摘要:

AbstractDer rein dynamische Teil der Gaussschen Bahnbestimmungsmethode wird in vektorieller Schreibweise als eine Randwertaufgabe formuliert und die zugehörige Integralgleichung aufgestellt. Die verschiedenen Näherungsausdrücke für die Verhältnisse der Dreiecksflächen werden von diesem Standpunkt charakterisiert und erweitert. Die Lösung des Randwertproblems durch sukzessive Approximation entspricht dem Sektor‐zu‐Dreieck‐Verfahren, dessen Konvergenz sowohl vom Integralgleichungs‐Standpunkt als auch nach einer differentiellen Methode bei Zugrundelegung der Gauss‐Fabritiusschen Formulierung des Iterationsverfahrens

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780401

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1950

数据来源: WILEY

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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 disku

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780402

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年代:1950

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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 NormalhelligkeitenH0und die den Helligkeitsverlauf bestimmenden Exponentenn2des 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 Sonne

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780403

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年代:1950

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AbstractEine von Charlierfestgestellte und von Brillbehandelte 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 gebrac

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780404

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年代:1950

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AbstractDer Helligkeitswechsel von TY Cep wird auf Grund des gesamten verfügbaren Beobachtungsmaterials–einer photometrischen Reihe des Verfassers und 7 weiterer Reihen–untersucht. Die Lichtkurve verläuft in dem betrachteten Zeitraum von 30 Jahren näherungsweise periodisch in einer Periode von 330dDauer, nimmt aber von Zyklus zu Zyklus sehr wechselnde Formen an. Hauptmerkmal der Kurvengestalt ist das rhythmische Auftreten ausgeprägter Hauptminima und breiter, vielfach durch Nebenminima geteilter Maxima. Der Veränderliche ist trotz einer gewissen Verwandtschaft mit den RV Tauri‐Sternen als Mitglied der Mira‐Klasse zu betrachten, und zwar einer nicht häufig vorkommenden, nach H. Ludendorffals R Centauri‐Klasse bezeichneten Unterklasse, für die eine Helligkeitskurve der Form γ cha

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780405

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年代:1950

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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 m

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780406

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年代:1950

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ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780407

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年代:1950

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ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780408

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年代:1950

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ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780409

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年代:1950

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ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19502780410

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年代:1950

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