Influence of rotational darkening on ultraviolet interstellar extinction

Der Einfluß der Rotationsverdunklung schnell rotierender Sterne wird einer Neudiskussion unterzogen. Dafür werden filterphotometrische Helligkeiten vom Satelliten ANS herangezogen. Von schwach verfärbten B Sternen (E(B - V) 0.1 mag) wurden die Helligkeiten vom Einfluß der interstellaren Extinktion befreit. Die Verleilung der Sterne im Rotationsgeschwindigkeits-Farbenindex-Diagramm weist eine Streuung auf, die den Betrag der photometrischen Fehler übersteigt. Die Lage der Sterne im Rotationsgeschwindigkeits-Farbenindex-Diagramm befindet sich in qualitativer Übereinstimmung mit entsprechenden theoretischen Resultaten. Bei der Diskussion von individuell abweichenden Verläufen der interstellaren Extinktion vom durchschnittlichen Extinktionsgesetz sollte der Einfluß der Rotationsverdunklung als eine mögliche Quelle für die Abweichungen in Betracht gezogen und geprüft werden.     

An Unusual Group of Low Surface Brightness Galaxies in the Region 1046 + 65

Eine Gruppe von 11 Galaxien mit einer Flächenhelligkeit von etwa 26 mag/□” wurde in Richtung der M81-Gruppe entdeckt. Unter der Annahme gleicher Entfernung wie die M81-Gruppe stimmen ihre linearen Durchmesser (2–3 kpc) und ihre absoluten Helligkeiten (M_B = -11^m bis -12^m mit den Parametern der Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe überein. Annahmen über die Stabilität der Zwerggruppe gegenüber M81 erlauben eine Abschätzung ihrer Gesamtmasse zu ℜ ≳ 1 · 10⁸ M ⊙ und ihres Masse-Leuchtkraftverhältnisses ℜ/L ≳ 1.2 (in Sonneneinheiten).     

Local effects in pure astronomical refraction

Auf der Basis von sich über einen Zeitraum von 10 Jahren erstreckenden aerologischen Messungen für den Raum Pozna$ (φ = 52° 24′, $LD = 1^h 07^m.5, h₀ = 85 m) wurde eine statistische Analyse sowohl zeitlicher als auch lokaler Effekte der astronomischen Refraktion durchgeführt. Es wurden keine wahrnehmbaren Effekte zeitlicher Variationen in den höheren Atmosphärenschichten verzeichnet. Damit kann die momentane lokale Refraktion recht exakt durch die mittlere lokale Refraktion approximiert werden, die sich aus einem momentanen Brechungsindex n₀ auf dem Grundniveau bestimmt. Es gibt jedoch eine systematische Differenz zwischen der Standardrefraktion, berechnet mittels n₀, und der lokalen Refraktion. Dieser Unterschied erweist sich als recht deutlich, so da$sZ es sinnvoll ist, eine lokale Korrektur für die Standardrefraktion einzuführen. Für Poznan ist diese Korrekturgrö$sZe negativ und beläuft sich auf 0″.01 fürz₀ = 60°, 0″.1 für z₀ = 77°, 1″ für z₀ = 85°, und 3″ für z₀ = 87°. At z₀ = 82°. Für Werte grö$sZer als z₀ = 82° überschätzt die Korrektur die Varianz der stochastischen Refraktionsanomalien (Bildbewegung), die über einen Zeitraum von 60 s integriert wurde. Diese Arbeit gibt eine Antwort auf die schon lange diskutierte Frage, ob wir eine lokale reine Refraktion anwenden sollten und wenn ja, in welcher Weise.     

uvby photometry of open clusters

Für insgesamt 40 Stern im Gebiet des verfärbten offenen Haufens NGC 6871 erhieken wir eine uvby Photometric. 21 dieser Sterne klassifizierten definitely as members. From the photometric results we derived 1.2 × 10⁷ years as the cluster age, 2440 pc as its distance, and E(b - y)) = 0.348 mag as mean reddening of the cluster. From the scatter around this mean colour excess and the deviation of a subgroup of stars by more than twice the standard deviation a varible intracluster reddening in order of 0.1 mag is indicated. The value of the colour excess ratio E(b - y)/E(B - V) = 0.705 for the cluster stars leads us to the conclusion that the very broadband structure (VBS) in the spectra of the cluster stars must be very weak. Für insgesamt 40 Stern im Gebiet des verfärbten offenen Haufens NGC 6871 erhielten wir eine uvby Photometrie. 21 dieser Sterne klassifizieren wir definitiv als Haufenmitglieder. Aus den photometrischen Ergebnissen leiteten wir ein Haufenalter von 1.2 × 10⁷ Jahren, eine Entfernung von 2440 pc und eine Verfärbung E (b - y) = 0.348 mag ab. Aus der Streuung um diesen mittleren Farbexzeß und der Tatsache, daß eine Gruppe von Sternen um mehr als die doppelte Standardabweichung von diesem Wert differiert, läßt sich eine Verfärbung innerhalb des Haufens in der Größenordnung von 0.1 mag vermuten. Aus der Größe des Farbexzeßverhältnisses E(b - y )/E(B - V) = 0.705 schließen wir, daß die Breitbandstruktur (VBS) in den Spektren der Haufensterne nur sehr schwach ausgeprägt sein kann.     

Absolute Eigenbewegungen ausgewählter blauer Objekte in der Nähe des galaktischen Nordpols

Es werden absolute Eigenbewegungen von 74 blauen Objekten der Größenklassen 16_μ^m5 bis 19_μ^m5 und von weiteren 28 schwachen Sternen (17_μ^m5) in der Nähe des galaktischen Nordpols angegeben. Die absoluten Eigenbewegungen wurden in Bezug auf 45 Referenzgalaxien als Mittel aus 5 im B-System aufgenommenen Tautenburger Schmidt-Platten bestimmt. Die mittleren Fehler der Eigenbewegung für einen Stern betragen m̄ = 0_˝″0058 und m̄ = 0_˝″0069. Für ein blaues Objekt mit einer B-Helligkeit zwischen 17_m̄^m0 und 18_m̄^m0 erreichen diese Fehler die Werte m̄ = 0_˝″0059 und m̄ = 0_˝″0051, und sie vergrößern sich mit Abnahme der Helligkeit. Für 16 der untersuchten blauen Objekte konnte mit einer Wahrscheinlichkeit von 0.99 die Existenz von Eigenbewegungen nachgewiesen werden. The absolute proper motions of 74 blue objects (from 16_m̄^m5 up to 19_m̄^m5) and 28 additional faint stars (17_m̄^m5) near the galactic north pole are presented. They were derived with reference to 45 galaxies as the mean value from 5 plates taken in the B-system with the Tautenburg Schmidt telescope. The mean errors of the proper motion of a star are equal to m̄ = 0_˝″0058 and m̄ = 0_˝″0069. The errors of a blue object with a B-magnitude between 17_m̄^m0 and 18_m̄^m0 are m̄ = 0_˝″0059 and m̄ = 0_˝″0051 and increase with decreasing brightness. For 16 of the investigated blue objects it was possible to show that proper motions exist with a probability of 0.99.     

Rapidly rotating α2-dynamo models

Es werden die Ergebnisse numerischer Untersuchungen von α²-Dynamo-Modellen vorgestellt, welche sich auf einen α-Tensor der Gestalt (δ_im + α₃Ω_iΩ_m/Ω²). ( gΩ ) beziehen. Dieser Tensor liefert für α₃ = – 1 den für sehr schnelle Rotation, ω >_c, gültigen Ausdruck, wobei wir aber die zum Vergleich heranzuziehenden Frequenzen ω_c der α-aktiven Turbulenz für die einzelen Himmelskörper nicht kennen. Unsere Ergebnisse weisen der nichtaxial-aber äquatorsymmetrischen S1-Mode, für die ein in der Äquatorebene liegender magnetischer Dipol ein Beispiel darstellt, eine besondere Bedeutung zu, weil sich der zugehörige Eigenwert für α₃ = o … – 1 kaum ändert, während die Eigenwerte der anderen Doden stark anwachsen. Bei Einbeziehung der (auch beobachteten) nichtaxialsymmetrischen Moden findet man daher keine bedeutsamen Unterschiede in der Fähigkeit zur Dynamoerregung zwischen langsam und schnell rotierenden Sternen. Bemerkenswerterweise zeigen alle untersuchten nichtaxialsymmetrischen Magnetfelder ein westwärts gerichtete Driftbewegung.     

Galactic evolution with bimodal star formation. I. A simple model

Models for the history of the star formation rate are presented which essentially follow three assumptions: (i) high-mass star formation is mainly initiated by collisions of molecular clouds while low-mass stars are formed in a spontaneous mode; (ii) the bimodal IMF is responsible for the structure in the present-day mass function of nearby stars; (iii) the global molecular gas density can be described in terms of the total gas density and the metal abundance. Some properties of these models are confronted with observations in the Solar neighborhood (total density, gas fraction, OB star formation rate, star formation efficiency, present-day mass function, age-metallicity relation, white dwarf luminosity function). Special attention is given to the question of the nature of dark matter in the galactic disk within the frame of these models. Es werden Modelle für die zeitliche Entwicklung der Sternentstehungsrate vorgestellt, die im wesentlichen von drei Annahmen ausgehen: (i) Die Entstehung massereicher Sterne wird durch Kollisionen von Molekülwolken initiiert, während masseärmere Sterne spontan entstehen; (ii) Die bimodale IMF ist verantwortlich für die Strukturin der gegenwärtigen Massenverteilung der nahen Sterne; (iii) Die globale Dichte des molekularen Gases kann durch die gesamte Gasdichte und die Häufigkeit schwerer Elemente ausgedrückt werden. Einige Eigenschaften der Modelle werden mit Beobachtungsdaten der Sonnenumgebung konfrontiert (Gesamtdichte, Gasanteil, Entstehungsrate der OB Sterne, Sternstehungseffektivität, gegenwärtige Massenverteilung der Sterne, Alter-Metallgehalt Relation, Leuchtkraftfunktion weißer Zwerge). Besondere Aufmerksamkeit wird der Frage nach der Natur der dunklen Materie in der galaktischen Scheibe im Rahmen dieser Modelle gewidmet.     

On the cosmological evolution of the quasar population

Zwei ausgewählte Felder (südöstlich der Galaxie M 82 und in SA 57) werden vollständig spektroskopisch nach Quasaren durchmustert. Die (N — m)-Relation wird um 0.4 bzw. 1.6 Größenklassen in bezug auf den von KRON und CHIU (1981) bestimmten Werte erweitert. Konsequenzen für Modelle der Entwicklung der Leuchtkraftfunktion werden diskutiert.     

Observational appearance of circumstellar ionized regions and ultracompact HII regions

Im Rahmen eines entwickelten theoretischen Modells, das die Dynamik von Protosternhüllen während der Entstehung massereicher Sterne dar-stellt, werden die Hauptentwicklungsstufen von HII-Gebieten bestimmt. Es sollen charakteristische Besonderheiten der Entwicklung von HII-Gebieten um entstehende Sterne mit Leuchtkräften von und besprochen werden.     

Instellar extinction curves originated in single clouds

In der Arbeit wird gezeigt, daß zwischen den Extinktionskurven heller, relativ gering entfernter Sterne große Unterschiede bestehen, die mögficherweise dadurch verursacht werden, daß nur eine interstellare Wolke mit spezifischen Eigenschaften die Extinction verursacht. Die Unterschiede betreffen sowohl den Verlauf der Extinktionskurve als auch den R-Wen. Die Unterschiede in den Extinktionskurven sind korreliert mit den Inten-sitatsverhaltnissen der diffusen interstellaren Banden bei 578 nm und 579,7 nm. Es wird geschlußfolgert, daß sich die physikalischen Eigenschaften einzelner interstellarer Wolken stark voneinander unterscheiden und die aus den Spektren stark verfärbter Sterne gewonnenen Extinktionskurven nur einen schlecht spezifizierbaren Mittelwert der Verhältnisse in den Einzelwolken darstellen. Die abgeleiteten individuellen Extinktionskurven sollten mit theoretischen oder aus Laborexperimenten abgeleiteten Kurven verglichen werden.     

HD 134 518: A Main-Sequence Detached or a Semi-detached Eclipsing Binary?

We have analyzed PRZYBYLSKY 's (1981) photometric observations of HD 134518, an eclipsing binary with a period of 1.15 days and a β Lyrae type light curve. Performing a grid of solutions with different assumed values of the mass ratio by means of the WILSON -DEVINNEY method we have determined the photometric elements of this variable, which shows an extremely low mass ratio (q = mc/mh = 0.06) and appears as semi-detached system. The discrepancies between the WILSON -DEVINNEY solution and the WOOD solution (GIURICIN et al. 1982) are pointed out. Die photometrischen Beobachtungen PRZYBYLSKYS (1981) von HD 134 518, einem Bedeckungsveränderlichen mit P = 1^d.15 und einer β-Lyrae-artigen Lichtkurve, wurden analysiert. Mittels der WILSON -DEVINNEY -Methode wurden für verschiedene Masseverhältnisse die photometrischen Elemente des Veränderlichen bestimmt, der ein extrem niedriges Massenverhältnis (q = mc/mh = 0.06) besitzt und halbgetrennt zu sein scheint.     

Equilibrium flavor dynamics during the cosmic confinement transition

In einem thermodynamischen Modell wird die Flavor-Zusammensetzung der stark wechselwirkenden Materie während des kosmischen Confinement-Übergangs behandelt. Thermisches, mechanisches und chemisches Gleichgewicht vorausgesetzt, kann der Anteil von strange-Teilchen analysiert werden. Aufgrund des Gleichgewichts in Hinblick auf ΔS = 0 und ΔS = 1 schwache Wechselwirkungen hängen die verschiedenen Flavor-Anteile stark von dem wenig bekannten Leptonenüberschuß ab. Im Falle einer Leptonendichte (Antileptonendichte) in der Größenordnung der Baryonendichte wird der Anteil der strange-Quarks unterdrückt (hoch). In der Hadronenphase tragen die strange-Baryonen bis zu 50% des Baryonenüberschusses.     

Error Analysis for the Astrometric Determination of Absolute Proper Motions by means of a Monte Carlo Simulation

Bei der Ermittlung von Positionen und Eigenbewegungen von Himmelsobjekten wurden bisher nur Korrektionen instrumenteller und atmosphärischer Fehler durchgeführt. Meßfehler als zufällige Fehler wurden nicht berücksichtigt. Deshalb wurde eine Monte-Carlo-Simulation der Fortpflanzung dieser zufälligen Fehler bei der Berechnung der sog. mittleren Meßkoordinaten und der Eigenbewegungen vorgenommen. Als markante Größe wurde die jeweilige Standardabweichung geschäzt und ihre Abhängigkeit von auftretenden Parametern studiert. Bei dieser Methode sin die wahren Werte der betrachteten Größen bekannt (simulativ erzeugt), so daß die Fehler der berechneten Größen direkt bestimmt werden können. Es werden Rückschlüsse auf die Genauigkeit einer Einzelmessung vorgenommen.     

Pumping cycles of cosmic masers: sense and methods of investigation

In der vorliegenden Arbeit werden die Grundsätze einer Ermittlung und Analyse der Wege des Populationstransports zwischen den Energieniveaus von Quantensystemen dargestellt. Unter Benutzung von Monte-Carlo-Rechnungen wird gezeigt, daß die Zyklenzahl des Pumpens von kosmischen Masern sehr groß sein kann. So sind z. B. etwa 2 ± 10¹³ Zyklen notwendig, um 75% des Populationstransports zwischen den Maserniveaus 6₁₆ - 5₂₃ von H₂O in einem Zwei-Temperatur-Gas zu erklaUren. Zur Bestimmung des thermodynamischen Typs des Pumpmechanismus wird vorgeschlagen, den Grad der Beteiligung verschiedener Zyklenarten im allgemeinen Populationsaustausch zwischen den Maserniveaus zu verwenden. Die Art des Zyklus wird durch die Natur der resultierenden Populationsübertragung in ihren steigenden (Energiequellen) und fallenden (Energiesenken) Übergängen bestimmt. Die Natur des Übergangs ist dann gegeben, wenn die resultierende Energieübertragung durch einen bestimmten Prozeß die aller anderen wesentlich übersteigt. Die Kenntnis über die Beteiligung einzelner Niveaus und Übergänge erlaubt es, die Vollständigkeit der Niveaus und Übergänge, die bei den kinetischen Untersuchungen berücksichtigt wurden, festzustellen.     

Molecular maser radio emission in the environment of young stellar objects (Review)

Es wird ein kurzer Überblick über die Eigenschaften von Molekülmasern in Sternentstehungsgebieten gegeben. Verschiedene Typen von Quellen, ihre Struktur und Veränderlichkeit werden diskutiert. Eine Erklärung der mit einer Zeitskala von einigen Tagen veränderlichen H₂O-Maser in der Cep-A-Maserquelle innerhalb des Modells der Energiediffusion in einer Maserwolke ist schwierig. Es wird deshalb eine andere Möglichkeit vorgeschlagen und analysiert. Ein H₂O-Maserausbruch kommt möglicherweise durch die Verstärkung eines starken nichtthermischen Radioaus-bruchs von einem magnetisch aktiven Zentralstern (z. B. einem T Tauri-Stern) durch einen anfangs ungesättigten H₂O-Maser zustande. Ein Beobachtungstest wird vorgeschlagen.     

Nonlinear dynamo effects for an inhomogeneously turbulent rotating fluid

Im Rahmen der Magnetohydrodynamik der mittleren Felder werden die turbulenzbedingte elektromotorische Kraft und der turbulenzbedingte Spannungstensor für eine leitende Flüssigkeit mit inhomogener Turbulenz auf einem rotierenden Körper berechnet. Dabei wird der Einflu$sZ des Magnetfeldes auf der Turbulenz berücksichtigt. So erscheinen nichtlineare Effekte bei den Vorgängen, die für das Vorhandensein von Magnetfeld und differentieller Rotation verantwortlich sind; die dafür ma$sZgebenden Koeffizienten sind Funktionen des Magnetfeldes. Die Nichtlinearitäten werden bis zur zweiten Ordnung im mittleren Magnetfeld (d. h. als schwache Nichtlinearitäten) erfa$sZt. Der $aL-Effekt beim $aL$OM-Dynamo erleidet sowohl bei langsamer als auch bei rascher Rotation eine Schwächung durch das Magnetfeld. Es werden einige astrophysikalische Anwendungen der Ergebnisse erörtert. Insbesondere wird auf die Möglichkeit hingewiesen, da$sZ die bei der Sonne beobachteten Torsionsschwingungen als Folge des im Aktivitätszyklus schwankenden magnetischen Einflusses auf den für die differentielle Rotation ma$sZgebenden A-Effekt erscheinen.     

Optical properties of inhomogeneous media: T-matrix approach (Review)

In der vorliegenden Arbeit wird eine Übersicht darüber geben, wie man die effektive dielektrische Funktion, welche die optischen Eigenschaften heterogener Medien charakterisiert, berechnet. Für Inhomogenitäten kleiner als die Lichtwellenlange kann das entsprechende quasielektrostatische Problem in eine Integralgleichung umgeformt werden, welche die Anwendung des von der Festkörpertheorie her bekannten T-Matrix-Formalismus zur Berechnung von gestattet. Es werden unterschiedliche Näherungen für die T-Matrix diskutiert, die zu unterschiedlichen Effektiv-Medium-Theorien wie die Näherung der mittleren T-Matrix (ATA) oder die Näherung des kohärenten Potentials (CPA) führen.     

On the universality of initial mass function of open star clusters

Die photometrische Untersuchung einer Reihe offener Sternhaufen mit einem Alter von weniger als 10⁹ Jahren bestätigt die Hypothese über die Einheitlichkeit der Nullalter-Leuchtkraftfunktion von offenen Sternhaufen.     

On the relation between activity and rotation in main-sequence stars

Es wird ein modifizierter Index für das chromosphärische Aktivitätsniveau bei Sternen, A'_Call, vorgeschlagen. Dieses wird auf Grund der in den H und K Ca II-Linienkernen gemessenen Strahlungsflußdichte berechnet, ist aber im Unterschied zu anderen bekannten Indizes frei vom Einfluß der Sternfarbe. Die Anwendung des neuen Indexes führt zu einer modifizierten Aktivität-Rotation-Beziehung bei Sternen im unteren Teil der Hauptreihe. Es ist nachgewiesen, daß im Koordinatensystem log A'_Call, log Ro (Ro ist die Rossby Zahl) F-M-Sterne einer allgemeinen Beziehung mit dem Parameter α = 1.6 gehorchen. Die Kurve weist keine Zeichen von Aktivitätssättigung bei Sternen mit niedrigen Rossby-Zahlen auf, aber das Aktivitätsniveau strebt gegen einen konstanten Wert bei langsam rotierenden Sternen mit dünnen Konvektionszonen.     

Carbon altotropic composition of interstellar grains

Extinktionskurven für Kern-Mantel-Teilchen und für Vielkernteilchen, die allotrope Kohlenstoffmodifikationen enthalten, werden mit Extinktionsbeobachtungen der Sterne R CrB und R Y Sgr im fernen UV sowie mit der interstellaren Extinktion verglichen. Wir zeigen, daß dieses Teilchenmodell mit der beobachteten Extinktion im fernen UV verträglich ist, finden jedoch, daß nur Teilchen, in denen amorpher Kohlenstoff von Graphit ist, die interstellare Extinktionskurve und die der R-CrB-Sterne gut wiedergeben.