摘要:

AbstractAusgehend von der Tatsache, daß thermisch stabile Schichtung die Ausbildung von Konvektion zwar erschwert, aber nicht völlig unmöglich macht, wird darauf hingewiesen, daß der Konvektionszustand eine Tendenz zur Ausbreitung hat, die der Ausbreitung der ungeordneten molekularen Wärmebewegung analog ist. Infolgedessen ist die in instabilen Zonen vorhandene Konvektion bestrebt, auf thermisch stabiles Gebiet überzugreifen und dort eine adiabatische Temperaturschichtung herzustellen. Dadurch wird der Widerstand, den die Schichtung der Konvektion entgegensetzt, verringert und die weitere Ausbreitung kann leichter erfolgen. Analytisch läßt sich diese Koppelung der Ausbreitung von Konvektion und Wärme durch zwei simultane partielle Differentialgleichungen beschreiben. Ihre genäherte Integration ergibt, daß der in den äußeren Schichten der Sonne beobachtete Konvektionszustand sich nach spätestens 300 Jahren auf die ganze Sonne ausbreiten muß. Man hat daher im Innern eines Sterns, der nur in irgendeiner Zone thermisch wesentlich instabil ist, mit durchgehender Konvektion und vollkommen adiabatischer Schichtung zu rechnen.Die physikalische Richtigkeit der entwickelten Vorstellung über die Ausbreitungstendenz des Konvektionszustands wird durch die Erfahrungen in der Erdatmosphäre gestützt. Eine ausführliche Theorie der zeitlichen Änderungen der atmosphärischen Konvektion ist der Inhalt einer an anderer Stelle erschienenen Arbeit [1] des Verfassers und ergibt gute Übereinstimmung mit den meteorolo

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830202

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1956

数据来源: WILEY

摘要:

AbstractEs wird im Gegensatz zu der Ansicht von F. Schmeidler hervorgehoben, daß Konvektion bei thermisch stabiler Schichtung (unteradiabatischem Temperaturgradienten) nur durch ständige zusätzliche Zufuhr mechanischer Energie stationär aufrecht erhalten werden kann, deren Betrag proportional ist der Energie, welche zur Aufrechterhaltung des thermischen Gleichgewichts (welches infolge der Vergrößerung des Temperaturgradienten durch die Konvektion sonst gestört würde) konvektiv nach innen transportiert werden muß; wenn die Konvektion einen stationären Temperaturgradienten nahe unterhalb des adiabatischen erzwingt, so wird dieser erzwungene Energiefluß nach innen hin vergleichbar dem Strahlungsenergiefluß nach außen (wenn er auch natürlich kleiner bleibt). Die genauere Diskussion ergibt, daß pro Schicht einer Mächtigkeit der sogenannten homogenen Dicke ein Betrag von der Ordnung von 2/5 des nach außen fließenden Nettoenergiestromes in mechanische Energie umgesetzt werden muß. Andererseits haben neuere Untersuchungen über die (akustische) Abstrahlung mechanischer Energie aus Konvektionszonen (von Lighthill u. a.) ergeben, daß die so abgestrahlte mechanische Energie proportional einer höheren Potenz der der Turbulenz zugeordneten Machzahl ist; die letztere ist aber im Sterninnern stets klein gegen 1. Daher kann die stationäre Turbulenz einerInstabilitätszonehöchstens eine nur begrenzte Nachbarzone imstabilenBereich in Mitleidenschaft ziehen; die Unschärfe der Begrenzung von Konvektionszonen im Sterninnern ist daher höchstens vergleichbar mit der homogenen Schichtdicke. Die dem normalen Spektralgesetz der Turbulenz zugrunde liegenden Voraussetzungen gelten (wie auch Schmeidler bemerkt) für gegen stabile Schichtung erzwungene Turbulenz insofern nicht, als die Bewegungsenergie zur Hauptsache in gegen die Stabilität der Schichtung zu leistende Arbeit übergeht.Im speziellen Fall der Sonne zeigt sich außerdem, daß bei vollständig konvektivem Aufbau sich die Mittelpunktsdichte zu 8.5 g/cm3ergeben würde und die Mittelpunktstemperatur höchstens zu 8.7 Millionen Grad (dieser Wert entspricht einem Molekulargewicht von 0.7), also viel zu niedrig für die energieliefernden Kernreaktionen. Ein Vergleich mit dem an die Beobachtung angeschlossenen Druck‐Dichteverlauf der oberflächennahen Schichten zeigt außerdem, daß dieser an das vorerwähnte Modellnichtangeschlossen werden kann. Zu dem Schluß, daß die Wasserstoffkonvektionszone der Sonne nicht tiefer als bis zuT≈ 3·106Grad reichen kann, führen auch die Beobachtungen über die Häufigkeit der gegen Kernreakti

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830203

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1956

数据来源: WILEY

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830204

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年代:1956

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AbstractEine Vermessung von 145 Sternen auf 8 neuen AG‐Platten führt durch Vergleich mit A. S. Youngs Vermessung von 1874 zu einer relativen Raumgeschwindigkeit der beiden Haufen von 19 km/s

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830205

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1956

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AbstractEs werden provisorische Bahnelemente von vier visuellen Doppelsternen berechnet, darunter die klassischen Systeme γ Leonis und das Doppelpaar ϵ1und ϵ2Lyrae. Vom Hauptsystem des letzteren werden Bahndimension und Umlaufszeit abgeschätzt. Allen Bahnbestimmungen ist eine Betrachtung über die astrophysikalischen Systemkonstanten hinzuge

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830206

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1956

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AbstractThe theoretical treatments of the problem of image formation given by Scheffler, Obuchow, Ellison, van Isacker and the present author are compared in a number of respects. It is contended that the angular power spectrum and autocorrelation function of the electric vector do not vary with height in regions free from disturbances. This position is in agreement with BOOKER, RATCLIFFEand SHINN, HEWISHand the author's own work, but in disagreement with SCHEFFLER.

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830207

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1956

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AbstractIm Anschluß an eine kritische Bemerkung von G. Keller [1] wird gezeigt, daß – bei konsequenter Anwendung und leichter Verallgemeinerung einer von Keller [4]aufgestellten Relation zwischen den Korrelationsfunktionen des elektrischen Feldes und der Phasenschwankungen – die vom Verf. in [2] verfolgte wellenoptische Theorie der Szintillationserscheinungen auf einen Ausdruck für die Korrelationsfunktion der elektrischen Feldstärke führt, der unabhängig ist von der Höhe der turbulenten Schicht in Übereinstimmung mit einem Resultat von Booker, Ratcliffe und Shinn [3]. Abschließend wird das Verhältnis der Entwicklungen der Untersuchung des Verf. zu denjenigen Kelle

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830208

出版商:WILEY‐VCH Verlag    

年代:1956

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ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830209

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年代:1956

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AbstractEs wird versucht, eine theoretische Grundlage für eine physikalische Theorie der Meteore zu geben, die den gesamten Bereich der meteoritischen Erscheinungen in der Erdatmosphäre von den Mikrometeoren bis zu den Riesenmeteoren umfaßt. Das Meteorphänomen wird nach physikalischen Gesichtspunkten in zwei Erscheinungsformen zerlegt: das Sternschnuppenstadium und das Feuerkugelstadium. Die Bahnen meteoritischer Körper durch die Erdatmosphäre werden phänomenologisch in die drei Abschnitte: Kosmische Bahn, Übergangsbahn und Fallbahn eingeteilt. Ausführlich behandelt wird im vorliegenden 1. Teil nur das Sternschnuppenstadium, in dem die Energie‐ und Impulsübertragung durch unmittelbare Partikelstöße erfolgt. Obwohl der Übertragungsmechanismus im einzelnen noch unbekannt ist, lassen sich auf Grund allgemeiner Prinzipien doch alle wichtigen Formeln ableiten, die zur Beschreibung des Bewegungsvorganges und der Massenabnahme längs der Bahn er

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830210

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年代:1956

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AbstractEs werden Positionen und Eigenbewegungen in einem 27 Quadratgrad großen Felde um α Persei mitgeteilt. 163 Sterne bis zur photographischen Größe 12m.2 und bis zum Spektraltypus G5 werden auf Grund ihrer gemeinsamen Eigenbewegung als mögliche Mitglieder des Bewegungshaufens um α Persei er

ISSN:0004-6337    

DOI:10.1002/asna.19562830211

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年代:1956

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