Search for nonpotential features in the magnetic field of the solar active region SD 135 on 1984 June 4

Wir untersuchten die Struktur des Magnetfeldes in der relativ kleinen und einfachen solaren aktiven Region SD 135/1984 in der frühen, relativ ruhigen Phase am 24. Juni. Für diese Arbeit nutzten wir die Daten des Vektormagnetografen des SibIZMIR und Resultate von Modellrechnungen in der stromfreien Näherung. Wir haben das gemessene Magnetfeld mit dem Transversal-Feld der Modellrechnung verglichen. Wir konnten keinen signifikanten Nonpotential-Effekt größer als im Niveau der Sensitivität des Transversal-Magnetfeldes B_T 200 G finden. Wir schluß-folgern daher, daß die globale Magnetfeldstruktur in der untersuchten solaren aktiven Region nahezu eine Potentialstruktur besaß. Die Effekte der Entwicklung der aktiven Region auf die Magnetfeldstruktur scheinen vernachlässigbar zu sein.     

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.     

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.     

Pyroxene glasses — candidates for the interstellar silicate dust component

Experimentelle Arbeiten, die von der Universitäts-Sternwarte Jena in Zusammenarbeit mit chemischen Institutionen durchgeführt wurden, haben gezeigt, daß Pyroxengläser vielversprechende Kandidaten zur Identifizierung von Silikatstaubteilchen in der Umgebung sehr junger Objekte in Molekülwolken, z. B. BN-Objekten und T-Tauri-Sternen, sind. Die Wichtigkeit dieser Experimente besteht darin, daß sie die zur Modellierung der Quellen benötigren optischen Daten liefern und daß sie es ermöglichen, die mineralogische Beschaffenheit des Teilchenmaterials zu verstehen. In dieser Arbeit werden die Schritle, die in der jüngsten Zeit von der Jenaer Staubarbeitsgruppe in beide Richtungen unternommen wurden, beschrieben.     

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.     

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.     

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.     

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.     

Note on the orbit of the magnetic star 53 Cam

Ausgehend von den bekannten spektroskopischen Bahnelementen von 53 Cam wurden die Positionen des Begleiters für die Zeiten der Speckle-Beobachtungen berechnet und mit den beobachteten Positionen verglichen. Bei Berücksichtigung der Doppeldeutigkeit in der Speckle-Interferometrie lassen sich die Beobachtungen mäßig gut darstellen bei einer Neigung von näherungsweise 45° zwischen Bahn- und Tangentialebene.     

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.     

Determination of dust properties and magnetic fields from polarimetric and photometric observations of stars (Review)

Verschiedene Modelle zur Darstellung der interstellaren Extinktion und Polarisation werden betrachtet. Dabei wird den Ausrichtungsmechanismen, wie dem Davies-Greenstein-Mechanismus und der Ausrichtung durch suprathermische Rotation, und ihren Näherungen besondere Aufmerksamkeit zu teil. Es wird geschlußfolgert, daß die Größe der Staubteilchen sowie die Starke und Richtung des interstellaren Magnetfeldes aus den Extinktions- und Polarisationsdaten abgeschätzt werden können. Die Anwendung der theoretischen Ergebnisse auf Sterne in der galaktischen Ebene wird erörtert.     

On the Behaviour of Test Matter in the Neighbourhood of Caustics of Homogeneous Cosmological Models

Für die BIANCHI -Typen I, V, VII_O, VIII und IX wird unter Benutzung potenzartiger Asymptoten für die Metrik die geodätische Fokussierung von skalarer Testmaterie in der Umgebung der kaustischen Singularität dieser Modelle feldtheoretisch behandelt. Man findet in allen BIANCHI -Typen eine Brennpunktsbeugung vor. Das Beugungsfeld wird von Auslöschungsflächen bzw. Auslöschungslinien begrenzt. Die dadurch definierte Form und das Intensitätsverhalten des Beugungsfeldes hängt von der Struktur der Gravitationslinse ab.     

Polarized light from circumstellar dust: observations and models

Es werden zwei Modelle der bikonischen Staubnebel mit einem undurchsichtigen Staubtorus in der Symmetrieebene vorgestellt: ein Modell mit Staub im ganzen Doppelkegelraum (A) und ein “leeres” Modell mit einer Staubschicht an der Oberfläche dieses leeren Raumes (B). Die Helligkeits-verteilung an der Oberfläche und die Polarisation des emittierten Lichts werden mit Hilfe einer Monte-Carlo-Simulation des Strahlungstransports im Nebel berechnet. Die Ergebnisse der Berechnungen zeigen charakteristische Merkmale, wie sie auch bei einigen kompakten Reflexionsnebeln zu beobachten sind.     

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.     

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.     

Completeness and reliability of star counts from microphotometer scannings

Wenn drei Platten des gleichen Feldes für die Abtastung mit einem Mikrophotometer zur Verfügung stehen und Sternkataloge aus den Abtastungen zusammengestellt werden, dann lassen sich Vollständigkeit und Zuverlässigkeit dieser Kataloge und die wahren Sternzahlen als Funktionen de Helligkeit oder anderer Parameter ableiten bis zur Plattengrenze. Ein Anwendungsfall wird beschrieben.     

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.     

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.     

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.