucht werden, daß der größte Teil der Rechnung mit dem Rechenschieber erledigt werden kann, und daß die früher notwendige Korrektionsrechnung wegen Krümmung des Parallels fortfällt.
Die RW Aurigae'Sterne und ihre Nebenformen
Authors: Hoffmeister C. 
Published: July 2007

AbstractAuf Grund des photometrischen Befunds werden als RW Aurigae‐Sterne in erweitertem Sinne alle diejenigen Veränderlichen bezeichnet, die dauernd oder zeitweilig raschen unregelmäßigen Lichtwechsel aufweisen, ohne zu einer der bereits bekannten anderen Klassen, wie Novae, U Gem‐Stern, zu gehören. Es zeigt sich, daß der so erweiterte Typus eine viel größere Anzahl von Sternen einschließt, als bisher bekannt war. Es lassen sich eine Reihe von Untertypen aufstellen, zwischen denen jedoch fließende übergänge bestehen. Genauer untersucht werden statistische Eigenschaften und Beziehungen der RW Aurigae‐Sterne zu Nebeln und Dunkelwolken. Am Schlusse wird die Ansicht vertreten, daß alle physischen Veränderlichen der Hauptreihe, das sind RW Aurigae‐Sterne und ihre Untergruppen, U Geminorum‐Sterne, Veränderliche in Nebeln und wahrscheinlich auch Novae, als eine Gruppe mit gemeinsamer physikalischer Ursache des Lichtwechsels anzusehen sind.
Zur Frage der Einlauferscheinungen bei erzwungenen Schwingungen
Authors: Wolf H. 
Published: July 2007

AbstractEs wird der Versuch unternommen, bei Schwingungsvorgängen, wie sie in Quarzuhren stattfinden, der Frage nach den Einschwingungserscheinungen näherzutreten. Unter bestimmten Voraussetzungen wird ein allgemeiner Ausdruck für die auftretenden Frequenzänderungen gewonnen. Versucht man, hiermit die nach der Gangformel von Prof. Uhink sich zeigenden Darstellungsreste zu interpretieren, so ergibt sich bei einem Zahlenbeispiel, daß nach etwa 9 Stunden diese Erscheinung so weit abgeklungen ist, daß die Beobachtungen als hiervon nicht mehr beeinflußt anzusehen sind.
Darstellung von Sterngeschwindigkeiten bei unvollständig gegebenen Bestimmungsstücken nebst einer Anwendung auf die Untersuchung von Geschwindigkeitsverteilungen
Authors: Haas J. 
Published: July 2007

AbstractBei unbekannter Entfernung oder Radialgeschwindigkeit werden die Sterngeschwindigkeiten durch Strahlen bzw. Geraden dargestellt, deren Lage in der Projektion auf die galaktische Ebene näher angegeben wird. Das Verfahren wird zur Untersuchung der Geschwindigkeitsverteilung bei den Sternen innerhalb 15 parsec verwendet; die früher gefundenen systematischen Unterschiede zwischen einzelnen Arealen treten dabei klar hervor.
Gänge der Quarzuhren des Geodätischen Instituts Potsdam und ihre Verwendung zur Feststellung von Zeitschwankungen
Authors: Uhink W. 
Published: July 2007

AbstractDie Gänge der Quarzuhren des Geodätischen Instituts Potsdam zeigen in den Jahren 1938‐1944 in Übereinstimmung mit Ergebnissen von anderer Seite Schwankungen von Jahresperiode. Die Amplitude beträgt etwa 7.5·10−4s/d mit einem Minimum im Frühjahr und einem Maximum im Herbst. Als Ursache hierfür werden periodische änderungen in der Rotationsdauer der Erde angenommen. ‐ Auch im Jahre 1948/1949 zeigt sich mit großer Deutlichkeit derselbe Effekt.
Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard‐Spektralbereichen der Integralphotometrie
Authors: Becker W. , Stock J. 
Published: July 2007

AbstractNGC 6913 besteht nur aus 9 B‐Sternen, ist also kein gewöhnlicher offener Sternhaufen, sondern ein Gebilde, das man besser als „Sterngruppe”︁ bezeichnet. Seine Helligkeiten wurden in den drei Standard‐Spektralbereichen mit den isophoten Wellenlängen 638, 481 und 373 mμ bestimmt. Aus den Umgebungssternen findet man eine kräftige interstellare Verfärbung, die im Abstand von rund 1 kpc eintritt. Gruppensterne und Umgebungssterne ergeben in größeren Entfernungen praktisch die gleiche Verfärbung. Das Verhältnis der Absorption bei 481 mμ zur Verfärbung zwischen den Wellenlängen 638 und 481 mμ ergibt sich empirisch zu 2.89 statt 4.08, wie es nach dem λ−1‐Gesetz der Fall sein müßte. Im angegebenen Spektralbereich verläuft die Verfärbung trotzdem nach diesem Gesetz. Der Entfernungsmodul von NGC 6913 beträgt 12m.40 bzw. 9m.97, wenn die Absorption genähert berücksichtigt wird. Sein scheinbarer Durchmesser von 6′ führt bei einer Entfernung von 985 pc zu einem linearen von 1.7 pc. Die Farbenhelligkeitsdiagramme von NGC 6913 weisen keine gut definierten äste auf. Die Farbdifferenzen entsprechen den Spektraltypen.
Elemente und Lichtkurve von S Ursae Maioris
Authors: Ahnert P. 
Published: July 2007

AbstractEs werden mittlere und instantane Elemente aus den Beobachtungen des Veränderlichen von 1853, d. h. seit dem Beginn seiner regelmäßigen Überwachung, bis 1949 abgeleitet. Die Form der Lichtkurve wird auf Grund der Beobachtungen des Verfassers (seit 1921) untersucht. Es kommen zwei Kurventypen vor (α4 und γ1 nach Ludendorffs1) Klassifikation).
Beitrag zur Bestimmung einer Doppelsternbahn
Authors: Harting H. 
Published: July 2007

AbstractDer folgende Beitrag zur Bestimmung der Bahn des Doppelsternes 42 Comae Berenices beschäftigt sich mit den bis zum Jahr. 1891 angestellten Beobachtungen, die in einer bisher nicht veröffentlichten umfangreichen Arbeit untersucht wurden. Dank den seither bekanntgegebenen Messungen sind bereits die Bahnelemente genau bestimmt, so daß sich ein näheres kritisches Eingehen auf die älteren Beobachtungen in dieser Arbeit erübrigt. Es werden zwei Verfahren für die Ableitung der Elemente angegeben, und zwar sowohl aus den Distanzen allein, wie aus diesen zusammen mit den Positionswinkeln. Zum Schluß wird dann das vollständige, aus allen Beobachtungen ermittelte Elementensystem, sowie dessen mittlere Fehler und die der Gewichtseinheiten von Distanz und Positionswinkel angegeben. Für die zweite Methode wird gleichfalls ein kurzes Zahlenbeispiel mitgeteilt.
Der Lichtwechsel von η Geminorum
Authors: Van Schewick H. 
Published: July 2007

AbstractAuf Grund der 1207 visuellen Beobachtungen Plassmanns aus den Jahren 1922–1940 wurde unter Hinzuziehung einiger kürzerer Schätzungsreihen der Lichtwechsel von η Geminorum untersucht und die Schwankung des Plassmannschen Stufenwertes über die Zeit 1887–1940 einer Betrachtung unterzogen. Der Charakter des Lichtwechsels von η Geminorum hat sich gemäß der wiedergegebenen Lichtkurve gegenüber früheren Jahren nicht geändert. Elemente: Min. = J.D. 2429368.2 + 233d.4ṁE. Wesentlich ist die Auffindung einer langperiodischen Helligkeitsschwankung (P2 = 2984d), die mit der von McLaughlin und van Dijke gefundenen spektroskopischen Bahnbewegung in Einklang steht. Teilweise besteht eine Korrelation zwischen den kurzperiodischen Helligkeitsänderungen und den überlagerten Radialgeschwindigkeitsschwankungen.
Bahnbestimmung des Doppelsterns ∑ 1939
Authors: Schrutka‐Rechtenstamm G. V. 
Published: July 2007

AbstractBei der sehr exzentrischen Bahn des Doppelsterns ∑ 1639 ergeben sich bei einer Bahnverbesserung nach der methode der kleinsten Quadrate erhebliche Schwierigkeiten. Nach verschiedene Versuchen gelang es aber doch, zwei Bahnen herzuleiten, die der Minimumsbedingung genügen, und zwar eine (Bahn A), bei der nur die Positionswinkel ausgeglichen wurden, und eine andere (Bahn B), bei der auch die größeren Distanzen mitbenutzt wurden. Es wird die Darstellung sämtlicher vorliegenden Beobachtungen (einschließlich der unveröffentlichten) rnd eine Ephemeride für den Zeitraum 1950‐2000 mitgeteilt.
Mitteilungen über 79 verdächtige und veränderliche Sterne
Authors: Sandig H.‐U. 
Published: July 2007

AbstractMit der vorliegenden Zusammenstellung von Untersuchungen über verdächtige Sterne des Zinnersche Verzeichnisses ist die Bearbeitung dieser Liste, soweit sie mit den Platten des Überwachungsprogramms durchgeführt werden konnte, zu einem Abschluß gelangt. Abgesehen von Sternen, die für das Überwachungsprogramm zu schwach waren oder zu südlich stehen, sind lediglich 120 Sterne noch nicht bearbeitet worden. Sie sind für Ernostarplatten zu hell, um zuverlässige Schätzungen anzustellen, und sollen daher auf Tessarplatten untersucht werden. Im Anschluß an die Zinner‐Sterne werden ergänzende Mitteilungen über einige Prager‐Sterne, benannte und unbenannte Sterne gemacht. Es handelt sich teils um Sterne, die sich in unmittelbarer Nachbarschaft der untersuchten Zinner‐Sterne befinden, teils um solche, über die seit einer früheren Mitteilung neues Beobachtungsmaterial hinzugewonnen werden konnte.Bezüglich des Beobachtungsverfahrens sei auf das in Astron. Nachr. 275.37 und 276.173 Gesagte verwiesen.
Über die mit den Methoden der speziellen Störungen erreichbare Genauigkeit
Authors: Kühne E. E. 
Published: July 2007

AbstractAm Beispiel der stark exzentrischen Bahn des Planeten 1948 EA wird gezeigt, daß die von Cowell und Numerow entwickelten Extrapolationsmethoden spezieller Störungen in rechtwinkligen Koordinaten höchsten Genauigkeitsansprüchen nicht genügen. Ein Versuch, genauere Ausgangsorte durch Ausgleichung zu gewinnen und damit die Genauigkeit der Störungsrechnung zu verbessern, führt zu keinem befriedigenden Ergebnis. Eine Genauigkeitssteigerung der Extrapolationsmethoden kann nur bei Verwendung bisher nicht existierender zehnstelliger numerisch‐trigonometrischer Tafeln und sehr hochstelliger Rechenmaschinen erwartet werden. Auch erscheint ein Zurückgreifen auf die Methoden von Encke und Hansen erfolgversprechend.
Rektaszensionen von 302 Fundamentalsternen, beobachtet am gebrochenen Passageninstrument
Authors: Labitzke P. 
Published: July 2007

AbstractIm Anschluß an 140 Sterne des FK3 wurden in den Jahren 1948/49 162 Sterne des General Catalogue von Boss an einem gebrochenen Passageninstrument beobachtet, während die Deklinationen des größten Teils dieser Sterne von F. Schmeidler am Vertikalkreis bestimmt wurden. Nach einer Diskussion der Instrumentalfehler werden die beobachteten Rektaszensionen bzw. ihre Abweichungen von den Katalogörtern mitgeteilt.
Absolute Deklinationen von 141 Sternen des GC und das Deklinationssystem des Münchener Vertikalkreises
Authors: Schmeidler F. 
Published: July 2007

AbstractIn einer Beobachtungsreihe von zweijähriger Dauer wurden am Münchner Vertikalkreis Deklinationen von 141 Sternen des General Catalogue von B. Boss bestimmt. Korrektionen wegen Biegung und Refraktionsstörung werden berücksichtigt. Der Unterschied der gemessenen Deklinationen gegen die des GC wird nach Streichung einiger extrem abweichender Sterne diskutiert; durch Benutzung der bekannten Unterschiede zwischen FK3 und GC ergibt sich rechnerisch die Beziehung zwischen dem Münchner Vertikalkreis und dem FK3. Die Differenzen sind numerisch klein.