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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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 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.     

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.     

Analysis and results of cooperative magnetographic measurements III. Vertical gradients of the magnetic field in the sunspot photosphere

We compare vertical gradients of sunspot magnetic fields which were derived for the first time from nearly simultaneous vector magnetograms. The measurements were obtained in the photospheric lines Fe I 5250 and Fe I 5253 by the vector magnetographs of the Sayan-Observatory (Irkutsk) and the Solar Observatory “Einsteinturm”. The gradients derived from the different measurements show a good correspondence with respect to the numerical values as well as to the morphological structure of the distributions in the magnetograph's field of view. In the umbral region of the spot the vertical gradients amount to about 0.32 Gkm^-1 indicating that the umbral field can extend with strong field strengths into chromosphere and corona. A circle-like area with opposite sign to the umbral gradient was found on the boundary between penumbra and surrounding photosphere. The physical significance of this area should be the goal of further observations and interpretations. Wir vergleichen Vertikalgradienten des Magnetfeldes von Sonnenflecken, die erstmals aus fast simultan aufgenommenen Vektormagnetogrammen abgeleitet wurden. Die Messungen erfolgten unter Verwendung der photosphärischen Linien Fe I 5250 Å und Fe I 5253 Å mit den Vektormagnetografen des Sayan-Observatoriums (Irkutsk) und des Sonnenobservatoriums “Einsteinturm”. Die aus den verschiedenen Messungen ermittelten Gradienten zeigen sowohl hinsichtlich der numerischen Werte als auch bezüglich der morphologischen Struktur ihrer Verteilung im Bildfeld der Magnetografen eine gute Übereinstimmung. Im Kern des Flecks erreicht der Vertikalgradient 0,32 g kin^-1. Das weist darauf hin, daß sich das umbrale Feld mit hoher Feldstärke bis in die Chromosphäre und Korona erstrecken kann. Ein kreisförmiges Gebiet mit entgegengesetztem Vorzeichen zum umbralen Gradienten ist an der Grenze zwischen Penumbra und umgebender Photosphäre zu finden. Die physikalische Bedeutung dieses Gebietes soll durch weitere Beobachtungen und Auswertungen geklärt werden.