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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

A note on some unusual velocity values of the Be star o And

Die Radialgeschwindigkeiten für die Ca II (K)-, Na (D)- und Balmer-Linien wurden für den Be Stern o And bestimmt. Die zeitlichen Variationen der Geschwindigkeiten, besonders die der Ca II (K)-Linie, können durch die Existenz eines Begleiters erklärt werden.     

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.     

Long periodic variations of magnetic stars caused by precession

Über lange Zeiten erstreckte Beobachtungen einiger Ap-Sterne ergeben deutliche säkulare Variationen der effektiven magnetischen Feldstärke, welche – neben anderen Interpretationsmöglichkeiten – auf die Präzessionsbewegung des Sterns zurückgeführt werden können. Die Präzession eines durch Rotation abgeflachten Sterns wird durch die Orbitalbewegung eines Begleiters mit einer gegen die Rotationsachese des Sterns geneigten Bahnebene oder durch Rotation der inneren gegenüber den äußeren Schichten des Sterns um unterschiedlich geneigte Achsen verursacht.     

Models of dusty envelopes around Vega-like stars

Einfache Entwicklungsmodelle der Staubhüllen um Wega, die Sonne, β Pictoris und Ross 128 werden konstruiert. Die Infrarotspektren dieser Hüllen werden unter der Annahme berechnet, daß der Minimalradius der Teilchen durch den Poynting-Robertson-Effekt bestimmt wird, während ihr Wachstum bis zur maximalen Größe durch Koagulation erfolgt. Ein Vergleich mit den Beobachtungen der Staubhüllen durch IRAS zeigt, daß das Modell die Grundzüge der Entwicklung protoplanetarer Scheiben zufriedenstellend beschreibt.     

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.     

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.     

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.     

Total-to-selective extinction ratio in nearby and distant objects

In an area of nearly 23.1 square degrees centered at α(1950) = 23^h57^m and δ(1950) = + 59δ48' magnitudes, colors, and spectral classes were determined for 1419 stars brighter than m_pg = 13^m.00. Star counts were made in this area for all objects brighter than m_pg = m_pv = 15^m.5. Altogether 50585 stars were included in the pv counts. The original photographic data have been transformed to the B, V system. From star counts the ratio of total-to-selective extinction was derived to be R ≉ 4.0 ± 0.2. It depends on the distance to the stars under consideration as well as on the surface density of the objects inside the considered region. In einem Gebiet von annähernd 23.1 Quadratgrad mit den Mittelpunktskoordinaten α(1950) = 23^h57^m und δ(1950) = 59°48' werden für 1419 Sterne heller als m_pg = 13^m.00 Helligkeiten, Farben und Spektraltypen bestimmt. Sternzählungen in Helligkeitsintervallen m_pg und m_pv wurden für alle Objekte heller als m_pg = m_pv = 15^m.5 durchgeführt. Für diese 50585 Sterne wurden die gemessenen photographischen und photovisuellen Helligkeiten in das B, V-System transformiert. Im Ergebnis dieser Sternzählungen wurde ein Wert von R ≉ 4.0 ± 0.2 abgeleitet. Er hängt sowohl von der Entfernung der betrachteten Objektgruppen als auch von der Flächendichte der Sterne innerhalb der Region ab.     

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.     

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.     

The electric potential on dust particles in comets and in interplanetary space

We calculate the electric surface potential reached by small dust particles in cometary atmospheres and in interplanetary space. Plasma temperature and density are varied over a wide range; a two component plasma of ions and electrons in thermodynamic equilibrium is assumed. The calculations are performed for three types of grains whose photoelectric and secondary electron emission yield are choosen to cover about the range expected for real dust. Results for vanishing secondary electron emission are given for comparison. At the beginning, a short review of the theoretical formulation and the main assumptions are presented. Wir berechnen das Oberflächenpotential kleiner Staubteilchen im Plasma einer Kometenatmosphäre und im interplanetaren Raum. Die Plasma-parameter Temperatur und Dichte werden in einem weiten Bereich variiert, es wird jedoch stets thermodynamisches Gleichgewicht zwischen Elektronen und Ionen eines Zweikomponentenplasmas angenommen. Die Rechnungen werden für drei Teilchenmaterialien ausgeführt, deren Photo-effekt und Sekundärelektronenausbeute etwa den an realen Staubteilchen vorkommenden Bereich überdecken dürften; zum Vergleich werden auch die Ergebnisse bei vernachlässigbarer Sekundärelektronenausbeute mitgeteilt. Eine kurze Zusammenfassung der theoretischen Grundlagen und der wesentlichen Voraussetzungen ist den Rechnungen vorangestellt.     

Luminosity Profiles of 6 Dwarf Galaxies in the M 81/82 Group

Für 6 Zwerggalaxien sehr geringer Flächenhelligkeit aus der M81-Gruppe werden die wichtigsten photometrischen Parameter ermittelt. Zum ersten Mal werden Helligkeitsprofile extremer Zwerggalaxien außerhalb der lokalen Gruppe angegeben. Die Profile werden sehr viel besser durch ein Exponentialgesetz als durch das r1/4-Gesetz wiedergegeben. Zwischen irregulären und sphärischen Zwerggalaxien konnten keine signifikanten Unterschiede im Profil gefunden werden.     

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.     

Some observational results on long-time variability of stars with magnetic fields

Ziel dieser Arbeit ist die Zusammenfassung von langzeitigen Phänomenen magnetischer Sterne, die am Potsdamer Observatorium erhalten wurden. Die betrachteten magnetischen Sterne sind γ Equ, HD 9996, 53 Cam, 52 Her und v Cep. Viele Ergebnisse wurden schon publiziert; hier sollen die Resultate zusammengefaßt und durch neue Details vervollständigt werden.