摘要:

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 di

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770502

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY

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AbstractUnter Voraussetzung der Gültigkeit der Hypothese des interstellaren Ursprungs der kosmischen Kurzwellenstrahlung wird eine Gleichung für den Zusammenhang zwischen der Stärke des Hα‐Leuchtens und der Intensität der Kurzwellenstrahlung aufgestellt und numerisch ausgewertet. Es ergibt sich, daß die Kurzwellenstrahlung auch in Gebieten minimaler Intensität mit einem beobachtbaren Leuchten verbunden sein muß und daß infolgedessen die Wasserstoffemissionen praktisch längs der ganzen Milchstraße auftreten müssen, was nach den bisherigen Beobachtungen beides nicht der Fall ist. Die daraus folgenden Einwände gegen die zugrunde liegende Theorie der kosmischen Kurzwellenstrahlung werden gestützt durch die Ergebnisse einer kurzen Diskussion der sich aus ihr ergebenden Konsequenzen in bezug auf Verteilung und Ionisationsgrad des interstellaren Wasserstoffgases und auf Elektronentemperatur und UV‐Überschuß

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770503

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY

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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 dargestel

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770504

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY

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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 Wertm–M= 12m.7, die schwächeren physischen Mitglieder aberm–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 ein

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770505

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY

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AbstractAn Hand der bisher bekannten Raumgeschwindigkeiten, die, gemessen vom lokalen Zentroid, größer als 63 km/sec sind, und an Hand der Radialgeschwindigkeiten der Subzwerge wird untersucht, welchen Anteil die Sterne hoher Geschwindigkeit an den kinematischen Phänomenen des Sternsystems haben:1Die Untersuchung der Geschwindigkeitsverteilung der Schnelläufer (an 598 Raumgeschwindigkeiten) ergänzt das Bild, welches OORT(an 130 Raumgeschwindigkeiten) über die Stellung der Schnelläufer in der Milchstraße gewonnen hat und berichtigt einige in der Literatur verbreitete Irrtümer.2Die Entweichgeschwindigkeit wird, wenn überhaupt, dann nur in der Milchstraßenebene und dort in Rotationsrichtung, in Richtung zum Milchstraßenzentrum und von ihm weg, erreicht. Raumgeschwindigkeiten, die der Entweichgeschwindigkeit nahe kommen, gestatten, die RotationsgeschwindigkeitvRdes lokalen Zentroids zu ermitteln. 14 Sterne der nächsten Sonnenumgebung, die solche Geschwindigkeiten haben, ergebenvR= 262 ± 16 (m. F.) km/sec.3Die Gruppengeschwindigkeit aller 598 Schnelläufer mit bekannten Raumgeschwindigkeiten istP0= 48.4 km/sec,l0= 228°.9,b0= +1°.2 relativ zum lokalen Zentroid. Die Apexkoordinaten der Sonne, bezogen auf das Zentroid der Schnelläufer, sindVA= 66.9 km/sec,lA= 44°.4,bA= +5°.9. Aus dem Betrag der Gruppengeschwindigkeit der Schnelläufer wird geschlossen, daß die Rotationsgeschwindigkeit der Kernpopulation der Milchstraße an der Stelle der Sonne kleiner ist – jedoch um höchsten 48.4 km/sec – als die Rotationsgeschwindigkeit des lokalen Zentroids, welches die Wolkenpopulation repräsentiert.4Eine direkte Bestimmung der Kreisbahngeschwindigkeit wird versucht aus der Beziehung zwischen der Gruppengeschwindigkeit und der Geschwindigkeitsstreuung von Schnelläufergruppen.5Die überwiegende Mehrzahl der in der Sonnenumgebung bekannten Subzwerge gehört der Kernpopulation der Milchstraße an. Ihre Gruppengeschwindigkeit relativ zur Sonne, bestimmt aus den Radialgeschwindigkeiten von 79 Subzwergen und 5 weißen Zwergen, istVA= 153 ± 30 (m. F.) km/sec mit den ApexkoordinatenlA= 76° ± 8°,bA= ‐1° ± 5°.6Die Sterne der Kernpopulation in Sonnennähe zeigen analog den Sternen der Wolkenpopulation eine Tendenz zur Gleichverteilung der Energie. Die mittleren kinetischen Energien in

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770506

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

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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 f

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770507

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

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AbstractIn Wiederholung früherer Beobachtungen (1914) und in Bestätigung ihrer Resultate wurden (1945) periodische Schwankungen der astronomischen Refraktion festgestellt, mit einer Dauer von durchschnittlich einer Zeitminute und einer mittleren Amplitude, die 1″ übersteigt und auch am Zenit noch bis zu 0″.5 beträgt. Sie werden als Wirkung einer bisher meteorologisch noch unerforschten Art von HELMHOLTZschen Luftwogen aufgefaßt, deren Dimensionen daraus abzuschätzen sind und die als Dauerzustand in mittleren Höhen der Troposphäre erscheinen. Eine ständige astronomische Überwachung dieser Wellenbewegung in Basel w

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770508

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

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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 P

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770509

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770510

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19492770515

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1949

数据来源: WILEY