摘要:

AbstractDie Entdeckung WILSONSder Diskrepanz in de ‚thermischen’︁ Geschwindigkeiten der Natrium‐ und Kalziumatome wird im Anschluß an eine Zusammenfassung der Methoden und Hauptergebnisse der Untersuchung der Bewegungsvorgänge im interstellaren Gas durch eine Abschätzung des Verf. aus den DUNHAMschen Beobachtungen ergänzt und kurz diskutiert. Sie wird als Folge der selektiven Wirkung der vom galaktischen Strahlungsfeld auf die Atome einer Gaswolke ausgeübten Strahlungskraft gedeutet. Für die Strahlungsdruck‐Geschwindigkeit wird eine Gleichung abgeleitet und unter Berücksichtigung der im interstellaren Raum vorliegenden Bedingungen ausgewertet, wobei sich das Verhältnis der Kalzium‐ zur Natriumgeschwindigkeit von der durch WILSONbestimmten Größenordnung ergibt. Die numerischen Werte der wichtigsten unter den in die Rechnung eingehenden Größen einschließlich der monochromatischen interstellaren Strahlungsdichten und des Hauptergebnisses werden in den Tabellen 1–6 und den Abbildungen 2–4 zusammengestellt. Schließlich wird noch auf einige Fragen hingewiesen, die für eine eingehendere Untersuchung des Bewegungsproblems des interstel

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770102

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY

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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 105und Gesamtmassen des Kometenkerns von 10−6bis 10−8Erdmassen. 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

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770103

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年代:1949

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AbstractDie Absorptionslinien im Spektrum von β Cephei lassen keine verbürgbaren Profil‐ und Intensitätsänderungen in Abhängigkeit von der Phase erkennen. Die absolute Helligkeit des Sterns beträgt – 2.m7. Er ist erheblich heller als aus der Periode‐Leuchtkraftbeziehung fürP

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770104

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

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AbstractSpektrographische Beobachtungen von 21 B‐ und A‐Sternen, in deren Spektrum früher Emissionserscheinungen festgestellt worden sind, werden mitget

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770105

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年代:1949

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AbstractAlle in den UAI‐Zirkularen und Nachrichtenblättern der Astronomischen Zentralstelle veröffentlichten Beobachtungen werden mit eigenen verglichen und zusammengestellt. Die Helligkeit der Nova nahm vom 6. März bis zum 13. Oktober 1948 um 2.m9 ab. Zu Zeiten besonderer Häufung von Beobachtungen lassen sich kurzfristige Helligkeitsschwankungen nachw

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770106

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年代:1949

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DOI:10.1002/asna.19492770107

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ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770108

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年代:1949

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DOI:10.1002/asna.19492770109

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年代:1949

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ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770101

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年代:1949

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