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.     

Surface distribution of the luminous and early-type emission stars in the OB Vulpecula associations

Die Flächenverteilung von hellen und frühen Emissionssternen in der Milchstraße in Vulpecula wurde erhalten. Die Ergebnisse deuten auf Inkonsistenz der Gebiete größter Konzentration dieser Sternarten mit den veröffentlichten Positionen von OB-Assoziationen.     

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.     

Properties of circumstellar silicate dust (Review)

Es wird eine Übersicht über den gegenwärtigen Stand des Wissens über die Eigenschaften des zirkumstellaren Silikatstaubes gegeben. Nach der Darstellung der Entdeckungsgeschichte werden die Objekte zusammengestellt, in deren Spektren Silikatbanden beobachtet werden. Der Zusam-menhang zwischen den optischen Eigenschaften der Silikatteilchen und der Struktur der zirkumstellaren Hüllen bei der Bestimmung der ausgesandten Infrarotstrahlung wird analysiert, und alle wichtigeren Untersuchungen von Staubhüllen mit Silikatteilchen werden zusammengetragen. Wir diskutieren die optischen Eigenschaften des zirkumstellaren Silikatstaubes, wobei die amorphe Struktur besonders betont wird. Abschließend wird auf die Bedeutung von Feinstrukturen innerhalb der 10-μm-Bande, die bei verschiedenen Objekten beobachtet wurden, eingegangen.     

A numerical study on turbulent heat transfer in convective envelopes

Mittels einer zweidimensionalen Temperaturgleichung bearbeiten wir numerisch das bekannte Wärmeleitungsproblem der Sonne In die Konvektionszone tritt von unten ein sphärisch-symmetrischer Energiestrom ein, der an der Oberfläche gemäß dem Stefan-Boltzmann-Gesetz abgestrahlt wird. Meridionale Zirkulationen dürfen zusätzlich auftreten, Strahlungseinflüsse nicht. Der turbulente Leitfähigkeitstensor bei Rotation wurde mittels einer SOCA-Methode für die einfachsten Turbulenzen ausgerechnet. Die resultierende Pol-Äquator-Differenz der Temperatur hängt von den verwendeten Profilen von Turbulenzleitfähigkeit und Korrelationszeit ab. Sie bleiben nur klein für nahezu konstante Leitfähigkeit oder starke Verkürzung der Zeiten in oberflächennahen Bereichen. Ohne diesen letzteren Effekt würde man breitenabhängige mittlere Temperaturen auf der Sonnenoberfläche beobachten; daß dies nicht der Fall ist, sollte mit der Verringerung des Einflusses der Rotation in den äußeren Bereichen der Konvektionszone der Sonne zu tun haben.     

Long-term behaviour of the stellar brightness in eclipsing minima of SV Cam

Es wird das zeitliche Verhalten der Helligkeit in den zentralen Bedeckungen beider Komponenten von SV Cam – beobachtet zwischen 1973 und 1980 durch PATKOS – analysiert, um das von Busso u. a. aus Helligkeitsvariationen außerhalb der Bedeckungen abgeleitete Sternaktivitätsmodell für diesen Stern zu testen. Ihre Entdeckung eines Zyklus von ungefähr 10 Jahren bestätigt sich aus den Beobachtungen im Hauptminimum, wogegen aus den Beobachtungen des Nebenminimums eine eindeutige Feststellung der Zykluslänge nicht möglich war. Es ist klar erkennbar, daß der Zyklus von Kurzzeitfluktuationen überlagert wird, welche in charakteristischen Zeiten von einigen Tagen bis hin zu Monaten verlaufen. Diese Fluktuationen sind nicht nur während des Hauptminimums, sondern auch während des Nebenminimums zu beobachten. Korrelationen zwischen den Fluktuationen zu diesen beiden Bahnphasen sprechen dafür, daß die Primärkomponente im System SV Cam den Hauptbeitrag zu den beobachteten Helligkeitsvariationen liefert.     

The quasar population density as a result of the formation rate and the evolutionary pathes. I. Analytical formulas and numerical simulations

Wir verallgemeinern die Kontinuitätsgleichung von CAVALIERE et al. (1971) für den Fall, daß die Leuchtkraftentwicklung nicht nur von der aktuellen Leuchtkraft abhängt. Wir zeigen, daß einfache Fälle (monomiale Entstehungsraten) integrierbar sind und vergleichen einige interessante Merkmale. Testverfahren und die Einbeziehung der Beobachtung sind in Vorbereitung.     

Oscillatory motions in the sun corresponding to the solar cycle

Die mittleren Geschwindigkeiten, abgeleitet aus den Eigenbewegungen von Sonnenfleckengruppen, zeigen ein ähnliches Verhalten wie die von HOWARD und LABONTE (1980) gefundenen Torsionschwingungen und haben ebenfalls eine meridionale Komponente, die mit dem Sonnenzyklus variiert. Berechnungen der Lorentzkraft aus kinematischen Dynamomodellen zeigen, daß beide Komponenten eine natürliche Konsequenz eines in der Sonnenkonvektionszone wirkenden αω-Dynamos sind.     

An apparent highly sheared magnetic field structure generated by a subphotospheric current system

Unter Ausnutzung von Potsdamer Vektormagnetogrammen und einem Kraftfrei-Modell haben wir die Magnetfeldstruktur der aktiven Region BBR 18474 des 15.Juli und 16. Juli 1982 untersucht. Durch den Vergleich der Azimute des Stromfrei-Modell-Magnetfeldes in dem Zentralteil dieser aktiven Region mit den aus den Beobachtungen bestimmten Azimutwerten finden wir eine gute qualitative Übereinstimmung. Zusätzliche frühere Resultate haben gezeigt, daß die Erscheinung der stark gescherten Magnetfeldstruktur in der Nähe der Neutrallinie im Zentralteil dieser aktiven Region ein Pseudoeffekt sein kann, der durch ein subphotosphärisches Stromsystem erzeugt wird.     

A method for modelling the surface of irregular celestial bodies

Die Funktion R9 der Oberfläche von unregelmäßigen Himmelskörpern (kleine Monde wie Phobos und Deimos, Kometenkerne oder kleine Asteroiden) wird nach Kugelfunktionen entwickelt. Es wird eine Methode angegeben, nach der die Entwicklungskoeffizienten durch Vergleich der berechneten Konturen mit den Konturen bestimmt werden, die aus einer Folge von Abbildungen des Körpers gewonnen wurden. Bei gegebenen Entwicklungskoeffizienten kann diese Methode für Orientierungssysteme von Raumschiffen beim Anflug auf den Himmelskörper verwendet werden. Weiterhin können physikalische Größen, wie das Volumen, die Schwerpunktskoordinaten, Trägheitsmomente und Gravitationsfeld analytisch berechnet werden. Unter der Voraussetzung, daß das Gravitationspotential experimentell bestimmt werden kann, wird eine Methode zur Berechnung des radialen Dichteprofiles des Körpers beschrieben.     

Photometric and Spectroscopic Study of the Variable Star ET And

The short-periodic spectroscopic and photometric variations and the frequency ratio of 1:2 suggest the existence of a triple system for ET And, though some serious difficulties continue to exist in explaining all observational facts. Assuming a triple, the observable star is the primary of a very close, ellipsoidal binary system. Under this assumption the star cannot be a main-sequence B9 star as usually assumed. It should be a star located in the domain of the horizontal branch stars in the HR diagram possessing a thin and expanding envelope. Spektroskopische und photometrische Beobachtungen des variablen Sterns ET And wurden in den Jahren 1981/82 ausgeführt. Zusätzlich zu der bekannten periodischen Variation der Radialgeschwindigkeit von 48.308 Tagen, hervorgerufen durch einen Begleiter und der wahrscheinlich von der Rotation des Sterns herrührenden photometrischen Periode von 1.61883 Tagen, existieren weitere periodische Variationen. So variieren die Radialgeschwindigkeiten mit einer Periode von 0.1989 Tagen und die photometrischen Werte mit der Hälfte dieses Wertes, d. h. mit 0.0994 Tagen. Die Minima der Helligkeit koinzidieren mit den Extrema der Radialgeschwindigkeiten. Die Radialgeschwindigkeitskurve weicht etwas von der Harmonischen ab; die Werte steigen rascher an, als sie abfallen. Das gleiche Verhalten liegt auch für den entsprechenden Teil der Lichtkurve vor. Die kurzperiodischen spektroskopischen und photometrischen Variationen und das Frequenzverhältnis 1:2 legen die Existenz eines Dreifachsystems für ET And nahe, obwohl für die Erklärung aller Beobachtungswerte einige ernste Schwierigkeiten fortbestehen. Vorausgesetzt der Stern sei ein Dreifachsystem, dann ist der beobachtete Stern die Hauptkomponente eines sehr engen ellipsoidalen Systems und kann nicht ein Hauptsequenz-B9-Stern sein, wie allgemein angenommen wird. Vermutlich handelt es sich bei ET And um einen Vertreter der Gruppe der Horizontalsterne im HR-Diagramm, welcher noch eine dünne, expandierende Hülle besitzt.     

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).     

Binaries in the vicinity of the open cluster IC 4665.I. V 378 Oph

Erste Ergebnisse unseres Programms zur Untersuchung von Doppelsternen, die mögliche Mitglieder von offenen Sternhaufen sind, werden vorgestellt. Daneben wurde die Verteilung von spektroskopischen Variablen und Bedeckungsveränderlichen in der weiteren Umgebung des offenen Haufens IC 4665 ermittelt. Desweiteren wird über eine photometrische Studie des Variablen V 378 Oph berichtet. Über dieses Objekt gibt es, den Helligkeitswechsel betreffend, widersprüchliche Daten. Unsere Beobachtungen bestätigen, daß V 378 Oph ein Doppelstern vom Typ ß Lyrae ist. Seine Periode wurde bestimmt und eine mittlere Lichtkurve ermittelt. Es wird auf einige Besonderheiten hingewiesen, die zusätzliche lichtelektrische und photometrische Beobachtungen erfordern. Anschließend wird diskutiert, ob V 378 Oph zu Mel 186 (Cr 359) oder IC 4665 gehört.     

On a simple model for self-regulating star formation in the galactic disk

Sternentstehung in Galaxien ist ein Prozeß mit Rückkopplung zum interstellaren Medium (ISM) und möglicherweise ein Teil eines selbstregu-lierenden Zyklus. DOPITA (1985) hat ein Modell vorgeschlagen, in dem Sternentstehung in Spiral- und irregulären Galaxien über den Druck im ISM selbstregulierend wirkt. In der vorliegenden Arbeit wird gezeigt, daß die verfügbaren Daten für die radialen Verteilungen von Gas, Gesamtmasse und Lymankontinuumphotonenfluß in der Scheibe unserer Galaxis dieses einfache Modell nicht stützen. Verschiedene mögliche Ursachen werden diskutiert.     

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.     

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.     

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.     

Beobachtungen Kleiner Planeten. VIII

Es wird eine Übersicht gegeben über die im Jahr 1987 auf Tautenburger Schmidtplatten gefundenen Kleinen Planeten. Es wurden 290 Objekte entdeckt und für diese 845 Positionen gerechnet. Es handelt sich um 75 numerierte Objekte, von denen drei auf der kritischen Liste von EMP 1988 stehen, sowie um 215 Planetoiden mit provisorischen Bezeichnungen. Von letzteren erhielten 191 neue Bezeichnungen. Für 17 im Berichtszeitraum numerierte Planeten haben Tautenburger Beobachtungen einen Beitrag geleistet. Darunter sind zwei in Tautenburg entdeckte Planetoiden: 1967 GF1 erhielt die Nummer (3539) und den Namen Weimar, der Trojaner 1973 UF5 die Nummer (3540) und den Namen Protesilaos. A summary is given about the Minor Planet survey performed in 1987 on Tautenburg Schmidt plates. There were discovered 290 asteroids and calculated 845 positions for them. These are 75 numbered objects and 215 asteroids with provisional designations, 191 of them have new designations. Tautenburg observations could give a tribute to 17 planets numbered in the period of this report, including two asteroids discovered in Tautenburg: 1967 GF1 received the number (3539) and the name Weimar, the Trojans 1973 UF5 the number (3540) and the name Protesilaos.     

Solar magnetism: Observation and theory

Der erste Teil dieser einführenden Übersicht behandelt die Konzentration magnetichen Flusses zu kleinen Elementen, die hohe elektrische Leitfähigkeit und die überadiabatische Schichtung als Hauptursachen dafür, die Beziehung dieser „Flußröhren”︁ zum mittleren Feld, und die Beobachtung des letzteren. Im zweiten werden Näherungen und Erfolge der kinematischen Dynamotheorie mittlerer Felder diskutiert. In der Form des αω-Dynamos kann dieser Theorie Umpolungen, Zonenwanderung, Dipolsymmetrie und andere Eigenschaften des mittleren Sonnenfeldes erklären. Im dritten Teil wird der Aufstieg magnetischen Flusses aus der solaren Konvektionszone besprochen. Der tiefste Teil dieser Zone, oder eine Übergangsschicht unter ihr, kommt als Scherungszone des Dynamos am ehesten in Frage. Weitere dynamische Eigenschaften des solaren Magnetismus werden im vierten Teil diskutiert, insbesondere Modelle von Grenzyklen und chaotische Modelle, und im Zusammenhang damit die Frage der Phasentabilität des Sonnenzyklus.     

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.