Einfluß verbesserter Deklinationswerte auf die PZT-Breiten-bestimmungen in Potsdam (Mitteilungen des Zentralinstituts für Physik der Erde Nr. 1027)

The results of latitutde determinations with the PZT at Potsdam observatory in the years 1972–78 were used to improve the declinations of the observed stars. The latitude determinations were re-reduced with the calculated corrections of declinations in the system of the new catalog. The obtained results show a substantially better agreement and a higher stability with respect to the BIH system than the results in the system of the hitherto used star catalog.     

Zur Wolkenstatistik des Planeten Mars

The distribution of the Martian clouds observed at Hamburg Observatory during the oppositions 1948, 1958, 1963, 1965 and 1967 is graphically displayed. The number of clouds per degree longitude shows a positive correlation with the 21°.5 North radar-altitude.     

The New Programme of Observations with the DANJON Astrolabe of Potsdam Geodetic-Astronomical Observatory (Mitteilungen des Zentralinstituts für Physik der Erde,Nr. 821)

The old programme of observations (cf. Beobachtungsergebnisse 1964 and Astronomische Zeit- und Breitenbestimmungen 1965, 1) was modified. The conditions described in Instruction (1956) were used again. As previously (cf. Beobachtungsergebnisse 1964), the stars were selected in respect of the derivation of corrections to the co-ordinates of the stars. The new programme, which has been in use since September of 1978, can be used up to the year 2000.     

Astronomische Längen-und Breitendifferenzen der Basisobservatorien Irkutsk,Potsdam und Simeiz (Mitteilungen des Zentralinstituts für Physik der Erde,Nr. 1180)

In 1980/1981 astronomical observations using a carried DANJON -astrolabe were made at Irkutsk, Potsdam and Simeiz stations in order to determine the longitude and latidute differences. — It is informed about the observations made and the analysis of the results obtained. The formulas required for the astronomical longitude and latitude determination are indicated. Subsequent calculation of the weighted mean serves to stepwise condence the values and, at the same time, to examine them for systematic groupe differences and personal errors. Finally the longitude and latitude differences are derived taking into account the observers' personal equations. Their accuracies range from ±0.0020 s to ±0.0028 s and from ±0.013”︁ to ±0.017”︁, respectively. Russian text ingnor     

Zur zeitlichen Variation des Metallgehaltes in der Galaxis

The two oldest known open clusters, NGC 188 and M67, are observed to have a higher heavy-element abundance than the sun and the stars in the Hyades. This observation might be explained by assuming that these clusters were formed from unusually dusty and hence metal-rich interstellar clouds. Alternatively it may be supposed that the radiation pressure produced by stars in the spiral arms of the Galaxy ejected dust from high-latitude clouds. The calculations presented in this paper show that the loss of dust from such clouds might just be sufficient to produce a significant decrease in the mean heavy-element abundance of the interstellar gas. According to this picture, the first burst of star formation in the Galaxy led to a rapid increase in the interstellar heavy-element abundance. Subsequently, the metal abundance of the interstellar gas decreased due to the radiation pressure by young stars. The present rate of change of the heavy-element abundance in the Galaxy depends on the ratio of heavy-element production by stars to ejection of these elements by radiation pressure on dust grains. Since noble gases do not condense on grains, the neon abundance in the interstellar gas should be a monotonously increasing function of time. The observation that the neon abundance in the sun is much lower than that in young stars and nebulae lends some support to the suggestion that ejection of grains from the Galaxy effects the heavy-element abundance in the interstellar gas.     

Photographische Positionen des Kometen Halley (1982i)

There are represented 25 positions of the comet Halley between 1985 Aug. 21 and Oct. 22 determined from plates of the Tautenburg Schmidt telescope 1340/2000/4000.     

Definitive orbit of minor planet (85) Io from observations 1865–1977 (Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg – Mitteilungen Serie B).

An improved orbit of minor planet (85) Io is determined from an analysis of all known observations over the 112 year period 1865 – 1977. Some 735 observations from 63 apparitions are recorded. A comprehensive bibliography of the observations is given as well as a discussion of the O–C residuals. The final solution, based on 548 accurate positions from 54 oppositions, yields a total rms value of 2_.″61.     

Der Lichtwechsel des Ap-Sterns HD 221568 (Osawas Stern) in zehn Spektralbereichen

The intermediate longperiodic Ap star HD 221568 has been observed during the time from 1976 till 1981 in ten spectral regions (3450 Å – 7650 Å). The star shows typical rotational double wave lightcurves. The properties of the amplitude-wave length relation are similar to those of some cooler shortperiodic Ap stars. The estimated variation of the flux in the visible spectral region indicates expected variability with large amplitiude in the UV spectral region.     

Analyse des renforcements coronaux a travers quelques acquisitions spectroscopiques récentes des émissions monochromatiques du fer ionisé (X à XV)

Résumé L'obtention de spectres coronaux fournit, après analyse, un certain nombre d'informations dont on va tenter ici de tirer quelques conclusions par confrontation avec des calculs théoriques.On discute d'abord les conditions de validité du problème. D'une part, une approche théorique délicate, où les calculs ne peuvent être conduits jusqu'à leur formulation numérique qu'au prix d'hypothéses critiquables (insistant davantage sur le problème de 1'équilibre cinétique et du vent solaire), et d'autre part, des observations sûres reflétant la complexité des structures coronales (négligeant cependant les difficultés inhérentes aux microstructures).Les calculs théoriques ont été effectués en tenant compte dans 1'évaluation des paramètres physiques fondamentaux, tels sections de chocs, des progrès récents en physique atomique. Les observations ont été effectuées à 1'Observatoire du Pic du Midi, dont les résultats d'ensemble et les problèmes divers de photométrie (calibrations précises, réductions des mesures, etc....) ont été exposés et discutés dans un article séparé.La résolution des équations classiques de l'équilibre statistique, qui se réduisent pour un ion déterminé a un système d'équations linéaires si l'on prend div = 0, fournit les valeurs des populations relatives des différents niveaux énergétiques. On a pu ainsi étudier le comportement de nombreuses raies spectrales, comprenant donc les six raies interdites observées, en fonction de la température et de la densité électronique.On cherche alors à interpréter les résultats de certaines observations. On a pu ainsi donner une explication possible de quelques anomalies constatées dans le comportement de Fe x, indicateur des centres actifs jeunes. A été mise également en évidence une corrélation assez étroite entre les intensités de Fe xi et Fe xiv, indicateurs des régions émissives à haute température. Fe xiii se révèle être par contre un indicateur sensible des régions de forte densité électronique. Le cas de Fexii est discuté à part.On tente alors de tirer des indications sur les conditions physiques existant dans les renforcements coronaux. On montre, à partir du tracé des courbes d'isorapports d'intensité, pour deux valeurs du facteur de dilution, qu'il peut y avoir un argument en faveur d'un transport de matière dans le plasma coronal. Vers 1,1 rayon solaire environ, un domaine possible de température et de densité peut être considéré: les fluctuations permises à 1'intérieur de cette région traduisent des hétérogénéités dans le renforcement coronal, principalement dans la phase jeune de développement du centre actif sousjacent. La variation de l'atmosphère étudiée avec l'altitude montre que les effets de diffusion des éléments lourds donnent un bon accord théorie-expérience entre 60000 et 90000 km du limbe.Diverses conséquences possibles sont alors envisagées au niveau des structures. On montre ainsi que les fluctuations d'intensité observées s'expliquent mieux en termes de variations de densité électronique qu'en termes de variations de température.Enfin, on étudie la non uniformité en température et en densité le long de la ligne de visée. Des conclusions non abusives peuvent être difficilement tirées; si à température (resp. densité) constante, on fait varier la densité (resp. température), les hétérogénéités en densité ne peuvent pas atteindre plus de 10% dans la zone de température envisagée. De nouveaux raffinements doivent être apportés, et on montre qu'une distribution gaussienne de la densité, jointe à une variation bicarrée de la température, le long de la ligne de visée, rendent mieux compte des observations.

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Theoretical computation of the coronal spectrum have been performed and compared with observations carried out at the Pic du Midi Observatory, presented in a separate paper. The solution of the classical equations of statistical equilibrium for each of the ions led to a system of linear equations, if we take div = 0, and gives the values of the relative populations of the various energy levels. This enables one to study the behaviour of numerous spectral lines, including the six observed forbidden lines, as functions of temperature and electron density.A possible explanation can be given of some anomalies found in the behaviour Fe x, indicator of young active centers. A strong correlation between the intensity of Fe xi and Fe xiv indicates high temperature regions. Fe xiii is on the contrary a sensitive indicator of strong electronic density regions. The case of Fe xii is discussed apart. Arguments are given for the inflow of matter into coronal enhancements, derived from the study of isoratio curves of the intensity, for two values of the dilution factor. Indications for fluctuations in temperature and density are found at about 1.1 R . The fluctuations occur mainly in the young phase of development of the corresponding active centers.The incorporation of the effect of diffusion of heavy elements gives a good fit between theory and observation at altitudes between 60000 and 90000 km. The observed fluctuations of the intensities are better explained in terms of electronic density variations than of those of the temperature. The non-uniformity of temperature and density is studied along the line of sight: if at a constant temperature the density varies, the inhomogeneities in the density are always smaller than 10%. It is shown that along the line of sight a gaussian distribution of the density, together with a bi-squared variation of the temperature fits best with our observations.

     

Cas special du probleme restreint des trois corps (special cases of restricted three-body problems)

Resume Nous envisageons ici le problème, posée par l'académicien A. J. Ichlinsky (Académie des Sciences, U.R.S.S.). Deux masses actifs égales tournent par une orbite circulaire kepleriènne. Deux autres masses égales, simétriques par rapport à, le centre de cette orbite, se trouvent sous l'attraction des masses actifs et s'attirent l'un l'autre, mais n'agissent sur les masses actifs. Il est montré, que le mouvement de chaque masses passives est suffisament proche au mouvement d'une masse passive dans le problème de Kopenhague. En particulier problème d'Ichlinsky admet les solutions particulières, voisines aux solutions lagrangiènnes du problème de Kopenhague. Toutes ces solutions particulières sont instables mais admettent les solutions périodiques, voisines aux solutions lagrangiènnes. Le problème posée peut être applicable aux quelques problèmes de la mécanique celeste stellaire.

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In this paper we consider the some special cases of restricted three-body problems, proposed by academician A. J. Ichlinsky.

     

Sur le probleme des trois corps solides (on the problem of three rigid bodies)

In the present paper the problem of translatory-rotatory motion of three rigid bodies is discussed. It is shown that this problem admits some particular solutions, when each body possesses axial symetry and the plan of equator.     

Schwache blaue Objekte in der Nähe des galaktischen Nordpols (Umgebung von M 3)

The results of a complete UBV photometry in a field of 3.1 square degrees to the limiting magnitude B = 20.0 are given. The number of blue objects (with U — B ≤ — 0.4) per square degree brighter than magnitude B is given by the relation log N = (0.66 ± 0.08) (B — 18) — 0.04±0.07. The percentage of the blue objects is 2% of the total number of stars brighter than magnitude V = 19.5. It is not distinguished between WD and QSO.     

Deuxieme cas special du problème restraint des plusieurs corps (second special case of the restrictedn-body problem)

Resumé Nous envisagons ici le problème du mouvement d'une masse passive sous l'action den masses actives, qui restent toujours sur une droite qui tourne uniformement autour du leurs baricentre.Décédé le 20.10.1986.     

Relationen zwischen Störungen des lokalen Temperaturfeldes und den geodätisch-astronomischen Beobachtungsresultaten am Astrolab DANJON (Mitteilungen des Zentralinstituts für Physik der Erde,Nr. 955)

The long-term series of geodetic-astronomical observations are an important data basis for geodynamic investigations, but the microclimatic influence on their results is an uncontested fact too. The local topography brings about thermal anomalies and thus it is the cause of the inclination of isopycenics and refraction disturbances. The measuring equipment is described for the temperature registration near the astrolabe DANJON at the observatory Potsdam. It is reported on quality and treatment of measuring dates and on design of the graphic temperature-model. In the 6-metre plane, horizontal temperature gradients were determined in the azimuth of all stars observed. They yield direct information about the thermally caused inclination of the layers of equal density in the differentially small region which is passed by the beam of light coming from the star. The correlation between these gradients and the geodetic-astronomical observations are detected. The corrections produced on the basis of the regression analysis are computed for significant correlations (about 30%). An improvement and extension of the temperature recorder is discussed with a view to a higher effect of this method.