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 interpretation of the variations of the magnetic core-mantle coupling torques and the core drift rate

The influence of recently computed axial magnetic core-mantle coupling torques on the Earth's rotation was investigated. These torques derived from poloidal geomagnetic field within the mantle and at the core-mantle boundary are retarding torques. An accelerating torque due to the action of unknown parts of the core field was estimated by inverse solution of the equation of the mantle rotation for the periodic variations of the quantities of the magnetic field and the length of day. The variations of the drift rate of the Earth's core were compared with those of the mantle rotation velocity for a force-free Earth. The time constants of the coupling process were estimated and discussed in connection with the magnetic coupling of the mantle with an upper core layer. Der Einfluß kürzlich berechneter axialer Kern-Mantel-Kopplungsmomente auf die Erdrotation wurde untersucht. Diese Lorentz-Drehmomente, abgeleitet vom poloidalen geomagnetischen Feld im Mantel und an der Kern-Mantel-Grenze, sind retardierende Momente. Ein beschleunigendes Drehmoment, das der Wirkung unbekannter Feldanteile zugeordnet wird, wurde durch inverse Lösung der Mantelrotationsgleichung für die periodischen Variationen der Magnetfeldgrößen und der Tageslänge abgeschätzt. Die Variationen der Kerndriftgeschwindigkeit wurden mit denen der Mantelrotationsgeschwindigkeit für eine kräftefreie Erde verglichen. Die Zeitkonstanten des Kopplungsprozesses wurden ermittelt und im Zusammenhang mit der magnetischen Kopplung des Mantels mit einer oberen Kernschicht 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.     

On theories of gravitation in which the dynamical equations do not follow from the field equations and the Birkhoff Theorem

In nicht-Einsteinschen Gravitationstheorien gilt das Birkhoff-Theorem im allgemeinen nicht mehr. Es wird gezeigt, daß in Theorien, in denen die dynamischen Gleichungen nicht aus den Feldgleichungen folgen, zeitabhängige Vakuumlösungen nötig sind, um nichtstatische kugelsymmetrische inkohärente Materieverteilungen anschließen zu können. Für die Trederschen Tetradentheorien wird gezeigt, daß solche Lösungen existieren und der Anschluß stetig und eindeutig möglich ist In Verallgemeinerung dieser Ergebnisse wird untersucht, in welchen Gravitationstheorien die dynamischen Gleichungen nicht aus den Feldgleichungen folgen. Dies führt auf nicht-Einsteinsche Theorien, wie bimetrische Theorien oder Tredersche Tetradentheorien, die zusätzliche geometrische Größen enthalten, die nicht dynamische Variable der Theorie sind.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

Numerical simulation of colour equations for the uvby system

The results of numerical simulation of colour equations of uvby photometry for filter-defined bandpasses are presented. It is shown that linear transformation equations to the standard system are valid for instrumental systems deviating by no more than 2.5 nm in peak transmission wavelengths. The comparison with the results of observations is satisfying. Im Ergebnis einer numerischen Farbgleichungssimulation im uvby-System wird nachgewiesen, daß für Instrumentensysteme mit Abweichungen der Wellenlängen maximaler Transmission bis zu 2.5 nm gegenüber den Standardwerten eine lineare Transformation möglich ist. Der Vergleich mit Beobachtungsresultaten zeigt eine gute Übereinstimmung.     

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.     

Neutron stars with orbiting light?

We show that the space-time of nonsingular final states of collapse is not necessarily asymptotically simple and empty (although presently favoured nuclear equations of state seem to lead to this class at least in the spherical case). The other possibility is a neutron star which can keep light on closed orbits. Wir zeigen, daß nichtsinguläre Endzustände eines Kollapses nicht notwendigerweise asymptotisch einfach und offen sind (wenngleich heute übliche nukleare Zustandsgleichungen wenigstens im sphärischen Falle zu dieser Klasse führen). Der andere Fall ist ein Neutronenstern, der Licht auf einer geschlossenen Bahn halten kann.     

The wave equation in a curved space-time: On the consistency of the perturbation expansion about minkowski metric

Eine skalare Wellengleichung wird auf dem Hintergrund eines speziellen Bianchi-Typ-I-Universums, wofür ihre zeitsymmetrische Greensche Funktion exakt angegeben werden kann (NARIAI 1977), betrachtet. Die explizit bekannten Bauelemente dieser Greenschen Funktion werden bis zu einer gewissen Ordnung eines Parameters entwickelt, der die Abweichung der Bianchi-Typ-Metrik von der Minkowskischen markiert. Es wird gezeigt, daß das Resultat mit demjenigen zusammenfällt, das man erhält, wenn man die Bauelemente für die spezielle Bianchi-Typ-I-Metrik nach allgemeinen, durch ein Lorentz-invariantes Störungsverfahren früher (SYNGE 1960, JOHN 1972, 1975) gewonnenen Näherungsformeln in der entsprechenden Ordnung in ε berechnet.     

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.     

K 23 — a spatially isolated low surface brightness dwarf galaxy?

Wir möchten aufmerksam machen auf den relativ seltenen Fall einer anscheinend “isolierten” sphärischen Zwerggalaxie K 23 (α = 02^h40^m.5, δ = +16·31'). Am 6 m-Teleskop aufgenommene Platten wurden mit einem Microdensitometer abgetastet und die photometrischen Parameter sowie die Parameter eines angepaßten King-Modells bestimmt. Danach ist K 23 den bekannten Prototypen in der Lokalen Gruppe und der M81-Gruppe sehr ähnlich. Eine Analyse der räumlichen Galaxienverteilung zeigt, daß K 23 wahrscheinlich in der Brücke liegt, die den Lokalen Superhaufen mit dem Perseus-Pisces-Superhaufen verbindet, also nicht wirklich räumlich isoliert ist.     

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 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.