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.     

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.     

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.     

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.     

Galactic evolution with bimodal star formation. I. A simple model

Models for the history of the star formation rate are presented which essentially follow three assumptions: (i) high-mass star formation is mainly initiated by collisions of molecular clouds while low-mass stars are formed in a spontaneous mode; (ii) the bimodal IMF is responsible for the structure in the present-day mass function of nearby stars; (iii) the global molecular gas density can be described in terms of the total gas density and the metal abundance. Some properties of these models are confronted with observations in the Solar neighborhood (total density, gas fraction, OB star formation rate, star formation efficiency, present-day mass function, age-metallicity relation, white dwarf luminosity function). Special attention is given to the question of the nature of dark matter in the galactic disk within the frame of these models. Es werden Modelle für die zeitliche Entwicklung der Sternentstehungsrate vorgestellt, die im wesentlichen von drei Annahmen ausgehen: (i) Die Entstehung massereicher Sterne wird durch Kollisionen von Molekülwolken initiiert, während masseärmere Sterne spontan entstehen; (ii) Die bimodale IMF ist verantwortlich für die Strukturin der gegenwärtigen Massenverteilung der nahen Sterne; (iii) Die globale Dichte des molekularen Gases kann durch die gesamte Gasdichte und die Häufigkeit schwerer Elemente ausgedrückt werden. Einige Eigenschaften der Modelle werden mit Beobachtungsdaten der Sonnenumgebung konfrontiert (Gesamtdichte, Gasanteil, Entstehungsrate der OB Sterne, Sternstehungseffektivität, gegenwärtige Massenverteilung der Sterne, Alter-Metallgehalt Relation, Leuchtkraftfunktion weißer Zwerge). Besondere Aufmerksamkeit wird der Frage nach der Natur der dunklen Materie in der galaktischen Scheibe im Rahmen dieser Modelle gewidmet.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

Catalogue of Abell clusters of galaxies with published photometric data

This catalogue is a compilation of references of publications with photometric data in and around Abell clusters of galaxies. Die Arbeit enthält eine Zusammenstellung der Publikationen mit photometrischen Daten für Abell-Haufen und ihre Umgebung.     

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.     

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.     

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.