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AbstractEs werden Standard‐Helligkeiten und Farbenindizes von 242 Sternen zwischen 11m.0 und 15m.5 im offenen Sternhaufen M 37 bestimmt. Die Spektralbereiche, die so gelegt sind, daß die Helligkeiten möglichst deutlich die Intensitätsverteilung in den Sternspektren wiedergeben können, stehen in Tab. 1, die auch Angaben über die mittleren Fehler enthält. Die bisherigen Daten für den Sternhaufen stehen in Tab. 2. Die interstellare Verfärbung von M 37 ist sehr gering; sie beträgt im langwelligen Farbenindex ‐0m.074 und im kurzwelligen Farbenindex +0m.087. Sein Entfernungsmodul ergibt sich aus 71 a9‐ bis f4‐Sternen zu 10m.96 und aus 17 G‐Riesen zu 11m.07, im Mittel zu 11m.02 (1600 pc). Nimmt man ein λ−1‐Gesetz für die interstellare Verfärbung an und schließt neutrale Absorption aus, so beträgt die Korrektion des Moduls wegen Absorption 0m.30 und die geometrische Entfernung 1390 pc. Bei einem scheinbaren Durchmesser von 24' ergibt das einen linearen Durchmesser von 10.0 pc.Das langwellige Standard‐Farben‐Helligkeits‐Diagramm zeigt wie bei den anderen drei bisher untersuchten Sternhaufen einen linearen Hauptast. Die „natürliche”︁ Streuung der Farbenindizes beträgt ±0m.096. Das kurzwellige FHD zeigt diesen geneigten Ast nur für Sterne schwächer als 13m.5. Die helleren Haufensterne sind dagegen beträchtlich nach roten Farben hin verschoben und deuten somit eine abnorm kräftige Depression der kurzwelligen Energiekurve an (BALMER‐Kontinuum). Sie ist bei diesen A‐Sternen fast größer als bei den normalen G‐Riesen von M 37. Die zugehörigen Daten stehen in Tab. 4. Sie zeigen, daß die Leuchtkräfte der abnormen Sterne größer sind als die von normalen Sternen gleichen Typs. In der Leuchtkraftfunktion der Hauptreihe sind die abnormen Haufensterne durch ein Minimum bei 13m.5 von den normalen Haufensternen schwächerer Helligkeit abgetrennt. Außer diesem Minimum treten noch solche bei 11m.6 und 12m.6 auf (Tab. 5).Die Unterscheidung von physischen und nichtphysischen Haufenmitgliedern nach der Methode der Intensitäts‐verteilung zeigt, daß der letzteren Gruppe 20 von den gemessenen Haufensternen zugerechnet werden müssen.Die gelben Riesen und Zwerge von M 37 weisen eine sehr verschiedene Depression der kurzwelligen Energie‐kurve auf (Tab. 6), was insbesondere im Hinblick auf die Methode der Farbdifferenzen zur Trennung von späten Riesen und Zwergen von Bedeutung ist.Tab. 7 am Schluß gibt die Standard‐Helligkeiten und Farbenindizes von 242 H

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19482760102

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1948

数据来源: WILEY

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19482760103

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1948

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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. STRACKEbedürfen daher außer der geringen E

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19482760104

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1948

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摘要:

AbstractNach kurzer Charakterisierung des Objektes wird die angesichts der bevorstehenden Perihelopposition berechnete Bahnverbesserung beschrieben. Die als Grundlage einer Aufsuchungsephemeride für 1948 benutzten neuen Elemente werden gegeben

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19482760105

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1948

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AbstractNach einer strengen und kritischen Auswahl der Beobachtungen (es wurden nur Helligkeitsbeobachtungen von Kometenkernen benutzt, die an größeren Instrumenten mit stärkerer Vergrößerung erhalten wurden) und unter Beschränkung auf Helligkeitsmessungen, die sich auf Entfernungen vonr>1 a. E., (r= Entfernung Sonne – Komet) beziehen, wird von 14 Kometen eine mittlere empirische Phasenkurve bestimmt, die sich nur auf das von den Meteoritenteilchen des Kernes reflektierte Sonnenlicht bezieht und frei vom Einfluß des Eigenlichtes leuchtender Gase ist. Der Vergleich mit der theoretischen Phasenkurve von LAMBERTund den beobachteten Kurven des Mondes, der Planeten Merkur, Venus und Mars und der Saturnringe ergibt, daß die Kometenkurve grundsätzlich anders verläuft als die Mehr‐zahl der anderen Phasenkurven. Nur das Phasengesetz der Saturnringe ähnelt ihr bei kleineren Phasenwinkeln.Mit Hilfe des neugewonnenen Phasengesetzes gelingt es, unter plausiblen Annahmen über die scheinbaren maximalen geometrischen Durchmesser der Kometenkerne Albedowerte für diese zu berechnen und lineare Durchmesser in km anzugeben. Eine Tabelle darüber umfaßt 17 Objekte. Die Albedowerte finden sich im Mittel um über eine Zehnerpotenz kleiner als die hypothetischen Werte, mit denen man bisher bei Massenabschätzungen von Kometen rechnete.Die linearen Durchmesser der Kerne ergeben sich bei kleinen und mittleren Kometen zu 40 bis 700 km, bei großen Kometen zu 900 bis 3000 km.2 Gruppen von Kometen mit extrem großer (0.2 bis 0.5) Albedo und extrem kleiner (0.0002 bis 0.0005) Albedo lassen eine physikalische Beziehung zu entsprechenden verschiedenen individuellen Phasengesetzen vermuten, obwohl sich ein Teil der Differenzen zwanglos dadurch erklären läßt, daß die betreffenden Albedowerte nicht mit der individuellen, sondern mit der mittleren Ph

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19482760106

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1948

数据来源: WILEY

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19482760101

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1948

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