bluuebunny/crossref_metadata_2025_split huggingface dataset:
Idee und Theorie einer lichtelektrischen Methode der Zeitbestimmung
Authors: Reeger E. 
Published: July 2007

AbstractEs ist bekannt, daß die durch die Einführung der Quarzuhren erreichte Verbesserung der Zeithaltung eine entsprechende Verbesserung der Zeitbestimmung als dringend wünschenswert erscheinen läßt. Dies ist sicher nur möglich, wenn es gelingt, durch Einführung eines geeigneten lichtempfindlichen Registrierorgans die persönliche Gleichung völlig auszuschalten. Das U.S. Naval Observatory verwendet für die Zeitbestimmung mit offensichtlich gutem Erfolg die photographische Platte in Verbindung mit einem Zenit‐Teleskop. Vielleicht läßt sich eine weitere Verbesserung erzielen, wenn man in diesem Verfahren die Photoplatte durch eine Fadensystem im Verein mit einer lichtempfindlichen Zelle ersetzt. Die Empfehlung und genaue Erörterung eines solchen Verfahrens bildet den Zweck der vorliegenden Arbeit.Die älteren Versuche zur Einführung der Photozelle in die Zeitbestimmung krankten vor allem daran, daß die winzigen Ströme der Photozellen sich nur mit beträchtlicher Verzögerung verstärken ließen. Heute kann aber durch die Entwicklung des Sekundärelektronen‐Vervielfachers das Problem der trägheitslosen Verstärkung schwacher Photoströme als gelöst betrachtet werden. So verbleiben als hauptsächliche Fehlerquellen — neben Aufstellungsfehlern des Instruments und Fehlern der verwendeten Sternörter — die Orts‐ und Helligkeitsänderungen der Sterne infolge Luftunruhe sowie (bei schwachen Sternen) die spontanen Schwankungen des Photostroms.Die einzige Möglichkeit, diesen Schwankungserscheinungen entgegenzuwirken, besteht darin, daß man die Zahl der Antritte des Sterns möglichst vermehrt, war aber auch eine schwerwiegende Vermehrung der Reduktionsarbeit bedeutet. Es ist jedoch eine elektrische Anordnung denkbar, die es gestattet, die Mittelbildung aus den zahlreichen Sternantritten automatisch, ohne Berücksichtigung des Einzelwerts, zu vollziehen und nicht nur eine sehr wesentliche Herabsetzung der Reduktionsarbeit, sondern auch eine Verminderung der Schwankungserscheinungen zu erzielen.
Die Untersuchung der Raumgeschwindigkeiten des FK3
Authors: Gliese W. 
Published: July 2007

AbstractVor der Berechnung der Raumgeschwindigkeiten wird zur Untersuchung der Parallaxen die Sonnenbewegung aus linearen Tangentialbewegungen und Radialgeschwindigkeiten getrennt bestimmt und daraus eine Korrektion der absoluten Helligkeiten des Mt. Wilson‐Systems von −oM.8 bei den Bo—B5‐Sternen und von —oM.5 bei den K5—M‐Riesen hergeleitet. Für die Konstanten der galaktischen Rotation ergibt sich: B = −0.017 km/sec±0.005 km/sec pro parsec; A = +0.018 km/sec±0.006 km/sec pro parsec und l0=344°±9°. Einen verbürgten K‐Effekt zeigen nur die B‐Sterne: +4.8 km/sec bei Bo—B5 und +3.6 km/sec bei B8—B9. Da er bei allen anderen Sternen etwa o zu sein scheint, ist die Angabe eines allen Sternen gemeinsamen Effektes von +0.9 km/sec illusorisch. Auch kann nicht entschieden werden ob der K‐Effekt konstant ist oder linear mit der Sternentfernung wächst.Die von Sonnenbewegung, galaktischer Rotation und K‐Effekt befreiten Raumbewegungen werden in dem festen rechtwinkligen galaktischen Achsensystem betrachtet. 21 bisher nicht bekannte Schnelläufer (V>63 km/sec) werden ausgeschlossen. Die Untersuchung der Sternströme führt zu einer wesentlichen Erweiterung des Ursa major‐ und des Taurusstromes, die aus mehreren Teilen zu bestehen scheinen. Hingegen muß eine solche Erweiterung der hauptsächlich aus B‐Sternen bestehenden Ströme (Perseus‐, Orion‐ und Scorpio‐Centaurus‐Strom) abgelehnt werden. Ein 61 Cygni‐ und ein α Lyrae‐Strom tritt nicht auf; auch der mit der Sonne laufende Strom von Stroobant scheint nicht zu existieren.Die Geschwindigkeitsverteilung wird durch die Häufigkeitskurven in den drei Koordinatenebenen des Geschwindigkeitsfeldes dargestellt; die Wirkung der Ströme und die hervortretenden Vertexrichtungen werden diskutiert. Sowohl die Sonnenbewegung wie auch das Geschwindigkeitsfeld veranlassen zu einer Unterteilung in 6 Spektralgruppen: Oe5−B9, Ao‐dF2, dF5‐dK5, gFo—gG5, gKo—gK2, gK5—gM3, deren Häufigkeitskurven ebenfalls betrachtet werden. Während diese Unterteilung eine befriedigende Erfassung und Darstellung des Bewegungsfeldes und der Schwankungen in der Sonnenbewegung gibt, haben die Größe der Geschwindigkeit und die absolute Helligkeit keinen entscheidenden Einfluß auf die Sonnenbewegung. Die Asymmetrie tritt erst bei V>50 km/sec auf. Auch zeigt sich keine Abhängigkeit der Sonnenbewegung von der Sternentfernung, wenn auch diese relativ nahen Sterne eine etwas geringere Sonnengeschwindigkeit liefern: V=17.9 km/sec nach la=19°. o, ba= +21°.3 und bei Einschluß des Ursa major‐ und Taurus‐Stromes: V=17.1 km/sec, la=18°.4, ba=+22°.6.
Farbmessungen an Kleinen Planeten
Authors: Fischer H. 
Published: July 2007

AbstractDurch relativen Anschluß an die Göttinger Rot‐ und Blauhelligkeiten der Praesepe wurden die Farbenindizes von 33 Kleinen Planeten erhalten. Es wird gezeigt, daß das Farbsystem mit seinen Schwerpunkten bei 423 mμ bzw. 640 mμ praktisch vollkommen mit dem Göttinger System übereinstimmt. Die Beziehung beider zum internationalen System wird abgeleitet.Die erhaltenen Blauhelligkeiten ermöglichen eine Neubestimmung der mittleren Korrektion des Größensystems m >Kleine Planeten< auf das internationale photographische System.Durch Vergleich mit den vorhandenen spektralphotometrischen Messungen an irdischen Gesteinen und an Meteoriten wird daß an den Kleinen Planeten festgestellten Farbwerte durch eine Mehrzahl der spektralphotometrisch gemessenen Körper verwirklicht werden, so daß einerseits zu diesen spektralphotometrischen Messungen kein Widerspruch mehr besteht, andererseits sich aber eine Entscheidung über das Vorkommen bestimmter Gesteinsarten auf den Planetenoberflächen als unmöglich erweist.Der Farbenindex wird als neues Merkmal mit den Bahnelementen in Beziehung gesetzt, wobei sich eine Korrelation mit der halben großen Bahnachse ergibt.
Die Wirbelströmungen in der großen September‐Sonnenfleckengruppe des Jahres 1941, ihre Ursachen und Wirkungen
Authors: Brunner‐Hagger W. 
Published: July 2007

AbstractEs wird an Hand eines Beispieles gezeigt, wie Wirbelströmungen innerhalb von Sonnenfleckengruppen mit Strömungen in Fackelherden zusammenhängen und wie diese Zirkulationen durch die ungleiche Sonnenrotation bedingt sind. Es wird weiter auf ältere Fleckenneubildungszentren hingewiesen, die mit der besprochenen Sonnenfleckengruppe in Beziehung standen.
Untersuchung eines Katzenaugenphotometers nach Danjon
Authors: Kappert H. 
Published: July 2007

AbstractBei einem Danjonschen Katzenaugenphotometer wurde der Einfluß der Beugung untersucht. Durch Beobachtung bei verschiedenen Helligkeiten und Blendenöffnungen ergaben sich Fehler, die unterhalb der Meßgenauigkeit liegen, solange die Diagonale der Blendenöffnung größer als 1 cm bleibt und die beobachteten Sterne nicht heller als 2m sind. Die von der Beugung herrührenden Einflüsse können daher vernachlässigt werden.
Durchmesser≈ und Helligkeitsbestimmungen des ersten Schwaßmann≈Wachmannschen Kometen (1925 II) im Jahre 1941
Authors: Gliese W. 
Published: July 2007

AbstractAus mehreren im Juli, September, Oktober und November 1941 mit dem 40 cm‐Spiegel des Potsdamer Observatoriums gemachten Aufnahmen werden Durchmesser und Helligkeiten des ersten Schwaßmann‐Wachmannschen Kometen (1925 II) bestimmt und ihre Schwankungen in diesem Zeitraum aufgezeigt.
Genäherte Theorie des Planeten I Ceres
Authors: Rabe E. 
Published: July 2007

AbstractMit Hilfe der Tafeln von N. V. Komendantow für die genäherte Berechnung der allgemeinen Jupiter‐ und Saturnstörungen für die Kleinen Planeten der Minerva‐Gruppe (mittlere tägliche Bewegung zwischen 700″ und 800″) werden die Störungsglieder in den Hansenschen Koordinaten für den Planeten 1 Ceres berechnet. Unter Heranziehung von 10 Normalorten der Oppositionen 1926–41 wird eine Bahnverbesserung durchgeführt. Mit den abgeleiteten mittleren Elementen und den Störungen werden schließlich die Normalorte in Rektaszension bis auf 28, in Deklination bis auf 16 Bogensekunden dargestellt. Die gewonnenen mittleren Elemente sollen als Grundlage für eine später durchzuführende genaue Berechnung der allgemeinen Störungen nach der Methode von P. A. Hansen dienen.
Bearbeitung von Helligkeitsschätzungen des Veränderlichen η Aquilae
Authors: Gliese W. 
Published: July 2007

AbstractAls Fortsetzung der von W. J. S. Lockyer und Fr. Becker durchgeführten Bearbeitung der Schätzungen des Veränderlichen η Aquilae von J. Plassmann werden 1093 Beobachtungen Plassmanns aus den Jahren 1925–40 in 4 Zeiträume unterteilt untersucht. Ferner werden 197 Schätzungen G. v. Stempells (1901–11), 102 Schätzungen von H. Jockisch (1916–20) und 577 Beobachtungen (in 3 Zeiträume unterteilt) des Verfassers (1929–41) bearbeitet, um auch sie einer Gesamtuntersuchung des Veränderlichen zugänglich zu machen. Maximal‐ und Minimalhelligkeit, Amplitude, die Zeitdifferenz M – m zwischen Maximum und Minimum und die Lichtkurve wurden in jedem der neun Fälle angegeben. Ferner wird Aussehen, Stärke und Lage der 2 Tage nach dem Maximum auftretenden Welle diskutiert. Ebenso dürfte etwa bei Phase 4d eine schwache Welle existieren. Über eine Änderung der Periodenlänge läßt sich auf Grund dieses geringen Materials nichts aussagen, doch scheint es, daß zumindest die von Fr. Becker gegebene Formel für das Maximum im Zeitraum nach 1925 korrigiert werden muß auf Max = 2414827.30 + 7d.176678 E.
Untesuchungen über das Problem der speziellen Störungen in den rechtwinkligen Koordinaten
Authors: Stumpff K. 
Published: July 2007

AbstractBei der Vornahme von Bahnverbesserungen im Anschluß an die Methode des Verfassers ist es erwünscht, kurze Näherungsformeln für die Jupiterstörungen in den rechtwinkligen Koordinaten zu besitzen, die auch für mäßig große Zwischenzeiten (120–160 Tage) noch genau genug sind. Es werden solche Störungsformeln abgeleitet, deren Restglieder von der vierten Ordnung in den Zwischenzeiten sind. Will man dies Verfahren auf die Berechnung von speziellen Störungen ausdehnen, so brauchen nur diese Restglieder integriert zu werden, während die abgespalteten Hauptglieder direkt berechnet werden können. Die Integrale der Restglieder wachsen zuerst sehr langsam an und bleiben, wie an einem Beispiel gezeigt wird, bei normalen Kleinen Planeten lange Zeit größenordnungsmäßig unter den Gesamtstörungen. Die Anwendung dieser Methode setzt allerdings voraus, daß man praktische und schnell konvergierende Entwicklungsformeln für die rechtwinkligen Koordinaten im Zweikörperproblem besitzt. Eine weitere angekündigte Arbeit soll sich mit dieser Frage befassen und nach ihrer Klärung die noch ausstehenden Schemata für die praktische Rechnung liefern.
Über eine Eigenschaft des zweiten Brennpunkts der Keplerschen Bahnellipse und ihre Verwendung in der Ephemeridenrechnung
Authors: Stumpff K. 
Published: July 2007

AbstractEs wird gezeigt, daß die vom zweiten Brennpunkt der Keplerellipse aus gesehene Anomalie eines Planeten – hier als antifokale Anomalie bezeichnet – bei kleinen und mäßigen Exzentrizitäten genähert gleich der mittleren Anomalie ist. Diese Tatsache, die ihrem wesentlichen Inhalt nach schon von Ptolemäus in seiner Planetentheorie benutzt wurde, beruht darauf, daß in der trigonometrischen Entwicklung der antifokalen Anomalie nach den Funktionen der mittleren das Glied mit sin M von der dritten Ordnung in E ist, während es in den Entwicklungen der wahren (und auch der exzentrischen) Anomalie von der ersten Ordnung ist. Es wird versucht, diese Besonderheit zu neuen Auflösungsmethoden der Keplerschen Gleichung heranzuziehen, bzw. die Keplersche Gleichung durch direkten Übergang von der antifokalen zur wahren Anomalie ganz zu vermeiden oder nur als durchgreifende Rechnungskontrolle zu verwenden.
Über Kugelsternhaufen
Authors: Becker L. 
Published: July 2007

AbstractIn einem gewissen Moment mögen im Raume Sterne gleichmäßig verteilt sein, die sich mit allen möglichen Geschwindigkeiten und mit gleicher Wahrscheinlichkeit in allen Richtungen unter Wirkung gegenseitiger Anziehung bewegen. Durch numerische Rechnung wird unter Annahme irgend einer Geschwindigkeit gezeigt, daß im Laufe der Zeit die Sterndichte nach einem Mittelpunkt zunehmen muß.
Remarque sur une étude d'un photomètre à œil‐de‐chat
Authors: Dirks W. H. 
Published: July 2007

AbstractUne nouvelle discussion, avec des éléments plus précis, des mesures effectuées par H. Kappert avec un photomètre à œil‐de‐chat de Danjon, montre une influence de l'éclat et de la différence de magnitude des étoiles comparées sur la constante photométrique de l'instrument.
Zusammensetzung und Eigenschaften einiger für astrophotographische Zwecke besonders geeigneter Feinkornentwickler
Authors: Hnatek A. 
Published: July 2007

AbstractDie neuen Methoden der Feinkornentwicklung haben bisher in der Astrophotographie noch kaum Eingang gefunden. Auf Grund einer eingehenden sensitometrischen Prüfung von etwa 70 Feinkornentwicklern verschiedener Zusammensetzung konnten einige Entwickler ermittelt werden, mit denen nicht nur bei gleicher Belichtungsdauer ein »Gewinn an Größenklassen« erzielt werden kann, der sich auf rund 1/2m beläuft, sondern auch eine kleine Steigerung des Auflösungsvermögens erreichbar ist, so daß diese Entwickler auch für die Hervorrufung von Sternspektrogrammen empfohlen werden können.
Über die Bestimmung der räumlichen Sterndichte
Authors: Schmeidler F. 
Published: July 2007

AbstractDie Abschnitte 1 bis 3 geben Ergänzungen und Verbesserungen zu der in einer vorhergehenden, mit (A) bezeichnete Arbeit entwickelten Auflösungstheorie der Integralgleichung der Stellarstatistik. Im vierten Abschnitt folgt dann eine nähere Untersuchung des Sternsystems in der Richtung zum galaktischen Nordpol, welche die Ungültigkeit der von van Rhijn abgeleiteten allgemeinen Leuchtkraftfunktion in größeren Entfernungen wahrscheinlich macht.
Die Wellenlängenabhängigkeit der atmosphärischen Extinktion
Authors: Wempe J. 
Published: July 2007

AbstractAls empirische Grundlage einer systematischen Untersuchung der Wellenlängenabhängigkeit der atmosphärischen Extinktion werden die Ergebnisse von 18 in Jena bei sehr verschiedenen Luftzuständen angestellten spektralphotometrischen Extinktionsbestimmungen mitgeteilt. Die spektralen Gradienten der monochromatischen Extinktionskoeffizienten zeigen eine starke Korrelation mit dem Betrag der visuellen Extinktion; auch die Ergebnisse von anderen Sternwarten fügen sich diesem statistischen Zusammenhang ein.Zur genaueren Untersuchung der zeitlichen und örtlichen Unterschiede der Extinktion werden die Möglichkeiten diskutiert, die Extinktionsanteile verschiedenen Ursprungs voneinander zu trennen. Der durch Streuung an den Molekülen der permanenten Gase der Atmosphäre erzeugte Anteil läßt sich nach der RAYLEIGHschen Theorie berechnen; die selektive Absorption des Ozons in den CHAPPUIS‐Banden kann aus der Schichtdicke und den Absorptionskoeffizienten mit ausreichender Genauigkeit bestimmt werden. Der nach Abzug dieser beiden Anteile von der beobachteten Gesamtextinktion verbleibende Restbetrag ist als Dunstextinktion Gegenstand der weiteren Untersuchung.Die aus den Jenaer Beobachtungen folgende Dunstextinktion läßt sich im sichtbaren Spektralbereich durch den interpolatorischen Ansatz β/λα mit einem von der Trübung unabhängigen Exponenten α = 1.5 darstellen. Eine gleichartige Bearbeitung des von anderen Orten vorliegenden Beobachtungsmaterials ergibt für den Wellenlängenexponenten der Dunstextinktion Werte, die durchweg zwischen 0.6 und 1.5 liegen und auf örtliche Unterschiede in der Zusammensetzung des Dunstes schließen lassen.Die Parameterdarstellung der Dunstextinktion gewährt die Möglichkeit, aus dem bei irgend einer Wellenlänge beobachteten Extinktionsbetrag (z. B. aus der visuellen Extinktion) die monochromatischen Extinktionskoeffizienten im Spektralbereich 400 mμ <λ <700 mμ näherungsweise als Summe der verschiedenen Anteile zu berechnen.
Integralgleichungstheorie des Sternaufbaus IV. Über rotierende Polytropen
Authors: Bucerius H. 
Published: July 2007

AbstractDas Figurenproblem gravitierender Massen, deren innerer Aufbau einer polytropen Druck‐Dichte‐Beziehung genügt, unter Einwirkung zeitlich konstanter, von einem Potential ableitbarer äußerer Kräfte wird als Randwertproblem der Potentialtheorie aufgefaßt, wobei der Rand, d. h. die Oberfläche der Gleichgewichtsfigur als Niveaufläche des Gesamtpotentials, noch von der gesuchten Potentialfunktion abhängig ist. Im 1. Abschnitt werden zunächst die klassischen Ergebnisse über inkompressible Flüssigkeiten in den allgemeinen Zusammenhang eingeordnet; anschließend wird die rotierende LAPLACEsche Polytrope behandelt. Im 3. Abschnitt wird der Grund gelegt für eine Behandlung des allgemeinen Problems der rotierenden Polytropen vom Integralgleichungs‐Standpunkt. Der Anhang bringt eine Anwendung der Methode auf die Frage nach rotationssymmetrischen Verzweigungen der MACLAURINschen Ellipsoide. Es ergeben sich unendlich viele Verzweigungsmöglichkeiten, die dem Ast der stark abgeplatteten Ellipsoide angehören, deren erste ausführlich untersucht wird und eine wulstförmige Gleichgewichtsfigur als Übergangsform zur Ringablösung darstellt.
Neue Formeln und Hilfstafeln zur Ephemeridenrechnung
Authors: Stumpff K. 
Published: July 2007

AbstractIn einer größeren Abhandlung, die an anderer Stelle erscheinen wird, habe ich eine neue Theorie und Methode der Ephemeridenrechnung entwickelt, deren Anwendung in vielen praktischen Fällen Vorteile bietet. Mit ihr gelingt es, von den Orts‐ und Geschwindigkeitskoordinaten eines Bahnpunktes, die ein System ortsgebundener Elemente („lokaler Elemente”︁) bilden, ohne Zurückgreifen auf die Kegelschnittselemente zu den Orts‐ und Geschwindigkeitskoordinaten jedes anderen Bahnpunktes überzugehen. Anstatt der KEPLERschen Gleichung wird eine andere transzendente Gleichung benutzt, die für alle Bahnformen gleich lautet und stets reelle Lösungen hat. Die nachfolgende Arbeit enthält neben einer kurzen Begründung der Methode die wichtigsten Formelzusammenstellungen und Vorschriften für den praktischen Rechner, ferner einige Hilfstafeln und Rechenbeispiele.
Kolorimetrische Untersuchungen an offenen Sternhaufen in den Standard=Spektralbereichen der Integralphotometrie NGC 663
Authors: Becker Wilhelm , Günther Siegfried 
Published: July 2007

AbstractEs werden Helligkeiten von 137 Haufensternen und 194 Umgebungssternen in drei Standardbereichen (Tab. 1) bestimmt. Aus 47 Umgebungssternen vom A‐Typus wird der Entfernungseffekt im langwelligen Farbenindex (RG1–GG5) bestimmt (Tab. 3), der auf die Existenz von zwei hintereinander gelagerten interstellaren Materiewolken hinweist (Tab. 4) Der Entfernungsmodul des Sternhaufens beträgt m–M = 11m.85, entsprechend 2325 pc ohne Absorptions‐Korrektion. Die Verfärbung der physischen Haufensterne im langwelligen FI stimmt mit der der Umgebungssterne gleicher Entfernung überein. Im Spektralgebiet von 638 mμ bis 373 mμ folgt die interstellare Verfärbung mit großer Annäherung einem λ−1‐Gesetz (Tab. 5).Das Farben‐Helligkeits‐Diagramm (FHD) für die internationalen FI weist zwischen 10m.0 und 13m.5 einen nahezu senkrechten Verlauf des Hauptastes auf. Im langwelligen FHD (RG1–GG5) (Abb. 4) dagegen verläuft der Hauptast beginnend mit den hellsten Haufensternen in der von Feldsternen her gewohnten Neigung. Im kurzwelligen FHD (UG2–GG5) (Abb. 6) aber ist die Gruppe der hellsten Haufensterne bis 12m.15 stark nach rot hin verschoben, was auf eine abnorm geringe UV‐Intensität dieser Sterne hindeutet. Die diesbezüglichen Daten stehen in Tab. 6.Die Gruppe der hellsten Sterne ist durch ein Minimum in der Leuchtkraftfunktion von den normalen Haufensternen abgetrennt (Tab. 7).Nach der Methode der Farbdifferenzen werden physische und nichtphysische Haufensterne voneinander geschieden. Es ergibt sich, daß der Sternhaufen bis zur Grenzgröße 13m.9 (GG5) aus 112 physischen und 25 nichtphysischen Mitgliedern besteht. Von den letzteren würden etwa 20 sehr wohl in das internationale FHD hineinpassen und auf dieser Basis nicht von den physischen Mitgliedern zu trennen sein.Der Sternhaufen hat einen scheinbaren Durchmesser von 20′ und eine geometrische Entfernung von 968 pc. Damit ergibt sich sein linearer Durchmesser zu 5.6 pc.
Einlauferscheinungen bei Quarzuhren
Authors: Uhink W. 
Published: July 2007

AbstractDie Einlauferscheinungen bei Quarzuhren können mit hoher Genauigkeit durch logarithmische Zeitfunktionen dargestellt werden. Ihre Ursache ist deshalb in Änderungen der Elastizitätsgrößen infolge der Dauerbeanspruchung des Quarzes zu suchen.
Erfahrungen mit einem tragbaren Meridiankreis
Authors: Schaub Werner 
Published: July 2007

AbstractEs wird über einen Versuch berichtet, mit einem gebrochenen Passageninstrument, das mit einem feingeteilten Höhenkreis von 30 cm Durchmesser ausgerüstet ist, die Örter der Fundamentalsterne zu bestimmen. Die erreichte Genauigkeit ist praktisch dieselbe, welche mit einem großen Meridiankreis erreicht wird.
Über den Einfluß der Präzession auf die Störungen der Bahnlage‐Elemente
Authors: Rabe E. 
Published: July 2007

AbstractEs werden Formeln zur Berechnung der Präzession für die Störungsbeträge der Bahnlage‐Elemente hergeleitet. Die hiernach zu berechnenden Präzessionsbeträge sind, wenn die Störungen selbst als Größen erster Ordnung betrachtet werden, Größen zweiter Ordnung. Sie müssen aber berücksichtigt werden, wenn die für ein bestimmtes Bezugsäquinoktium berechneten Störungen der Bahnlage exakt mit den auf ein anderes Äquinoktium bezogenen Ausgangselementen vereinigt werden sollen, um oskulierende Elemente für eine neue Epoche herzustellen. An einem numerischen Beispiel für den Planeten 433 Eros wird gezeigt, daß durch Vernachlässigung des Präzessionseinflusses auf die Störungen die Elemente ω und Ω in den Hundertstel Bogensekunden fehlerhaft werden können. In den berechneten Planetenörtern wirken sich diese Fehler jedoch nicht merklich aus, da die Effekte in ω und Ω nahezu entgegengesetzt gleich sind. Die Eros‐Arbeiten von G. STRACKE bedürfen daher außer der geringen Elementenkorrektion keiner Revision.
Biegung und Refraktionsstörung am Münchner Vertikalkreis
Authors: Schmeidler F. 
Published: July 2007

AbstractDie bei einer Beobachtungsreihe von Fundamentalsternen aufgetretenen extremen Δ δδ‐Fehler des Münchner Vertikalkreises erweisen sich als Biegungseffekt. Während der Beobachtungen wurde die Biegung laufend durch Reflexbeobachtungen kontrolliert und durch ihre Anbringung gelangte das System der im Süden kulminierenden Sterne in gute Übereinstimmung mit dem FK3; im Norden blieben systematische Differenzen von der Größenordnung 0″.3. Diese sind durch eine Refraktionsstörung verursacht, für die ein dem Instrument vorgelagertes Gebäude verantwortlich ist. Aus den Beobachtungen wurden absolut, d. h. ohne Benutzung vorgegebener Fixsterndeklinationen, der Jahresgang der Störung und einige Resultate über die mikroklimatischen Vorgänge in der Nähe des Gebäudes gewonnen. Der anschließende Katalog gibt die beobachteten absoluten Deklinationen von 268 Sternen des FK3; die noch unbekannten Polhöhenschwankungen der Beobachtungsepoche (1940–1946) sind nicht angebracht.
Potentialverlauf in der polytropen Gaskugel n = 3
Authors: Holl H. , Bucerius H. 
Published: July 2007

AbstractFür den Potentialverlauf in einer polytropen Gaskugel vom Index n = 3 wird eine Näherungslösung in Gestalt eines achtgliedrigen FOURIERschen Polynoms auf Grund der Integralgleichung des Polytropen Sternaufbaus mitgeteilt.
Über verwandtschaftliche Beziehungen zwischen den verschiedenen Klassen der veränderlichen Sterne
Authors: Schneller H. 
Published: July 2007

AbstractEs wird wahrscheinlich gemacht, daß sowohl die Veränderlichen des Riesenastes wie auch die des Zwergastes des RUSSELL‐Diagramms bezüglich der Ursachen des Lichtwechsels je eine einheitliche Gruppe bilden. Bei den Veränderlichen der Riesenreihe sind Pulsationen, bei den Veränderlichen der Zwergreihe zeitweilige Expansionen der Sternphotosphären die Ursache der Veränderlichkeit. Die Pulsationen bewirken einen kontinuierlichen, periodischen, die Expansionen einen diskontinuierlichen, unperiodischen Lichtwechsel Lichtwechsel. Eine Gruppe bilden die Sterne vom Typus R Coronae Borealis.