Astronomischer Jahresbericht: Band 61 Die Literatur des Jahres 1961 [Reprint 2020 ed.] 9783112314739, 9783112303559

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Astronomischer Jahresbericht 1 8 9 9 g e g r ü n d e t von Walter Wislicenus

61. Band Die Literatur des Jahres 1961

Herausgegeben

vom

Astronomischen Rechen-Institut in Heidelberg

Bearbeitet

W. L o h m a n n

F. H e n n

von

U. G ü n t z e l - L i n g n e r

Walter de Gruyter & Co. vormals G. J. Göschen'sche Verlagshandlung — J. Guttentag, Verlagsbuchhandlung — Georg Reimer — Karl J. Trübner — Veit & Comp. Berlin 1963

Alle Rechte vorbehalten

Druck bei G. Braun (vorm. G. Braunsche Hofbuchdruckerei und Verlag) G. m. b. H., Karlsruhe in Baden • Auflage 500 • April 1963 Mit alleinigem Vertrieb beauftragt W. de Gruyter & Co., Berlin Archiv-Nr. 180161 • Preis 72.— DM

Printed in Germany

Vorwort Der vorliegende Band des Astronomischen Jahresberichts (AJB) ist der 61. der 1899 von W. F. W i s l i c e n u s in Straßburg gegründeten Bibliographie des astronomischen Schrifttums. E r enthält Angaben über die Literatur des Jahres 1961 zur Astronomie und deren Bandgebieten, außerdem Nachträge aus früheren J a h r e n . Die im vorausgegangenen 60. Band gewählte sachliche Einteilung und Anordnung der Arbeiten und Artikel ist im wesentlichen beibehalten worden. Wenn die überaus rasche Entwicklung einzelner, sich stärker in den Vordergrund schiebender Gebiete der Astronomie auch Änderungen in der Einteilung der ständig anwachsenden Literatur nahelegt, so ist es im Hinblick auf die Kontinuität dieses bibliographischen Unternehmens doch vorteilhafter, dies nicht jedes J a h r , sondern erst nach einer Reihe von Jahren zu tun. U m den Druckbeginn dieses Bandes durch das Warten auf verspätet eingehende Literatur nicht unnötig zu verzögern, wurden die nach Anfang Oktober 1962 erhaltenen Arbeiten und Artikel in einem Nachtrag gesondert erfaßt. Dieser enthält außerdem noch Ergänzungen zu Arbeiten des Hauptteils, die sich während des Druckes als notwendig erwiesen haben. Die (phonetische) Transliteration russischer und russisch geschriebener Namen ist wieder auf die seither übliche Art und Weise ins Deutsche erfolgt. Einzelheiten hierzu vermittelt die Tabelle auf Seite XVI. F ü r diejenigen Benutzer des A J B , denen Transliterationen russischer Namen ins Englische vertrauter sind, enthält die Tabelle außerdem noch die in den Mathematical Reviews und Physics Abstracts benutzten Transliterationen. Inhalts- und Sachverzeichnis sind in deutscher und englischer Sprache gegeben. Bei der Bearbeitung des Manuskripts ist uns von zahlreichen Kolleginnen und Kollegen des In- und Auslands tatkräftig geholfen worden. Manuskriptteile, Übersetzungen und Referate stellten zur Verfügung: J . B o u S k a , Praha/Prag (J. B.), aus der tschechischen und Literatur,

slowakischen

B. O e s t e r , Trieste/Triest (B. C.), aus der italienischen Literatur, H.-C. F r e i e s l e b e n , Hamburg (Frlb.), aus dem Gebiet der Navigation, K . K o d a i r a , zur Zeit in Kiel, aus der japanischen Zeitschrift „The Astronomical Herald", L. M a v r i d i s , Athen (Mav.), aus dem griechischen Schrifttum, J . M e h l t r e t t e r , Freiburg/Br., aus der in Belgrad erscheinenden Zeitschrift „Vasiona", B. O n d e r l i ö k a , Brno/Brünn (Ond.), aus sowjetischen Zeitschriften über künstliche Erdsatelliten und über Astronomie, E. R y b k a , Krakow/Krakau (E. R.), aus der polnischen Literatur und V. W e i d e m a n n , Braunschweig (V. W.), aus verschiedenen Zeitschriften des In- und Auslandes.

physikalischen

IV Als Referenten haben mitgewirkt: E. B a r t l , Apolda (Ba.) B. B a s c h e k , Kiel (Bk.) M. B e y e r , Hamburg (Bey.) S. B ö h m e , Heidelberg (Böh.) W. D i e c k v o s s , Hamburg (Dv.) H. E l s ä s s e r , Heidelberg (Eis.) G. E i s t e , Göttingen (Ee.) L. F r i t z o v à , Ondfejov (L. Fr.) W. G l i e s e , Heidelberg (Gli.) H.-G. G r o t h , Hamburg 0 . G ü n t h e r , Potsdam (0. G.) A. G ü t t l e r , München (Gü.) J . H a r d o r p , Hamburg (Har.) U. H a u g , Tübingen W. D. H e i n t z , München (hz) S. v o n H o e r n e r , Heidelberg (v. H.)

C. H o f f m e i s t e r , Sonneberg (C. H.) J . H o p p e , Potsdam-Babelsberg (Ho.) T. L e d e r l e , Heidelberg (T. L.) J . P . M e h l t r e t t e r , Freiburg/Br. (J.P.M.) H. M ü l l e r , Zürich (H. M.) L. O s t e r , New Häven L. P e r e k , Praha/Prag (Pk.) W. P e t r i , München H . H. R a b b e n , München (HHR) F. S c h m e i d l e r , München (FS) K. W. S c h r i c k , Frankfurt/M. (Sehr.) E. H. S c h r ö t e r , Freiburg/Br. (EHS) P. S t u m p f f , Heidelberg (Stu.) H. H. V o i g t , Hamburg J . Z ä h r i n g e r , Heidelberg (Zä.)

Einige bisherige Referenten sind ausgeschieden. All diesen Mitarbeitern danken wir an dieser Stelle aufs herzlichste. Ganz besonders aber möchten wir unseren beiden technischen Helferinnen, Frl. M. K o c h und Frau H. O s t e r w a l d , danken, die unermüdlich und mit heiterer Gelassenheit die mit der ständig zunehmenden Literaturflut stark anwachsenden Schreibarbeiten erledigt haben. Abschließend sei noch allen Autoren, Sternwarten, Instituten, Verlagen, Gesellschaften und Akademien für die r e c h t z e i t i g e Zusendung ihrer Veröffentlichungen vielmals gedankt. H e i d e l b e r g , im Februar 1962 W. L o h m a n n ,

F. H e n n

U. G ü n t z e l - L i n g n e r

61, 1961

y

Inhaltsverzeichnis Seite

Vorwort Inhaltsverzeichnis Abkürzungen Transliteration des russischen Alphabets

III V XIII XVI

I. Geschichte. Tätigkeit § § § § § § § §

1

Bibliographie Quellennachweis Bibliographische Veröffentlichungen 2 Geschichte 3 Biographie 4 Sternwarten, Institute 5 Planetarien, Ausstellungen 6 Gesellschaften, Organisationen 7 Tagungen, Expeditionen 8 Internationale Zusammenarbeit, gegenwärtige Situation (63), Fortschritte (63) Astronomie in verschiedenen Ländern Astronomie im Unterricht

1 1 10 12 16 24 49 50 57 63 64 65

II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Bandgebiete § 11 § 12 § 13

Astronomie, Astrophysik Gesammelte Werke Tagungspublikationen Ergänzungen zu A J B 59 und 60 Astronomie Geophysik Astronautik Miscellanea § 14 Mathematik § 15 Kechenmaschinen § 16 Physik Plasma § 1 7 Astronautik Bahnbewegung § 18 Künstliche Erdsatelliten und Planetoiden Beobachtungen und Beobachtungsmethoden Bahnbewegung Einzelne künstliche Erdsatelliten und Planetoiden § 19 Miscellanea Leben im Kosmos

.

.

.

66 72 73 73 73 75 75 76 76 77 78 83 85 92 94 101 105 115 126 128

III. Instrumente § 21 § 22

Optik, Technik, Beobachtungspraxis Beobachtungsinstrumente Optische Instrumente Radioastronomische Instrumente Sonstige Instrumente

129 132 132 140 148

Inhaltsverzeichnis

VI

61, 1961 Seite

§ 23 § 24 § 25

Zusatz- und Auswertegeräte Ausnutzung der Sonnenenergie Chronometrie Sonnenuhren Photographie

148 156 157 161 161

IV. Positionsastronomie

§ 31 Astrometrie § 32 Sternkataloge, Sternkarten (170) § 33 Astronomische Konstanten, Fundamentalsystem § 34 Jahrbücher, Kalender § 3 5 Finsternisse, Chronologie, Kalenderwesen § 36 Geodätische Astronomie, Navigation § 37 Breitendienst, Polschwankung § 38 Erdrotation, Zeitmaße

163 168 170 171 175 177 182 185

V. Theoretische Astronomie

§ 41 § 42 § 43 § 44

Himmelsmechanik, Störungstheorie Erde-Mond-Librationspunkte Bahnbestimmung der Planeten und Kometen Kinematik und Dynamik von Sternsystemen Kosmologie, Relativitätstheorie

188 197 197 198 201

VI. Theoretische Astrophysik

§ 51 § § § § §

52 53 54 55 56

Grundlagen und Probleme allgemeiner Art Magneto-Hydrodynamik Strahlungstransport Nebel, interstellare Materie Sternatmosphären Innerer Aufbau von Sonne und Sternen Entstehung und Entwicklung der Himmelskörper Entstehung und Entwicklung des Planetensystems

.

.

.

.

211 214 217 220 222 230 238 241

VII. Sonne

§ 61

Die Sonne im allgemeinen, Astrometrie, allgemeines Magnetfeld (245) Entfernung § 62 Sonnenfinsternisse Einzelne Sonnenfinsternisse § 63 Überwachungsdienst § 64 Photosphäre, Spektrum, Granulation (267) § 65 Flecke, Sonnenaktivität, Fackeln (278) Fleckenstatistik § 66 Chromosphäre, Flares, Protuberanzen Einzelne Flares und Protuberanzen § 67 Korona, Sonnenwind § 68 Wellen- und Partikelstrahlung UV- und Röntgen-Strahlung Radiostrahlung Korpuskularstrahlung Solare kosmische Strahlung, Beziehungen zur allgemeinen kosmischen Strahlung

243 244 246 246 257 261 269 274 279 292 297 303 303 308 317 320

61, 1961

VII

Inhaltsverzeichnis

Seite

A1II. Erde §71 § 72 § 73 § 74 § 75 § 76 § 77 § 78 § 79

Erdkörper 326 Atmosphäre 332 Refraktion, Szintillation (338), E x t i n k t i o n (340), Astroklima (341) 338 Strahlung des Tages- u n d Nachthimmels 342 Ionosphäre 349 Magnetfeld, Polarlichter (361), Strahlungsgürtel (367) . . .358 Leuchtende Nachtwolken 370 Weitere solar-terrestrische Beziehungen 372 Grüner Strahl 374 Halo 374 Internationales Geophysikalisches J a h r 374

IX. Planeten. Monde § 81 § 82 § 83

§ 84 § 85 § 86 § 87 § 88 § 89

Planetensystem Merkur, Venus (380) Mond Mondfinsternisse Einzelne Mondfinsternisse Sternbedeckungen S t r u k t u r der Mondoberfläche Rückseite des Mondes Mars Kleine Planeten Jupiter Jupitermonde Saturn Uranus N e p t u n , Pluto, Transpluto

375 379 385 392 392 393 395 403 406 410 413 416 417 418 419

X. Interplanetare Objekte § 91 §92 § 93 § 94

§ 95

Kometen Einzelne K o m e t e n Meteore Einzelne Meteorströme Meteorite Bruderheim-Meteorit Tungusischer Meteorit Mikrometeorite Tektite Meteoritenkrater Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein

.

.

.

.

420 424 435 444 447 456 456 458 460 461 462

XI. Sterne § 101 § 102 § 103 § 104

Entfernung Bewegung Eigenbewegung Radialgeschwindigkeit Helligkeit, F a r b e Spektrum, Temperatur

467 468 468 469 471 475

VIII

Inhaltsverzeichnis

61, 1961 Seite

§ 105 § 106 § 107

Leuchtkraft, Masse, Radius, Zustandsdiagramme Weiße Zwerge Figur, Rotation Magnetfeld

487 489 490 491

XII. Doppel- und Mehrfachsterne § 111 §112 §113

Die Systeme im allgemeinen Visuelle Doppelsterne Spektroskopische Doppelsterne

492 495 499

XIII. Veränderliche Sterne § 121 §122 § 123 § 124 § 125 § 126

Kataloge, Bphemeriden, allgemeinere Fragen Bedeckungs veränderliche 75° ist die Satellitenrefraktion um mehr als 1 % kleiner als die astronomische Refraktion. Dementsprechend ist die Satellitenrefraktion unempfindlich gegen reelle Änderungen der astronomischen Refraktion. Gü-Li 1826. I. M. Jazunskij, D e t e r m i n a t i o n of i l l u m i n a t i o n c o n d i t i o n s a n d p e r i o d s of a n a r t i f i c i a l s a t e l l i t e in s h a d o w a n d in s u n l i g h t . Planet. Space Sei. 8 159—164. — Übersetzung der in A J B 60 Ref. 1886 zitierten Arbeit ins Englische. 1827. K. Kaltsehajew, D i e V e r w e n d u n g k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n f ü r w i s s e n s c h a f t l i c h e F o r s c h u n g e n . Aschchabad, 1958. 21 S. Preis 80 Kop. (turkmen.). 1828. E. D. Karmiol, J . S. Youtcheff, R e l i a b i l i t y m i c a l s a t e l l i t e s . A J 66 47. — Ref. AAS.

approach

to

astrono-

1829. D. King-Hele, S a t e l l i t e s a n d S c i e n t i f i c Ref. 1891. — Weitere Besprechung in Obs 81 212.

R e s e a r c h . Vgl. A J B 60

1830. F. J. Krieger, B a k o m S o v j e t s r y m d s a t e l l i t e r . Hörsta Förlag, 1960. 337 S. Preis Kr. 34:50 bzw. Kr. 39:50. 1831. B. W. Kukarkin, E i n e 50 Nr. 5 S. 14 (russ.).

neue

Etappe

in d e r

A s t r o n o m i e . Priroda

1832. K. Lassovszky, On t h e a c c u r a c y of m e a s u r e m e n t s m a d e u p o n films p h o t o g r a p h e d by B a k e r - N u n n satellite t r a c k i n g cameras. A J 66 289. — Ref. AAS. 1833. R. D. Lttders, S a t e l l i t e n e t w o r k s f o r c o n t i n u o u s z o n a l ARS J 31 179—184.

coverage.

1834. A. Lundbak, A b o u t c o s m i c d u s t a s d e c e l e r a t i n g f a c t o r a n d g e n e r a l l a w f o r s a t e l l i t e o r b i t s . Vgl. Ref. 1335 S. 7—18.

a

1835. J. Mass, N o u v e l l e s p o s s i b i l i t é s o f f e r t e s p a r l a m e s u r e d e l ' a m p l i t u d e d e s s i g n a u x r a d i o é l e c t r i q u e s d e s s a t e l l i t e s a r t i f i c i e l s . CR 253 1832—1833. 1836. J. Mawdsley, I. B. Richards, I o n o s p h e r i c t r a n s m i s s i o n s . Nature 189 906—907.

scattering

of

satellite

1837. A. McClure, R e s t r i c t i o n of a s t r o n o m i c a l o b s e r v a t i o n s b y o b j e c t s . J RAS Canada 55 95—96. 1838. D. B. Medved, S e c o n d a r y e l e c t r o n e m i s s i o n i o n i z a t i o n p h e n o m e n o n . Proc I R E 49 1077—1078.

and

the

space

satellite

1839. P. Müller, S a t e l l i t e s a r t i f i c i e l s . Paris, Gauthier-Villars et Cie. — Besprechung in BSAF 75 276. 1840. N. Mustelin, S t a t i o n a r y 41—42.

s a t e l l i t e s . J . British Interplanetary Soc. 18

1841. R. J . Naumann, R e c e n t i n f o r m a t i o n g a i n e d f r o m s a t e l l i t e t a t i o n m e a s u r e m e n t . Vgl. Ref. 1340 S. 445—453.

orien-

1842. K. H. Neumann, E i n i g e E r g e b n i s s e s o w j e t i s c h e r R a k e t e n - u n d S a t e l l i t e n f l ü g e . Weltraumfahrt 12 4—11. — Höhenforschungsraketen, Satelliten und Raumsonden der UdSSR sind für Ionisationsmessungen, DichtebestimAstronom. Jahresberidit 1961

7

98

II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete

61, 1961

mungen, chemische Analysen und Strahlungsmessungen in der Hochatmosphäre und im Weltraum verwendet worden. Darüber hinaus wurden mit ihnen Untersuchungen des Magnetfeldes der Erde und der Häufigkeit von Mikrometeoriten vorgenommen. Die sowjetischen Baumsonden suchten nach einem Magnetfeld des Mondes und einem den Mond umgebenden Strahlungsgürtel mit negativem Erfolg. Biologische Versuche in Baketen und Satelliten lieferten interessante Daten, die für einen künftigen bemannten Baumflug von Bedeutung sind. Verf. 1843. M. W. Ovenden, A r t i f i c i a l S a t e l l i t e s — A P i c t u r e G u i d e t o B o c k e t s , S a t e l l i t e s , a n d S p a c e P r o b e s . Vgl. A J B 60 Bef. 18147. — Weitere Besprechung in JBAA 72 91. 1844. G. W. Petrowitsch, S o w j e t i s c h e K o s m o n a u t e n Bote Akad. Wiss. UdSSB 1961 Nr. 5 S. 13—22 (russ.). 1845. J. R. Pierce, C o m m u n i c a t i o n s a t e l l i t e s . S. 90—102. — Bef. in Phys. Abstr. (A) 65 1495.

im n a h e n

Kosmos.

Sei. American 205 Nr. 4

1846. R. W.Porter, R o c k e t a n d s a t e l l i t e p r o g r a m s . Vgl. Bef. 1325 S. 10—17. 1847. E. Raimond, K u n s t m a n e n S. 196—208.

m e t k i j k e r in a a n b o u w . Vgl. Bef. 1338

1848. J. Ring, U l t r a - v i o l e t o b s e r v a t i o n s f r o m s a t e l l i t e s . Vgl. Bef. 1336 S. 17—20 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 86. 1849. N. G. Roman, N. A. S. A. p l a n s . Vgl. Bef. 1314 S. 39, 650—653. 1850. B. Rossi, R e s u l t s a n d p r o s p e c t s of s c i e n t i f i c r e s e a r c h in s p a c e . Nuovo Cimento Suppl. (10) 19 194—206 (italien.). — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 1740. 1851. A. B. Shepard, S t i p p v i s i t e 107. — Der amerikanische Astronaut der in die Ionosphäre vordrang. E r Kurve, die ihn bis auf eine Höhe Beitrag berichtet Alan Shepard von Merkur-Projekt.

i m W e l t r a u m . Weltraumfahrt 12 104— Alan B. Shepard jr. war der zweite Mensch, durchflog am 5. Mai 1961 eine ballistische von 184 km brachte. I m nachstehenden seinen Eindrücken vom Flug und über das Verf.

1852. I. D. Shongolowitsch, E a r t h 115—124 (russ. mit engl. Bef.).

s a t e l l i t e s a n d g e o d e s y . A J UdSSB 38

* * D. G. Singleton, G. J. E. Lynch, J.A.Thomas, F i e l d - a l i g n e d r i c i r r e g u l a r i t i e s a n d t h e s c i n t i l l a t i o n of s a t e l l i t e r a d i o s i o n s . Vgl. Bef. 7595. 1853. R. Soifer, S a t e l l i t e I B E 49 1455—1456.

supported

communication

ionosphetransmis-

a t 21 M H z . Proc

1854. I. P. Spizberg, T a b e l l e n z u r B e s t i m m u n g d e r S i c h t b a r k e i t s b e d i n g u n g e n f ü r k o s m i s c h e O b j e k t e ( H ö h e n b i s 36 0 0 0 k m ü b e r d e r E r d o b e r f l ä c h e ) . Bull K E 1960 (1961) Nr. 9 S. 1—66 (russ. mit engl. Ref.). 1855. D. I. Stepanow, A p h o t o e l e c t r i c e s t i m a t i o n of a s a t e l l i t e . Bull K E Nr. 23 S. 15—17 (russ.).

of

the

brightness

1856. J. Strong, U s e of b a l l o o n s a n d h i g h - a l t i t u d e a i r c r a f t f o r c u r s o r s a t e l l i t e s t u d i e s . A J 66 54—55. — Ref. AAS. 1857. H. Stub, U. S. A.'s havn 18 44-^-7.

pre-

m ä n e u d f o r s k n i n g s p r o g r a m . I. Urania Koben-

61, 1961

99

18. Künstliche Erdsatelliten u n d Planetoiden

1858. H. L. Taylor, S a t e l l i t e o r i e n t a t i o n b y i n e r t i a l t e c h n i q u e s . Aerospace Sei. 28 493—499, 512. — Ref. in Math. Rev. 23 1B442.

J.

1859. E. Vassy, E t u d e d e l ' é m i s s i o n r a d i o é l e c t r i q u e d e s s a t e l l i t e s a r t i f i c i e l s . Astronaut. Acta 7 237—246. — Zunächst wird eine Methode zur Messung des Doppler-Effekts beschrieben. Die Verarbeitung der D a t e n ist schwierig, aber die Ergebnisse sind präzis. Dieses Verfahren ist daher zur Bahnbestimmung sehr geeignet. Weiter wird eine Methode zur gleichzeitigen Aufzeichnung des Doppler-Effekts u n d der Amplitude angegeben. Nach Besprechung der verschiedenen möglichen Störungen wird die Möglichkeit einer Anwendung dieses Verfahrens zur Bestimmung der Absorption der Ionosphäre erwähnt. Verf. 1860. T. L. Vincent, S a t e l l i t e

life

d u r a t i o n . A R S J 31 1015—1018.

1861. R. H. Wilson jr., T h e b o l o m e t r i c s o l a r c o n s t a n t r e l a t e d d i a t i o n p r e s s u r e e f f e c t s o n s a t e l l i t e s . A J 66 58. — Ref. AAS.

to

ra-

1862. K. Winter, D e r e r s t e S c h r i t t i n s W e l t a l l . W e l t r a u m f a h r t 12 101— 103. — Mit dem Flug Major J u r i Gagarins in die Ionosphäre h a t zum ersten Mal ein Mensch die medizinisch-biologische Weltraumgrenze f ü r ca. a n d e r t h a l b Stunden hinter sich gelassen. I m nachfolgenden Bericht sind alle bisher veröffentlichten D a t e n über dieses Experiment zusammengestellt. Verf. 1863. W. W. Witkewitsch, A. D. Kusmin, R. L. Sorotschenko, W. A. Udalzow, Resultate radioastronomischer Beobachtungen mit Hilfe sowjet i s c h e r k o s m i s c h e r R a k e t e n . K E Nr. 7 S. 23—31 (russ.). — E s wird eine Analyse der Radiosignale der drei ersten sowjetischen kosmischen R a k e t e n gegeben, u n d es erfolgt eine Bestimmung des Zeitpunktes der Begegnung der zweiten R a k e t e mit dem Mond. Ond. 1864. P. E . Zadunaisky, A t m o s p h e r i c 66 59. — Ref. AAS.

drag

on

artificial

satellites. AJ

1865. L. L. van Zyl, T h e f i r s t t h r e e y e a r s of t h e s p a c e a g e . A s u m m a r y of s a t e l l i t e l a u n c h i n g s . MN ASSA 20 94—119. — Der Aufsatz enthält eine ausführliche Beschreibung der technischen Eigenschaften u n d Bahnd a t e n aller Erdsatelliten u n d R a u m s o n d e n von Sputnik 1 (1957 or2) bis Courier 1 B (1961 v,). Gü-Li 1866. S c i e n t i f i c U s e s of E a r t h S a t e l l i t e s . Herausgegeben von J . v a n A l l e n . Ann Arbor, University of Michigan Press; London, C h a p m a n and H a l l Ltd., 1958. Zweite revidierte Auflage. 316 S. Preis 75 s. — Besprechung in Spaceflight 4 36 (N. H . L a n g t o n ) . 1867. B a l l i s t i c M i s s i l e a n d S p a c e V e h i c l e S y s t e m s . Herausgegeben von H . S. S e i f e r t , K . B r o w n . New York, J o h n Wiley & Sons Inc., 1961. 526 S. Preis $ 12.00. — Besprechung in A R S J 32 117. 1868. S t a t i o n e n i m K o s m o s . S a m m l u n g Ref. 18213. — Besprechung in R H 42 159.

von

A u f s ä t z e n . Vgl. A J B

60

1869. D i e w i s s e n s c h a f t l i c h e A u s n u t z u n g k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n . S a m m l u n g v o n A u f s ä t z e n . Vgl. A J B 60 Ref. 18214. — Besprechung in R H 42 223. 1870. D i e E r g e b n i s s e d e r w ä h r e n d d e s F l u g e s d e s z w e i t e n u n d dritten Raumschiffs durchgeführten wissenschaftlichen Unters u c h u n g e n . Moskau, Verlag Akad. Wiss. U d S S R , 1961. 108 S. Preis 53 K o p . (russ.). 1871. R e s e a r c h i n s p a c e s c i e n c e . S p e c i a l r e p o r t . I n d e x t o S A O S p e c i a l R e p o r t s N r . 1 — 75. Smithsonian Institution Astrophysical Obser7*

100

II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete

61, 1961

vatory. Cambridge 38, Massachusetts. 26 S. — Das Verzeichnis umfaßt die ersten 75 Spezialberichte über die aus Satellitenbeobachtungen abgeleiteten Ergebnisse, geordnet nach Autoren, Titeln und Erdsatelliten. Die Berichte verteilen sich auf die Jahre 1957 (Nr. 1 bis 7), 1958 (Nr. 8 bis 19), 1959 (Nr. 20 bis 30), 1960 (Nr. 31 bis 55) und 1961 (Nr. 56 bis 82). Davon wurden im A J B erfaßt: Nr. 1—10 = Smithsonian Contributions to Astrophysics 2 Nr. 10 (vgl. A J B 58 Ref. 134432) und die Nrn. 57—61 (vgl. A J B 61 Ref. 18261, 18268, 3650, 18246 und 18268). Außerdem sind die Titel der Spezialberichte verzeichnet in «Report on the Astrophysical Observatory, 1958—1960», Smithsonian Institution Washington, D. C. (vgl. A J B 59 Ref. 4163, A J B 60 Ref. 4175 und A J B 61 Ref. 4167). In den Spezialberichten findet man unter anderem: Listen von Satellitenbeobachtungen (Nr. 6, 10, 11, 12, 14, 18, 20, 21, 24, 26, 28, 31, 32, 35, 36, 37, 41, 42, 43, 44, 47, 48, 49, 54, 55, 57, 58, 66, 67 und 68), Bahnelemente (Nr. 1, 2, 8, 9, 10, 13, 16, 17, 18, 23, 27, 40, 50, 51, 53, 61, 64, 70 und 71), Koordinaten von Beobachtungsstationen und Instrumente (Nr. 11, 14, 33, 41, 45, 56, 59 und 69), Luftdichtebestimmungen (Nr. 7, 11, 12, 14, 18, 21, 25, 39, 46, 62, 63, 65 und 75), Einflüsse von Strahlungsdruck und solaren Störungen (Nr. 29, 56 und 60) und Einflüsse durch die Asymmetrie der Erdfigur (Nr. 12, 19, 22, 30, 46, 52, 56 und 72). Gü-Li 1872. S a t e l i t e s p u e s t o s en ó r b i t a e n f e b r e r o y m a r z o . Bol. As. Peruana Astr. 5 402, 411. 1873. M a s h o m b r e s a l e s p a c i o . El Universo 15 148—150. 1874. C u a s t r o a ñ o s d e e x p l o r a c i ó n e s p a c i a l . El Universo 15 150—160. — Übersicht über die während dieser Zeit gestarteten Satelliten; Ergebnisse. 1875. A r t i f i c i a l E a r t h S a t e l l i t e s . Mem BAA 39 Nr. 2, 8 + 160 S. — Besprechung in H e D 59 282, Nature 192 802. 1876. T h e

overcrowded

s k y . MN ASSA 20 2—3.

1877. T h e s e c o n d U . K . S c o u t s a t e l l i t e . Nature 190 681. — Plan f ü r einen Satelliten, der in etwa 2 Jahren gestartet werden soll. Folgendes Beobachtungsprogramm ist vorgesehen: 1) Messung der galaktischen Radiostrahlung bei größeren Wellenlängen; 2) Messung der Ozonverteilung in der Atmosphäre; 3) Messung von Zahl und Größe meteoritischer Staubpartikel. Henn 1878. D i e E r f o r s c h u n g d e s k o s m i s c h e n 50 Nr. 11 S. 118 (russ.). — Ref. 1879. C h a n g e s in a t m o s p h e r i c

R a u m s i n d e n U S A . Priroda

d r a g . Sky Tel. 22 253.

1880. Ü b e r s i c h t ü b e r d i e e r f o l g r e i c h e n E r d s a t e l l i t e n u n d W e l t r a u m s o n d e n d e r U S A ( S t a n d 12. D e z . 1960). Sternenbote 4 18—20. 1881. K ü n s t l i c h e 1882. D r e i

P l a n e t o i d e n . Sternenbote 4 122.

«geophysikalische»

1883. N e u e S o n n e n b a t t e r i e 1884. U S A p l a n e n

f ü r E r d s a t e l l i t e n . Weltraumfahrt 12 26.

astronomischen

1885. S t r a h l u n g s r e s i s t e n t e 12 56. 1886. F a l t b a r e 57.

S a t e l l i t e n . Weltraumfahrt 12 26. S a t e l l i t e n . Weltraumfahrt 12 26.

Sonnenbatterie

Sonnenspiegel

für

e n t w i c k e l t . Weltraumfahrt

R a u m f a h r z e u g e . Weltraumfahrt 12

1887. D i e d r e i e r s t e n b e m a n n t e n F l ü g e i n d i e I o n o s p h ä r e . Weltraumfahrt 12 110—111. 1888. A b k o m m e n z w i s c h e n U S A u n d G r o ß b r i t a n n i e n ü b e r t r a n s a t l a n t i s c h e S a t e l l i t e n - F u n k v e r b i n d u n g . Weltraumfahrt 12 154.

61, 1961

101

18. Künstliche Erdsatelliten u n d Planetoiden Beobachtungen und Beobachtungsmethoden

1889. L. J. Anderson, 1 0 8 — 2 1 6 M H z r a d i o s i g n a l s f r o m s a t e l l i t e s b e l o w t h e h o r i z o n . N a t u r e 190 708. 1890. J. S. Arthur, J. C. Henry, G. H. Pettengill, P. B. Sebring, T h e M i l l s t o n e R a d a r i n s a t e l l i t e a n d m i s s i l e t r a c k i n g . Vgl. Ref. 1340 S. 81—93. 1891. R. W. Boggis, S a t e l l i t e t r a c k i n g i n W e s t e r n A u s t r a l i a . J B A A

71

120—122.

1892. P. J. Bo wen, A. C. Newton, T h e d e v e l o p m e n t s a t e l l i t e t r a c k e r . Vgl. Ref. 1337 S. 55—59.

of

a

photoelectric

1893. M. W. Bratijtschuk, I. W. Schwalagin, D i e w i r k l i c h e Genauigkeit der photographischen Beobachtungen künstlicher Erdsatelliten a n d e r S t a t i o n N° 0 5 5 . Ber. Mitt. Univ. Ushgorod (Phys.-Math.) 1961 Nr. 4 S. 63—65 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 5A129. * * I. N. Capon, T h e a p p l i c a t i o n of r a y s i g n a l s f r o m s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 7522. 1894. L. J. Carter, 49—52.

Moonwatch

in

the

tracing

United

methods

to

radio

K i n g d o m . Spaceflight 3

1895. L. Cichowicz, J. Zielinski, Z a g a d n i e n i e p o z y c y j n y c h obserwacji sztucznych satelitöw Ziemi oraz wyznaczania wspolrzgdnych geograficznych punktöw p o d s a t e l i t o w y c h . Geodezja Kartografia 9 159—196 = Repr. Inst. Astr. Geod. Ecole Polytechn. Varsovie. 1896. J. S. Courtney-Pratt, A n o t e o n t h e p o s s i b i l i t y of a s a t e l l i t e n e a r t h e M o o n . J . Photogr. Sei. 9 36—55.

photographing

1897. M. S. Fedtschun, R. D. Legejda, P h o t o g r a p h i s c h e Beobachtungen künstlicher Erdsatelliten am Astronomischen Hauptobservatorium A k a d . W i s s . U k r a i n . S S R . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Golossejewo 3 Nr. 2 S. 151—153 (russ.). 1898. W. A. Firago, V i s u a l - p h o t o g r a p h i c o b s e r v a t i o n s of f a i n t a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . Bull K E 1960 (1961) Nr. 10 S. 3—7 (russ. mit engl. Ref.). 1899. A. van Gelder jr., T r a c k i n g a n d d i s p l a y I R E 49 1332—1333.

of e a r t h

18100. L. H. Grasshoff, A m e t h o d f o r c o n t r o l l i n g s p i n - s t a b i l i z e d s a t e l l i t e . A R S J 31 646—649.

the

s a t e l l i t e s . Proc attitude

of

a

18101. W. M. Grigorewskij, G. A. Lejkin, T h e d e t e r m i n a t i o n of t h e p o s i t i o n of t h e a x i s of r o t a t i o n of a n e l o n g a t e d s a t e l l i t e w i t h r e s p e c t t o i t s m a x i m u m a n d m i n i m u m v a l u e s of b r i g h t n e s s a n d t h e s h i f t of t h e i r m o m e n t s . Bull K E 1960 (1961) Nr. 12 S. 3—9 (russ.). 18102. B. N. Himmeltarb, O n t h e a d j u s t m e n t of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s p o s i t i o n s t o s t a r s . Bull K E 1960 (1961) Nr. 10 S. 8—10 (russ. mit engl. Ref.). 18103. A. M. Issajew, A n i m p r o v e d d e v i c e f o r t r a c k i n g of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Bull K E Nr. 23 S. 13—15 (russ. mit engl. Ref.). — Beschreibung eines Theodoliten mit photographischer Koordinatenablesung.

102

I I . Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete

61, 1961

18104. C. de Jager, S a t e l l i t e p h o t o g r a p h y b y m e a n s of s m a l l S c h m i d t c a m e r a s . Vgl. Ref. 1337 S. 47—49 = Sterrewacht «Sonnenborgh» U t r e c h t Overd r u k Nr. 50. 18105. G. Järnefelt, O n t h e s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n w o r k d o n e l a n d . Vgl. Ref. 1210 S. 87—96 = Publ. Astr. Obs. Helsinki Nr. 89.

in

Fin-

18106. N. X. Kirsanowa, S o m e e x p e r i e n c e s of t h e w o r k w i t h s t u d e n t s o n v i s u a l t r a c k i n g of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Bull K E Nr. 23 S. 19—20 (russ.). 18107. E. Klee, P h o t o g r a p h i s c h e G r o ß b a s i s m e s s u n g v o n S a t e l l i t e n b a h n e n . W e l t r a u m f a h r t 12 171—177. — Bei Verwendung mehrerer SatellitenBeobachtungsstationen ist es durch Anwendung einfacher trigonometrischer Methoden möglich, die Bahnhöhe eines Satelliten im Augenblick seiner Beobacht u n g zu bestimmen. Drei Beobachtungsstationen an den E c k p u n k t e n eines gleichseitigen Dreiecks sollen diese Aufgabe unter Ausnutzung funkfemsteuertechnischer Verfahren erfüllen. Verf. 18108. W. M. Kolmakow, F. 1'. Sawjalotv, D e l a v c o n t r o l i n p h o t o g r a p h i c o b s e r v a t i o n s of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . Bull K E 1960 (1961) Nr. 11 S. 3—7 (russ.). 18109. W. G. Kowaltschuk, A. A. Logwincnko, A p h o t o g r a p h i c m e t h o d of c o o r d i n a t e d e t e r m i n a t i o n of a s a t e l l i t e . Bull K E 1960 (1961) Nr. 11 S. 7—10 (russ.). 18110. A. M. Losinskij, D i e B e o b a c h t u n g e n k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n . Bote Akad. Wiss. U d S S R 1961 Nr. 5 S. 117—118 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 1A625. 18111. A. M. Losinskij, O n p h o t o g r a p h i c d e t e r m i n a t i o n of t h e c o o r d i n a t e s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s w i t h a f i x e d c a m e r a . Bull K E 1960 (1961) Nr. 11 S. 10—11 (russ.). 18112. M. A. Lurje, C o m p a r i s o n of t h e n u m b e r of t h e p a s s a g e s of S o v i e t s a t e l l i t e s of t h e E a r t h o b s e r v e d a t t h e s t a t i o n s of t h e S o v i e t U n i o n . Bull K E 1960 (1961) Nr. 10 S. 23—27 (russ. mit engl. Ref.). 18113. A. Mammano, P h o t o g r a p h i c t r a c k i n g of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s w i t h a K - 3 7 a e r i a l c a m e r a . Mem SA I t (NS) 32 125—137 = Contr. Oss. Astrofis. Asiago Nr. 123. — E s werden zwei Methoden zur photographischen Positionsbestimmung von künstlichen Erdsatelliten mit einer L u f t b i l d k a m e r a vom T y p K-37 (12.2 cm Öffnung, 30.5 cm Brennweite) beschrieben u n d diskutiert. Die eine Methode arbeitet mit feststehender K a m e r a im azimutalen Koordinatensystem, während bei der anderen Methode, die im gleichen System arbeitet, der Film ungefähr mit der Winkelgeschwindigkeit des Satelliten mitbewegt wird. Dabei ist die Filmkassette u m die optische Achse drehbar. Mit der ruhenden K a m e r a werden Satelliten bis zur 3.5. Größe (bei co = 0?5 pro sec) abgebildet. Bei bewegtem Film wird günstigenfalls die 8. Größe erreicht. Gii-Li 18114. A. Mammano, P r e d i c t i o n Ref. 1337 S. 115—156.

methods

for

satellite

t r a c k i n g . Vgl.

18115. A. G. Massewitsch, D r e i J a h r e E r f a h r u n g e n i n d e r B e o b a c h t u n g k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n . Bote Akad. Wiss. UdSSR 1961 Nr. 4 S. 94—98 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1961 12A715. 18116. A. G. Massewitsch, S. 3—16.

Optical

tracking

of

s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 1337

61, 1961

18. Künstliche Erdsatelliten und Planetoiden

103

18117. A. G. Massewitsch, T r a c k i n g of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s in t h e U S S R .

Vgl. R e f . 1337 S . 1 0 2 — 1 1 4 .

18118. M. Melin, O b s e r v i n g t h e s a t e l l i t e s . Skv Tel. 21 11—13, 83, 91, 142—144, 200—201, 209, 257—260, 329—332, 22 23—25, 81—83, 143—146. 206—208, 264—267, 332—335. 18119. W. A. Merkuschew, S a t e l l i t e Nr. 23 S. 8—11 (russ.).

tracking

with

a t r a n s i t . Bull K E

18120. W. A. Merkuschew, M u l t i p l e t i m i n g during t r a c k i n g of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s with t h e AT-1 t e l e s c o p e . Bull K E Nr. 23 S. 11—13 (russ.). 18121. G. R. Miczaika, N. H. Dieter, A f a s t t e c h n i q u e for s a t e l l i t e posit i o n d e t e r m i n a t i o n with l a r g e t r a c k i n g c a m e r a s . Vgl. Ref. 1340 S. 76— 80.

18122. G. W. Moskalewa, Die E r g e b n i s s e der v i s u e l l e n B e o b a c h t u n g e n k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n an der S t a t i o n Nö 0 5 5 von 1959 bis 1960. Ber. Mitt. Univ. Ushgorod (Phvs.-Math.) 1961 Nr. 4 S. 66—67 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A130. 18123. P. Muller, R e p é r a g e des t e m p s et r é d u c t i o n des c l i c h é s selon les m é t h o d e s e m p l o y é e s à l ' O b s e r v a t o i r e de Meudon. Vgl. Ref. 1337 S. 38. 18124. T. Nieolini, S a t e l l i t i Coelum 29 129—137.

artificiali

—

osservazioni

ed

orbite.

18125. U. dall'Olmo, D e s c r i z i o n e di uno s t r u m e n t o v i s u a l e - f o t o g r a f i c o per l ' o s s e r v a z i o n e v i s u a l e di s a t e l l i t i a r t i f i c i a l i . Coelum 29 7—9. 18126. U. dall'Olmo, O b s e r v a t i o n s Ref. 1337 S. 50—51.

of S o v i e t

a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Vgl.

18127. H. K. Paetzold, I n t e r n a t i o n a l e B e o b a c h t u n g von E r d s a t e l l i t e n . Weltraumfahrt 12 81—83. — Wegen der lokalen Unterschiedlichkeit der Erdatmosphäre würde ein Satelliten-Beobachtungsnetz auf europäischer Basis von großer wissenschaftlicher Bedeutung sein. Es ist allerdings notwendig, für ein solches Programm eine Auswahl bzw. Schwerpunktbildung herbeizuführen, um eine brauchbare Auswertung der Beobachtungen zu gewährleisten. Verf. 18128. L. A. Panaiotow, A c a m e r a with a moving film for t h e p h o t o g r a p h y of f a i n t s p u t n i k s . R e s u l t s of t e s t o b s e r v a t i o n s . A J UdSSR 38 145—156 (russ. mit engl. Ref.). 18129. W . H. Plushnikow,

B. P. Sintscheskul,

E . F . Tschajkowskij,

Bestim-

mung des p e r s ö n l i c h e n F e h l e r s des B e o b a c h t e r s bei der A b s c h ä t zung des Z e i t m o m e n t s des D u r c h g a n g s e i n e s k ü n s t l i c h e n E r d s a t e l l i t e n durch den F a d e n des AT-1. Circ. Astr. Obs. Charkow Nr. 24 S. 33—35 (russ.). 18130. B. G. Pressey, Ground e q u i p m e n t for a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 1336 S. 20—27.

radio

observations

on

18131. D. A. Richards, O p t i c a l t r a c k i n g of s a t e l l i t e s using a r o t a t i n g c a m e r a . Vgl. Ref. 1337 S. 43—46. 18132. L. Rosino, A. Mammano, P h o t o g r a p h i e o b s e r v a t i o n s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s a t t h e A s t r o p h y s i c a l O b s e r v a t o r y of Asiago. Vgl. Ref. 1337 S. 52—54.

104

I I . Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete

61, 1961

* * L. Rosino, A. Mammano, U n a n n o d i o s s e r v a z i o n i f o t o g r a f i o h e d i s a t e l l i t i a r t i f i c i a l i a l l ' O s s e r v a t o r i o A s t r o f i s i c o d i A s i a g o . Vgl. Ref. 408. 18133. A. A. Sajzew, A. I. Sajetschanow, W. G. Tschernitschin, A g r a p h i c c o n t r o l of v i s u a l o b s e r v a t i o n s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s b y m e a n s of g n o m o n c a r t o g r a p h i c n e t s . Bull K E Nr. 23 S. 3—6 (russ.). 18134. F. Schiffner, D i e B e r e c h n u n g niasternw. Wien Nr. 4 S. 122—129.

v o n S a t e l l i t e n ö r t e r n . Veröff. Ura-

18135. I. S. Schklowskij, O p t i c a l m e t h o d s f o r t r a c k i n g e a r t h Planet. Space Sei. 5 233—237.

satellites.

18136. I. D. Shongolowitseh, W. M. Amelin, A C o l l e c t i o n of T a b l e s a n d N o m o g r a m s f o r t h e P r o c e s s i n g of O b s e r v a t i o n s m a d e o n A r t i f i c i a l E a r t h S a t e l l i t e s . London—New York, Pergamon Press, 1961. 4 + 188 S. Preis 100 s. net. — Besprechung in Ciel et Terre 77 445—446 (J. D o m m a n g e t ) , J B A A 72 90—91, Math Rev. 23 1B444 (T. L e s e r ) , Nature 191 1135 (D. G. K i n g - H e l e ) , Obs 81 157—158 (G. E. T a y l o r ) , Planet. Space Sei. 9 131—132 (G. V. G r o v e s ) . 18137. A. S. Sotschilina, O n t h e c o m p u t a t i o n of e p h e m e r i s of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . BIA 8 153—163 (russ. mit engl. Ref.). — Analytische Ausdrücke für die Sichtbarkeit eines Satelliten für den Zeitpunkt der größten Höhe und des Durchganges durch den Meridian wurden abgeleitet. Ein auf der elektronischen Rechenmaschine BESM durchgerechnetes Beispiel wird mitgeteilt. Pk. 18138. A. S. Sotschilina, C o m p u t a t i o n of a p p r o x i m a t e p o s i t i o n s of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . Bull K E 1960 (1961) Nr. 11 S. 12—16 (russ.). 18139. L. G. Stoddard, E c l i p s e s of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . Astronaut. Sei. Rev. 3 Nr. 2 S. 9—14, 16. — Es werden elementare Formeln aufgestellt, um Beginn, Dauer und Ende der Verfinsterung eines Erdsatelliten durch den Erdschatten bei gegebenen Bahnelementen zu berechnen. Einige Diagramme machen die Lösungen besonders wertvoll für den Satellitenbeobachter. Gü-Li 18140. J. G. Swetlow, E i n Z u s a t z z u m A T - l - F e r n r o h r z u r B e s t i m m u n g d e r a z i m u t a l e n K o o r d i n a t e n k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n . Abh. Univ. Perm 19 Nr. 3 S. 71—73 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A132. 18141. K. Toman, M i n i m u m r a n g e t o a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . Nature 190 333—334. — Die Beobachtung des Doppler-Effekts an Frequenzen, die ein künstlicher Satellit aussendet, kann zur Bestimmung des geringsten Abstandes von einem Beobaehtungspunkt dienen. Der Beitrag bemüht sich um theoretische Berechnung dieser Entfernung unter Berücksichtigung aller sich durch Krümmung der Bahn, Überlagerung von Bahnbewegungen etc. ergebender Effekte und der Abschätzung ihrer Größenordnung. Frlb. 18142. K. Toman, T h e D o p p l e r e f f e c t a n d i n e r t i a l s y s t e m s . Proc I R E 49 971. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1083. 18143. G. M. Truszynski, R a d i o 1337 S. 178—188.

tracking

of e a r t h

s a t e l l i t e s . Vgl. Ref.

18144. I. Tsubokawa, A p r e c i s e s a t e l l i t e t r a c k i n g c a m e r a w i t h a p h o t o e l e c t r i c t i m i n g d e v i c e . Vgl. Ref. 1337 S. 3 9 ^ 2 . 18145. B. E. Tumanjan, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of a z i m u t h a n d h e i g h t of a s a t e l l i t e a t i t s m a x i m u m b r i g h t n e s s . Bull K E Nr. 23 S. 7—8 (russ.).

61, 1961

18. Künstliche Erdsatelliten u n d Planetoiden

18146. F. L. Whipple, F u n d a m e n t a l p r o b l e m s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 18245.

105

in p r e d i c t i n g

positions

18147. L. Wohlfeil, A p p r o x i m a t e p h o t o g r a p h i c o b s e r v a t i o n s of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s i n G d a n s k - O l i v a ( P o l a n d ) . Bull K E 1960 (1961) Nr. 11 S. 16—20 (russ.). 18148. L. Wohlfeil, O b s e r w a c j e f o t o g r a f i c z n e s z t u c z n y c h satelitow Z i e m i . Urania K r a k o w 32 113—117. — Es wird eine Anweisung zur Photographie von künstlichen Erdsatelliten f ü r Amateure gegeben. E. R. 18149. R e s u l t a t e p h o t o g r a p h i s c h e r B e o b a c h t u n g e n k ü n s t l i c h e r s a t e l l i t e n . Bull K E 1960 (1961) Nr. 10 S. 33—34 (russ.). 18150. M i n i t r a c k

in

Erd-

B r i t a i n . Spaceflight 3 122—123.

18151. N e u e B e o b a c h t u n g s k a m e r a f ü r F l u g k ö r p e r . W e l t r a u m f a h r t 12 186. Bahnbewegung 18152. A. A. Aintablian, P r o j e c t e d p a t h of t h e l o n g i t u d i n a l e a r t h - s t a b i l i z e d s a t e l l i t e s . A R S J 31 1522—1526. 18153. B. R. Allan, N a t u r e 190 615.

Satellite

orbit

perturbations

in

vector

axis

of

form.

18154. S. P. Altman, O r b i t a l t r a n s f e r f o r s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 1340 S. 132— 144. 18155. M. L. Anthony, L. M. Perko, V e h i c l e m o t i o n i n t h e e q u a t o r i a l p l a n e of a p l a n e t : a s e c o n d o r d e r a n a l y s i s i n e l l i p t i c i t y . A R S J 31 1413—1421. 18156. P. R. Arendt, L. H. Manamon, A s i m p l e m e t h o d f o r t h e s u p e r v i s i o n of t h e o r b i t a l p e r i o d of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Proc I R E 49 1698—1699. — Als Hilfsmittel zur Beobachtung künstlicher Erdsatelliten verwenden Verf. Diagramme, in denen die Uhrzeiten der Satellitenpassagen gegen die D a t e n der Beobachtungstage rechtwinklig aufgetragen sind. Die Verbindung der D i a g r a m m p u n k t e aufeinanderfolgender Durchgänge f ü h r t auf Linien, die an ihrer K r ü m m u n g die Abnahme der Umlaufszeit oder an ihren Sprüngen eventuell auftretende UnStetigkeiten in der Bahnbewegung erkennen lassen (Beispiel: Sputnik 5 kurz nach dem Start). Gü-Li 18157. E. P. Axenow, E. A. Grebenikow, W. G. Demin, D i e a l l g e m e i n e L ö sung des P r o b l e m s der Bewegung eines k ü n s t l i c h e n Satelliten im n o r m a l e n G r a v i t a t i o n s f e l d d e r E r d e . K E Nr. 8 S. 64—71 (russ.). — Englische Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 491—498. — Das E r d p o t e n t i a l k a n n bis auf ein kleines Restglied, dessen numerische P a r a m e t e r gegenwärtig nicht verläßlich bestimmt sind, mathematisch als K r a f t f u n k t i o n zweier fester Zentren mit gleicher Masse u n d einer imaginären gegenseitigen E n t f e r n u n g dargestellt werden. Eine solche Behandlung gibt die Möglichkeit, die Koordinaten des Satelliten als elliptische F u n k t i o n e n eines m i t der Zeit verhältnismäßig einfach zusammenhängenden P a r a m e t e r s darzustellen. Die abgeleiteten Q u a d r a t u r e n ermöglichen eine ausführliche qualitative u n d q u a n t i t a t i v e Untersuchung der Satellitenbewegung. Ond. 18158. F. Barlier, D é t e r m i n a t i o n d e s é l é m e n t s i n s t a n t a n é s d ' u n s a t e l l i t e a r t i f i c i e l à p a r t i r d e l ' o b s e r v a t i o n d ' u n p a s s a g e . Vgl. Ref. 1337 S. 83—90.

106

II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete

61, 1961

18159. J. W. Batrakow, Method of improving the orbital elements of a r t i f i c i a l satellites from topocentric distances and radial velocities. BIA 8 93—98 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden Formeln abgeleitet, welche die Verbesserungen elliptischer Bahnelemente mit den Verbesserungen der topozentrischen Entfernungen und Radialgeschwindigkeiten verknüpfen. Damit können genäherte Bahnelemente künstlicher Satelliten auf Grund der mit Funkmeßverfahren erhaltenen Entfernungen und Geschwindigkeiten verbessert werden. Die Koeffizientenanalyse der Formel gestattet, die Verbesserungen 1. Czerny, A. Walther, T a b e l l e n d e r B r u c h t e i l f u n k t i o n e n z u m P l a n c k s c h e n S t r a h l u n g s g e s e t z . Berlin, Springer-Verlag, 1961. 8 4- 59 S. Preis DM 28.00. — Besprechung in Ann d'Astrophys 25 50 (S. D u m o n t ) . 5108. E. M. D e n a n , G e n e r a l i z a t i o n s of t h e S a h a 4 759—764. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1027.

e q u a t i o n . P h v s . Fluids

5109. B. Edlen, R e c e n t c o n t r i b u t i o n s t o t h e k n o w l e d g e of f a r u l t r a v i o l e t a t o m i c s p e c t r a of a s t r o p h v s i c a l i n t e r e s t . Vgl. Ref. 1314 S. 143— 145. 5110. AV. A. Fowler, R u t h e r f o r d a n d n u c l e a r c o s m o c h r o n o l o g v . Rutherford Jubilee Conference 1961, P a p e r S 6/2 S. 640—676. — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 65 251. 5111. J . Hazlehurst, T h e s t a b i l i t y of a r o t a t i n g g a s c o l u m n . A p J 134 57 — 62. — Das Stabilitätskriterium von Rayleigh, welches ursprünglich f ü r inkompressible Medien abgeleitet ist, wird f ü r einen speziellen Fall einer kompressiblen strömenden Flüssigkeit (Rotationssymmetrie) diskutiert. Hierfür ist das Kriterium dasselbe wie im kompressiblen Fall. Bk. 5112. T. Jarz^bowski, O p r o m i e n i o w a n i u s y n c h r o t r o n o w y m c i a l n i e b i e s k i c h . U r a n i a K r a k o w 32 295—299. — Das Problem einer eventuellen Synchrotronstrahlung im interstellaren R a u m u n d in den Sternen wird allgemeinverständlich dargestellt. E. R. 5113. T. Jarz^bowski, O p e r s p e k t y w a c h «astronomii neutrinowep. Urania K r a k o w 32 241—242. — Es werden die Möglichkeiten des Vorkommens von Neutrino- u n d Antineutrinostrahlung im Weltall besprochen. E. R. 5114. J . B. Knoff, T h e B o l t z m a n n equation and non-equilibrium p h e n o m e n a i n i o n i z e d g a s e s i n e l e c t r o m a g n e t i c f i e l d s . Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo R e p . Nr. 10, 93 S. * * X. I. Koshewnikow, E. A. Makarowa, O n t h e l i m i t s o f a p p l i c a b i l i t y of B o u g u e r ' s m e t h o d f o r d e t e r m i n i n g t h e i n t e n s i t y of l i g h t f r o m a c e l e s t i a l s o u r c e . Vgl. Ref. 7335. 5115. S. S. K u m a r , O n g r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y . I I I . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 121—124. — Ergänzend zu zwei früheren Arbeiten (vgl. A J B 60 Ref. 5213 u n d Ref. 5214) wird das von den Verf. modifizierte Kriterium von J e a n s f ü r Gravitationsinstabilität unendlich ausgedehnter Medien f ü r R o t a t i o n mit Magnetfeld wiedergefunden. Verf. weist darauf hin, daß ähnliche, obwohl besonders schwierige Untersuchungen, auch f ü r endliche Systeme erwünscht sind. Dv. * * P. Ledoux, M. Sehwarzschild, E. A. Spiegel, O n b u l e n t c o n v e c t i o n . Vgl. Ref. 6458.

the

spectrum

of

tur-

5116. D. X. Limber, T h e a n a l y s i s of s p h e r i c a l l y s y m m e t r i c distrib u t i o n s of m a t t e r . A p J 134 537—552. — E s wird eine Methode entwickelt, u m die gesuchte räumliche Verteilung einerseits aus polytropen Gaskugeln zu sammenzusetzen, andererseits die zugehörigen F a k t o r e n (die bei der formalen Zusammensetzung auch negativ sein können) aus den Ergebnissen von Zählungen in parallelen Streifen abzuleiten. Das Problem wird auf lineare Gleichungen zurückgeführt. Anschließend wird eine Methode zur Berechnung des Gravitationspotentials entwickelt. E s wird gezeigt, wie die Ergebnisse f ü r die Anwendung des Virialtheorems f ü r abgeschlossene Systeme zu benutzen sind, insbesondere bei Durchmischung mit diffuser Materie. Tafeln f ü r die Polytropenindizes zwischen 0 und 5 werden gegeben. Dv.

61, 1961

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

213

5117. L. 0. Lod6n, On t h e p r o p e r t i e s of l i g h t a f t e r t r a n s i t t h r o u g h s e v e r a l m e d i a w i t h a r b i t r a r y p l a n e - p o l a r i s i n g p r o p e r t i e s . Ark Astr 3 1—16 = Stockholms Obs. Medd. Nr. 129. — Verf. gibt eine theoretische Berechnung des Einflusses polarisierender Medien auf durchgehende Lichtstrahlen. Es werden empirische Möglichkeiten zur Prüfung der angegebenen Formeln mitgeteilt. FS 5118. S. X. Miliord, R ö n t g e n - r a y s f r o m c o l l i s i o n s of s t a r s . A J 66 4 9 . — Ref. AAS. 5119. L. Motz, V. A. Bailey, E x i s t e n c e of n e t e l e c t r i c c h a r g e s o n s t a r s . Nature 189 994—995. — Diskussion über die Grundlagen zur Deutung des Zusammenhangs zwischen elektrischer Ladung und Masse bei Sternen. Groth 5120. A. I. Xikischow, D i e A b s o r p t i o n v o n P h o t o n e n h o h e r E n e r g i e n im W e l t a l l . J . Experim. Theoret. Phys. 41 549—550 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 1600, R j ' ü d S S R 1962 1A300. 5121. M. Xishida, H. Tsuda, H. Tsuji, S y n t h e s i s of i r o n g r o u p e l e m e n t s b v t h e r a p i d n u c l e a r p r o c e s s . Progr. Theoret. Phys. 24 685—687, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1488. 5122. T. Ohmiira, H. Ohmiira, C o n t i n u o u s a b s o r p t i o n d u e t o f r e e - f r e e t r a n s i t i o n s in h y d r o g e n . Phys. Rev. (2) 121 513—517. — Der frei-freiAbsorptionskoeffizient des negativen Wasserstoff ions wird im Wellenlängenbereich /. > 4050 A und für Temperaturen von 2520° bis 10080° durch Benutzung der s-Phasenverschiebungen der e-H-Streuung einschließlich der Austausch- und Korrelationseffekte zwischen den beiden Elektronen tabuliert. Gegenüber den früheren Rechnungen von Chandrasekhar und Breen (vgl. A J B 45 Ref. 3509/10) ohne Austauscheffekte sind die Koeffizienten 20 bis 70% niedriger. Bk. 5123. Y. Ono, P r o p a g a t i o n of s h o c k w a v e s i n i n h o m o g e n e o u s g a s e s . I I I . S p h e r i c a l s h o c k w a v e s . Progr. Theoret. Phys. 24 825—829, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1761. 5124. L. Oster, K. W. Philip, V. A. Bailey, E x i s t e n c e of n e t e l e c t r i c c h a r g e s o n s t a r s . Nature 189 43—44. — Die erstgenannten Verf. kritisieren mit Argumenten aus Beobachtung und Theorie die Hypothese von Bailey, nach der die Sonne eine überschüssige elektrische Ladung von —1.5 x 1028 el. stat. Einheiten aufweisen soll. Bailey verlegt daraufhin den Sitz der Ladungen nach außerhalb der Korona, hält aber an seiner Hypothese fest, die er durch Messungen des Satelliten Pionier V gestützt sieht. Har. 5125. I. S. Panassjuk, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e a g e of e l e m e n t s a n d t h e d u r a t i o n of t h e i r f o r m a t i o n . A J UdSSR 38 191—192 (russ. mit engl. Ref.). — F ü r das Isotopenverhältnis J 1 2 7 /Xe 1 2 9 wird eine neue allgemeine Formel abgeleitet und mit anderen Formeln verglichen. Es wird gezeigt, daß aus der Analyse des genannten Verhältnisses im Richardton-Chrondrit keine eindeutigen Schlüsse über das Alter der Elemente und über die Dauer ihrer Bildung gemacht werden können. Ond. 5126. L. E. Peterson, R. L. Howard, G a m m a - r a y a s t r o n o m v i n s p a c e i n t h e 50 k e V t o 3 M e V r e g i o n . I R E Trans. Nuclear Sei. NS — 8 Nr. 4 S. 21— 29. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 468. 5127. S. B. Pikeiner, G r u n d l a g e n der kosmischen Elektrodynamik. Moskau, Phys.-Math. Staatsverlag, 1961. 295 S. Preis 1 R. (russ.). 5128. S. T. Bao,

The

relation

between

electromagnetic

and

gravi-

214

VI. Theoretische Astrophysik

61, 1961

t a t i o n a l i n t e r a c t i o n s . Proc. I n d i a n Acad. Sei. (A) 53 3 2 3 — 3 3 3 . — U n t e r Verwendung eines Lagrange-Pormalismus der relativen Wechselwirkung wird die elektromagnetische Wechselwirkung zwischen Ladungen neu formuliert. Über die b e k a n n t e n P h ä n o m e n e hinaus sagt diese Theorie eine Änderung der trägen Masse mit dem Potential voraus. Entsprechendes gilt f ü r die Gravitation. Insbesondere werden Präzession, Lichtablenkung u n d Rotverschiebung ohne Zuhilfenahme der Allgemeinen Relativitätstheorie erklärt. V. W. 5129. S. P. Shen, S. N. Milford, O n s p a c e . A J 66 295. — Ref. AAS.

Gamma

rays

from

intergalactic

5130. R. Simon, S u r l ' i n s t a b i l i t é g r a v i t a t i o n n e l l e . Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 47 731—738 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 425. — Verf. behandelt das Problem der Gravitationsinstabilität auf statistischmechanischem Wege ausgehend von der Boltzmann-Vlasovschen Differentialgleichung f ü r extrem v e r d ü n n t e Gase u n d zeigt, daß eine Störung d a n n u n d nur d a n n zur Instabilität f ü h r t , wenn ihre Wellenlänge einen kritischen W e r t überschreitet. F ü r isotherme Störungen s t i m m t dieser mit der kritischen Wellenlänge der hydrodynamischen Theorie von J e a n s überein. Ein Vergleich der mittleren Stoßzeit mit der charakteristischen Zeit der Störung zeigt, d a ß beim interstellaren Gas die Methode von Jeans, bei den Sternen eines außergalaktischen Nebels dagegen die des Verf. anzuwenden ist. Gü. 5131. G. Toraldo di Francia, I n t r o d u c t i o n t r o n r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1309 S. 4 1 4 ^ 2 3 .

to

the

theory

of

Synchro-

5132. P. 0 . Vandervoort, T h e c h a r a c t e r of t h e e q u i l i b r i u m of a c o m p r e s s i b l e , i n v i s c i d f l u i d of v a r y i n g d e n s i t y . A p J 134 699—717 = National Radio Astr. Obs. Green B a n k Repr. (B) Nr. 21. — Die Entwicklung von kleinen Störungen im Strömungsfeld einer kompressiblen, reibungsfreien Flüssigkeit mit horizontaler Schichtung wird studiert. F ü r die Lösung der hydrodynamischen Gleichungen werden Wellenfunktionen angesetzt, deren charakteristische P a r a m e t e r in Abhängigkeit von den äußeren U m s t ä n d e n zu bestimmen sind. F S 5133. R ö n t g e n - r a y s AAS.

from

collisions

of s t a r s . Sky Tel. 21 210. — Ref.

Magneto-Hydrodynamik 5134. H. Alfvén, O n t h e o r i g i n of c o s m i c m a g n e t i c f i e l d s . A p J 133 1049—1054. — I m Anschluß an ein Plasmaexperiment von Lindberg, Witalis u n d Jacobsen wird dem Modell des D y n a m o m i t Selbsterregung ein anderer, nichtstationärer Mechanismus an die Seite gestellt. Bei einer radialen Verlagerung einer zylinderischen Schicht im Inneren einer rotierenden leitenden Flüssigkeit mit axialem Magnetfeld entstehen magnetohydrodynamische Transversalwellen, die toroidale Magnetfelder mit sich führen. Bei Steigerung der differentiellen R o t a tionsgeschwindigkeit der Zylinderschicht werden die mit diesen Feldern verbundenen Stromverteilungen instabil u n d bilden senkrecht zur Rotationsachse liegende Schleifen, deren magnetische Felder das ursprüngliche poloidale Magnetfeld durch Energiezufuhr aus der Konvektion verstärken. F ü r die größte so erreichbare magnetische Feldstärke ergibt sich eine dem Gleichverteilungssatz entsprechende Beziehung. Anwendungen auf interstellare Wolken u n d das geomagnetische Feld werden diskutiert. Gü. 5135. G. A. Askarjan, D i e B e s c h l e u n i g u n g v o n W o l k e n ionisierten Gases mit eigenem, durch E l e k t r o n e n s t r ö m e zerstreuten Magnetf e l d . J . Experim. Theoret. P h y s . 41 1632—1633 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1962 4A279.

61, 1961

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

215

5136. K. D. Cole, H y d r o m a g n e t i c s a n d s t e l l a r s t r u c t u r e . Nature 189 31—33. — Verf. schlägt vor, bei der Berechnung des hydrodynamischen Gleichgewichts in der Korona den hydromagnetischen Strahlungsdruck zu berücksichtigen. Groth 5137. S. Grz^dzielski, W y b r a n e a s p e k t y m o l e k u l a r n e h y d r o m a g n e t y k i k o s m i c z n e j . I. I I . I I I . Postepy Astr. 9 85—95, 117—136, 193—210. — Der Zweck dieses Aufsatzes ist es, im Hinblick auf astrophysikalische Anwendungen auf den Einfluß der molekularen Struktur ionisierter Gase auf die hydromagnetischen Gleichungen hinzuweisen. Es werden im einzelnen behandelt: 1. Das individuelle und das kollektive Plasma; 2. Mikroskopische Begründung der fundamentalen Gleichungen; 3. Molekulare Effekte bei astrophysikalischen Problemen. E. R . 5138. A. Hruska, P r o p a g a t i o n of m a g n e t o h y d r o d y n a m i c w a v e s i n a n i n v i s c i d n o n u n i f o r m p l a s m a w i t h i n f i n i t e c o n d u c t i v i t y . BAC 12 224—228. — Die Gleichungen der Ausbreitung magneto-hydrodynamischer Wellen werden genähert integriert; einige Spezialfälle der Lösung werden näher diskutiert. FS 5139. J. N. Kapur, R. K. Jain, On t h e s t a b i l i t y of a s o l u t i o n i n h y d r o m a g n e t i c s i n t h e p r e s e n c e of d i s s i p a t i v e f o r c e s . ZfA 52 110—117. — Die Stabilität der Lösung u =

(0, —-, 1) der hydromagnetischen Gleiy 4?i q P chungen bei Anwesenheit dissipativer Kräfte wird diskutiert. Es zeigt sich, daß Rosenbluth und Longmires Stabilitätskriterium auf dynamisches Gleichgewicht nicht allgemein anwendbar ist. Verf. (ü.) 5140. A. A. Kortsehak, S. I. Syrowatskij, P o l a r i z a t i o n of r a d i a t i o n a n d t h e s t r u c t u r e of t h e m a g n e t i c f i e l d of c o s m i c s o u r c e s of m a g n e t o d e c e l e r a t i n g r a d i a t i o n . A J UdSSR 38 885—897 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersuchen für zwei Spezialfälle den Zusammenhang der Stokes-Parameter der beobachteten Polarisation, des Spektrumkoeffizienten und der Irregularität des Magnetfeldes in der Quelle. Im einen Fall ist angenommen, daß das Magnetfeld zwar über das Quellenvolumen konstante Amplitude hat, jedoch nicht isotrop ist. Als Anwendung wird der Crab-Nebel gewählt, für den die Anisotropie des magnetischen Druckes und die mittlere Feldstärke bestimmt werden. Der zweite Fall nimmt ein gleichförmiges äußeres Feld an, das einem vollständig ungeordneten Quellenfeld überlagert wird. Hier bietet sich als Anwendung die Messung der Polarisation in Spiralarmen an. Schließlich wird noch gezeigt, daß im allgemeinen Quellen, die polarisierte Synchrotronstrahlung emittieren, nichtsphärische Form besitzen. Oster 5141. K. M. Kossaeki, On t h e m a g n e t o g r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y of a homogeneous, infinite, viscous and rotating medium with finite e l e c t r i c a l c o n d u c t i v i t y . AA 11 83—86 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 115. — Der Fall von Magnetogravitationsinstabilität in einem nichtviskosen Medium von unendlicher elektrischer Leitfähigkeit (vgl. A J B 60 Ref. 5153) wird verallgemeinert auf ein viskoses Medium von endlicher elektrischer Leitfähigkeit. Es wird ein homogenes System von algebraischen Gleichungen erhalten. Aus ihrer Lösung ergibt sich, daß die Instabilitätskriterien dieselben sind wie für ein nichtviskoses Medium von unendlicher elektrischer Leitfähigkeit. E. R . 5142. K. M. Kossaeki, M a g n e t o g r a w i t a c y j n a n i e s t a b i l n o ä c nieskonczonego, jednorodnego osrodka lepkiego i o skonezonym przewodn i e t w i e , z n a j d u j ^ c e g o sie p o d d z i a l a n i e m sil C o r i o l i s a . Post^py Astr. 9 169—170. — Es wird der gleichzeitige Einfluß der Viskosität und der Widerstandsfähigkeit auf die Stabilität eines unendlichen, homogenen Mediums, dessen

216

VI. Theoretische Astrophysik

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Magnetfeld senkrecht zur Drehachse ist und den Störungen unterworfen ist, die sich senkrecht zur Richtung des Feldes und der Drehachse verbreiten, untersucht. Die Dispersionsgleichung und die Stabilitätsbedingung des Mediums werden erhalten. E. R. 5143. J. P. Ladikow, S o m e e x a c t s o l u t i o n s of u n s t e a d y m o t i o n t i o n s i n m a g n e t i c h y d r o d y n a m i c s . DAN 137 303—306 (russ.).

equa-

5144. L. S. Marotschnik, T h e t r a j e c t o r y of t h e f l o w in a m a g n e t i c t u b e c o n n e c t e d w i t h t h e S u n . A J UdSSR 38 409—418 (russ. mit engl. Ref.). — Für die stationären Gleichungen der Magnetohydrodynamik wird im Fall einer kompressiblen idealen Flüssigkeit mit er = co eine Lösung gegeben. Es wird dabei die naheliegende Annahme gemacht, daß Strömungsrichtung und Magnetfeld parallel zueinander sind. Die Entwicklung der Bahnen unter dem Einfluß kleiner stationärer Störungen wird untersucht und ihre Stabilität abgeschätzt. Ba. 5145. S. Nagarajan, H y d r o m a g n e t i c t u r b u l e n c e . ApJ 134 447—455. — Die Erweiterung der Heisenbergschen Turbulenztheorie auf die Hydromagnetik durch Chandrasekhar (1955) wird nochmals abgeleitet; ferner wird die Energietransportgleichung für die Fourier-Komponenten, jedoch auch für endliche Viskosität v und Leitfähigkeit /. _1 , behandelt. Durch eine Störungsrechnung wird daraus gezeigt, daß von den beiden Lösungstypen Chandrasekhars (Geschwindigkeitstyp und magnetischer Typ für ). = v = 0) nur der magnetische Typ eine Lösungsmöglichkeit darstellt. Bk. 5146. ?i. K. Jfayyar, M a g n e t o g r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y of a n i n f i n i t e m e d i u m w i t h f i n i t e e l e c t r i c a l a n d t h e r m a l c o n d u c t i v i t y . ZfA 52 266—271. — Verf. untersucht die Gravitationsinstabilität eines unendlich ausgedehnten Gases endlicher elektrischer und thermischer Leitfähigkeit in Anwesenheit eines gleichförmigen Magnetfeldes. E r findet, daß die elektrische Leitfähigkeit keinen merklichen Effekt auf die Stabilität hat, wogegen die endliche thermische Leitfähigkeit verlangt, daß im Jeans'schen Stabilitätskriterium die isotherme Schallgeschwindigkeit durch die adiabatische ersetzt wird. Oster 5147. A. G. Pacholczyk, S u l l a i n s t a b i l i t à m a g n e t o - g r a v i t a z i o n a l e d i u n m e z z o s t r a t i f i c a t o . Lincei Rend. Sci. fis. mat. nat. (8) 30 738—743 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 121. 5148. A. G. Pacholczyk, O f r o n t a c h f a i m a g n e t o d z w i ^ k o w y c h w n i e j e d n o r o d n y c h o s r o d k a c h . Post^py Astr. 9 181. — Ref. der in A J B 00 Ref. 5155 zitierten Arbeit des Verf. E. R. 5149. N. W. Puschkow, M a g n e t i s m u s i m Wissen», 1961. 48 S. Preis 9 Kop. (russ.). 5150. P. K. Raju, H. S. Talwar, R a d i a l m a g n e t i c f i e l d . ZfA 52 31—36.

K o s m o s . Moskau, Verlag «Das

pulsation

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5151. G. Stephenson, T h e g r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y of a n i n f i n i t e h o m o g e n e o u s r o t a t i n g v i s c o u s m e d i u m i n t h e p r e s e n c e of a m a g n e t i c f i e l d . MN 122 455—459, 123 285. — Es wird gezeigt, daß das Jeanssche Kriterium für Gravitationsinstabilität eines unendlichen homogenen Mediums nicht durch die gemeinsame Einwirkung von Coriolis-Kräften, Magnetfeld und Reibungskräften beeinflußt wird. Die notwendigen und hinreichenden Bedingungen für Stabilität werden diskutiert. Groth 5152. M. Tadokoro, K o s m i s c h e 124—127, 155—156 (japan.).

M a g n e t o h v d r o d v n a m i k . Astr. Herald 54

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51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

217

5153. H. S. Talwar, R e f r a c t i o n a n d r e f l e c t i o n of p l a n e h y d r o m a g n e t i c w a v e s a t t h e b o u n d a r y of t w o c o m p r e s s i b l e m e d i a . Ann d'Astrophys 24 536—540. 5154. L a m é c a n i q u e d e s f l u i d e s e t la magnétohydrodynamique. Paris, Eyrolles éditeur, 1961. — Besprechung in Ann d'Astrophys 25 218. Strahlungstransport 5155. P. M. Anselone, C o n v e r g e n c e of C h a n d r a s e k h a r ' s m e t h o d f o r i n h o m o g e n e o u s t r a n s f e r p r o b l e m s . J . Math. Mech. 10 537—546. — Ref. in Math. Rev. 23 1B449. 5156. K. Bullrich, D i e B e r ü c k s i c h t i g u n g d e r M e h r f a c h s t r e u u n g b e i der B e r e c h n u n g der H i m m e l s s t r a h l u n g und deren Polarisationsg r a d in e i n e r R a y l e i g h - A t m o s p h ä r e . Optik 18 431—439. — Die Verteilung der Strahlungsintensität des Himmels und deren Polarisationsgrad f ü r eine Rayleigh-Atmosphäre mit Berücksichtigung der Mehrfachstreuung ist durch das kürzlich erschienene Tabellenwerk von Coulson, Dave und Sekera (vgl. A J B 60 Ref. 5175) weitgehend bekannt. Die vorliegende Untersuchung zeigt den Einfluß der Streuung höherer Ordnung auf die durch Primärstreuung und Streuung höherer Ordnung (Mehrfachstreuung) gemeinsam hervorgerufene Himmelsstrahlung und deren Polarisationsgrad. Während die Himmelsstrahlung bei Zugrundelegung der Mehrfachstreuung stets höher ist als bei alleiniger Berücksichtigung der Primärstreuung, ist der Polarisationsgrad bei Mehrfachstreuung kleiner als bei allein wirksamer Primärstreuung. Verf. 5157. I. W. Busbridge, T h e M a t h e m a t i c s of R a d i a t i v e T r a n s f e r . Vgl. A J B 60 Ref. 5172. — Weitere Besprechung in Ann d'Astrophys 24 429—430 (P. F e a u t r i e r ) . 5158. G. F. Carrier, E. H. Avrett, A n o n - g r a y r a d i a t i v e - t r a n s f e r p r o b l e m . A p J 134 469—481 = H a r v Repr Nr. 585. — Verf. geben Näherungslösungen für das nichtgraue Strahlungsgleichgewichtsproblem. F ü r den Absorptionskoeffizienten wird folgende Approximation benutzt ^ ( XX VV) ^ < ' >

~

1

|

* ( X ) £-1 *

0

(X)

V V > V

< 0

1

£ « 1 f 6 « 1 -

Mit der Eddingtonschen Näherung ergibt sich eine nichtlineare Differentialgleichung für die Temperaturverteilung. Die Ergebnisse zeigen, daß die Oberflächentemperatur gegenüber der grauen Näherung stark reduziert wird. Der ultraviolette Strahlungsstrom (für v > v0) an der Oberfläche wird, wie zu erwarten war, stark herabgesetzt. Groth 5159. K. L. Coulson, J. V. Dave, Z. Sekera, T a b l e s R e l a t e d t o R a d i a t i o n Emerging from a Planetary Atmosphere with Rayleigh Scattering. Vgl. A J B 60 Ref. 5175. — Weitere Besprechung in J . Optical Soc. America 51 118 (C. C. K i e s s ) , Nature 192 1005—1006 (Z. K o p a l ) . 5160. D. Deirmendjian, R. Clasen, W. Viezee, Mie s c a t t e r i n g w i t h p l e x i n d e x of r e f r a c t i o n . J. Optical Soc. America 51 620—633.

com-

5161. R. H. Giese, S t r e u u n g e l e k t r o m a g n e t i s c h e r W e l l e n a n a b s o r bierenden und dielektrischen kugelförmigen Einzelteilchen und a n G e m i s c h e n s o l c h e r T e i l c h e n . ZfA 51 119—147 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 52. — Mit dem Digitalrechner «Siemens 2002» wurden die Mieschen Streufunktionen in 2°-Intervallen für sphärische absorbierende und dielektrische Teilchen verschiedener Größe und damit Streufunktion und Polarisation für verschiedene Modelle interplanetarer Staubgemische (Ni, Fe, H 2 0 , SiO a ) berech-

218

VI. Theoretische Astrophysik

61, 1961

net. Ein Vergleich mit den gemessenen Werten zeigt, daß die Polarisation des Zodiakallichts nicht durch ein Staubgemisch allein erklärt werden k a n n ; ein wesentlicher Teil muß von freien Elektronen stammen. Voigt 5162. H. C. van de Hülst, M. M. Davis, A m u l t i p l e s c a t t e r i n g p r o b l e m w i t h a n a n i s o t r o p i c p h a s e f u n c t i o n . Proc. K. Nederl. Akad. Wet. (B) 64 220—227. — Ref. in Math. Rev. 22 1827. 5163. E. G. Janowizkij, D i f f u s e r e f l e c t i o n a n d t r a n s m i s s i o n of l i g h t b y a p l a n e l a y e r of a n i n h o m o g e n e o u s m e d i u m a s s u m i n g a n i s o t r o p i c s c a t t e r i n g . A J UdSSR 38 912—919 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. leitet genaue Formeln für die Helligkeitskoeffizienten diffus reflektierter und diffus transmittierter Strahlung durch eine ebene Schicht eines trüben Mediums für den Fall ab, daß die Streufunktion und das Verhältnis des Streuungskoeffizienten zur Summe der Koeffizienten der Streuung und wahren Absorption Funktionen der optischen Tiefe sind. Die Ergebnisse der Arbeit können auf die Untersuchung der Stern- und Planetenatmosphären angewandt werden. Verf. (ü.) 5164. M. P. Kawatra, K. K. Bajaj, T h e s t u d y of T h o m s o n s c a t t e r i n g c o e f f i c i e n t i n d e g e n e r a t e s y s t e m s . Proc. National Inst. Sei. India (A) 27 305—316. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 532. 5165. J. Lenoble, Z. Sekera, E q u a t i o n of r a d i a t i v e t r a n s f e r i n a p l a n e t a r y s p h e r i c a l a t m o s p h e r e . Proc. National Acad. Sei. USA 47 372—378. 5166. I. N. Minin, D i e S t r a h l u n g s d i f f u s i o n in e i n e m h a l b u n e r i d l i c h e n M e d i u m b e i a n i s o t r o p e r S t r e u u n g . I. Bote Univ. Leningrad 1961 Nr. 1 S. 133—143 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in Math. Rev. 23 5B2483, R J UdSSR 1961 11A228. 5167. S. Piotrowski, On t h e d i f f u s i o n of l i g h t t h r o u g h a n o p t i c a l l y thick layer with strongly elongated scattering indicatrix and v a n i s h i n g a b s o r p t i o n . AA 11 71—81 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 116. — Das Ziel der Untersuchung ist die Klärung der Frage nach den Anwendungsmöglichkeiten der vom Verf. in A J B 56 Ref. 263 angegebenen Formel zur Berechnung des durchgelassenen Strahlungsstromes bei einer stark vorwärts gerichteten Streufunktion. Weiter soll festgestellt werden, in welchen Richtungen Abweichungen zu erwarten sind. Eine vereinfachte, der isotropen Streuung entsprechende Transportgleichung wird angegeben. Der Fall einer stark verlängerten Streufunktion wird mit Hilfe von neuen Integralen der Transportgleichung behandelt, die nur für spezielle Typen der Phasenfunktion gültig sind. I n solchem Falle ist der Helligkeitskontrast zwischen der durchgelassenen Strahlung senkrecht und tangential zur durchlassenden Schicht viel größer als im Falle einer sphärischen Streuung. Ein Kontrast dieser Art wird in terrestrischen Wolken beobachtet. E. R. 5168. W. A. Prokoljew, D i r e c t i o n a l a v e r a g i n g of t h e r a d i a t i o n t r a n s f e r e q u a t i o n . Bote Univ. Moskau (Math., Mechan., Astr., Phys., Chem.) 1958 Nr. 2 S. 57—66 (russ.). 5169. W. A. Prokofjew, T r a n s p o r t e q u a t i o n s of i n t e g r a l f u n c t i o n s of a r a d i a t i o n f i e l d . Bote Univ. Moskau (Math., Mechan., Astr., Phys., Chem.) 1958 Nr. 3 S. 39—45 (russ.). — Ref. in Math. Rev. 23 1B206. 5170. D. N. Ratschkowskij, On t h e f o r m a t i o n of a b s o r p t i o n l i n e s i n a m a g n e t i c f i e l d . R e m a r k s o n t h e p a p e r s b y W. U n n o a n d W. E. S t e p a n o w . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 25 277—280 (russ. mit engl. Ref.). — Die Gleichungen des Strahlungsgleichgewichts bei Vorhandensein eines Magnetfeldes nach Unno (vgl. A J B 56 Ref. 5021) lassen sich in die von Stepanow (vgl. A J B 58 Ref. 6355) transformieren. Loh.

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51. Grundlagen u n d Probleme allgemeiner Art

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5171. D. N. Ratschkowskij, A s y s t e m of r a d i a t i v e t r a n s f e r e q u a t i o n s i n t h e p r e s e n c e of a m a g n e t i c f i e l d . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 26 63—73 (russ. mit engl. Ref.). — Allgemeine Gleichungen f ü r den Strahlungstransport in einer Atmosphäre mit Magnetfeldern werden abgeleitet. Verf. zeigt, d a ß sein Gleichungssystem m i t W. Unnos Resultaten (vgl. A J B 56 Ref. 5021) übereinstimmt. W . E . Stepanows Gleichungssystem (vgl. A J B 58 Ref. 247) dagegen stellt einen Sonderfall dar. Oster 5172. D. H. Sampson, R a d i a t i o n r e l a x a t i o n t i m e s a t h i g h t e m p e r a t u r e s . A p J 184 482—499. — Mit Hilfe der Gleichung des Strahlungstransports werden die Grenzen der Bereiche in T e m p e r a t u r u n d Dichte berechnet, innerhalb deren durchstrahlte Materie im thermodynamischen Gleichgewicht mit der Umgebung bleibt. FS 5173. W. W. Sobolew, I. N. Minin, I s o t r o p i e l i g h t s c a t t e r i n g i n a n a t m o s p h e r e w i t h f i n i t e o p t i c a l t h i c k n e s s . A J U d S S R 38 1025—1032 (russ. m i t engl. Ref.). 5174. P. H . Stone, J . E. Gaustad, T h e a p p l i c a t i o n of a m o m e n t m e t h o d t o t h e s o l u t i o n of n o n - g r a y r a d i a t i v e - t r a n s f e r p r o b l e m s . A p J 134 456—468 = H a r v R e p r Nr. 584. — Verf. berechnen Näherungslösungen f ü r das nichtgraue Strahlungsgleichgewichtsproblem. Die Transportgleichung wird m i t einer modifizierten Version der Momentenmethode von Krook gelöst. Der Absorptionskoeffizient wird in einen frequenzabhängigen u n d einen tiefenabhängigen Anteil zerlegt. Die Frequenzabhängigkeit wird durch zwei Stufen approximiert * 1 ' V> ~ 1 X 2 • f ( X ) v0 < V < oo. Die Ergebnisse zeigen, daß durch eine Diskontinuität des Absorptionskoeffizienten die Grenztemperatur gegenüber der einer grauen Atmosphäre gleicher Effektivt e m p e r a t u r verkleinert, der Temperaturgradient vergrößert wird. Groth 5175. S. Ueno, T h e p r o b a b i l i s t i c m e t h o d f o r p r o b l e m s of r a d i a t i v e t r a n s f e r . X. D i f f u s e r e f l e c t i o n a n d t r a n s m i s s i o n in a f i n i t e inh o m o g e n e o u s a t m o s p h e r e . Vgl. A J B 60 Ref. 5183 = Contr. Inst. Astrophys. K w a s a n Obs. Univ. K y o t o Nr. 97. 5176. S. Ueno, T h e S - a n d T - f u n c t i o n s of S. C h a n d r a s e k h a r . Vgl. A J B 60 Ref. 5184 = Contr. Inst. Astrophys. K w a s a n Obs. Univ. K y o t o Nr. 99. 5177. S. Ueno, O n t h e d i f f u s i o n m a t r i x of r a d i a t i v e t r a n s f e r . Ann d'Astrophys 24 352—358 = Contr. Inst. Astrophys. K w a s a n Obs. Univ. K y o t o Nr. 109. — Ausgehend von der ersten Milnesehen Integralgleichung u n d den zugehörigen Hilfsgleichungen gibt Verf. eine neue Ableitung der DifFusionsmatrix, die aus Reflexions- u n d Transmissionsoperatoren besteht. Sind die optischen Eigenschaften des Mediums durch die Atmosphäre konstant, so reduzieren sich die Operatoren auf die von Sobolew angegebene F o r m . Voigt 5178. S. Ueno, S t o c h a s t i c e q u a t i o n s i n r a d i a t i v e t r a n s f e r b y i n v a r i a n t i m b e d d i n g m e t h o d . J . Math. Analysis Applications 2 217—222 = Contr. Inst. Astrophys. K w a s a n Obs. Univ. K y o t o Nr. 100. — Ref. in Math. Rev. 23 5 B 2460. 5179. P. R. Wilson, O n s o l v i n g t h e e q u a t i o n of r a d i a t i v e t r a n s f e r f o r c o n s e r v a t i v e n o n - u n i f o r m m e d i a . Australian J . Phys. 14 57—63.

220

VI. Theoretische Astrophysik

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§ 52

Nebel, Interstellare Materie 5201. W. I. Axford, I o n i z a t i o n f r o n t s in i n t e r s t e l l a r g a s : t h e s t r u c t u r e of i o n i z a t i o n f r o n t s . Philos. Trans. Boy. Soc. London (A) 253 301 —333. — Ref. in Math. Rev. 22 2037—2038, Phys. Abstr. (A) 64 250, Phvs. Ber. 41 724—725. 5202. P. F. Browne, On t h e o r i g i n of r a d i o e m i s s i o n f r o m g a s c l o u d s . A p J 134 963—969. — Verf. zeigt, daß in einem Plasma frei-Übergänge negative und positive Absorptionskoeffizienten auftreten so daß es zu einer Verstärkung der spontanen Emission kommen kann.

cosmic für freikönnen, Groth

5203. F. Cernnschi, J. Ainorín, E s t u d i o de a l g u n o s a s p e c t o s d e la e v o l u c i ó n de l a s n u b e s c ó s m i c a s . Vgl. A J B 60 Ref. 5201 = Publ. Dep. Astr. Univ. Montevideo Nr. 8. 5204. F. Cernuschi, S. Codina, C o n s i d e r a c i o n e s s o b r e c r e c i m i e n t o y e s t a b i l i d a d de n u b e s c ó s m i c a s y sus r e l a c i o n e s con la g é n e s i s de e s t r e l l a s . Vgl. A J B 60 Bef. 5202 = Publ. Dep. Astr. Univ. Montevideo Nr. 7. 5205. G. B. Field, B. B. Partridge, S t i m u l a t e d e m i s s i o n of t h e 3 . 0 4 - c m f i n e - s t r u c t u r e l i n e of h y d r o g e n i n d i f f u s e n e b u l a e . A p J 134 959 —962. — Verf. zeigen, daß durch die starke L y a - Strahlung in diffusen Xebeln die Besetzung des 2 2 P 3 , 2 -Niveaus des Wasserstoffs so groß werden kann, daß die durch das frei-frei-Kontinuum induzierte. Emission der Feinstrukturlinie 2 2 P 3 ,2 — 2 a S,, 2 bei 3.04 cm beobachtbar wird. Für den Orion-Xebel wird abgeschätzt, daß man mit einem 85 Fuß-Teleskop eine Antennentemperatur von 0?02 in dieser Linie erhalten müßte. Groth 5206. M. Fujimoto, On t h e i n t e r n a l f l o w a n d g r a v i t a t i o n a l c o n t r a c t i o n of g l o b u l e s . Sei. Bep. Töhoku Univ. (1) 45 33—43 = Sendai Astr. Bap. Nr. 76. — Die Theorie der Ionisationsfront wird auf die «Elefantenrüssel» und Globulen angewandt und der Charakter der inneren Bewegungen der Globulen und die Folgerungen für die Rate des Massenverlusts untersucht. Unter Anwendung des Virialtheorems wird die notwendige Abkühlungsrate berechnet, um eine gravitative Kontraktion zu erreichen. Voigt 5207. B. E. Gerschberg, T h e e x p a n s i o n of H I I r e g i o n s a n d t h e f o r m a t i o n of g r a v i t a t i o n a l l v s t a b l e p r o t o s t a r s . A J UdSSR 38 819—827 (russ. mit engl. Bef.). — Da die innere Wärmeenergie der interstellaren Wolken die Gravitationsenergie übertrifft, können Protosterne aus der interstellaren Materie unter Wirkung der Gravitation allein und ohne beträchtliche Vorausverdichtung nicht entstehen. Die Verdichtung kann Zustandekommen, wenn in der Dichte der ursprünglichen H I-Zone Fluktuationen vorkamen. Die Wahrscheinlichkeit, daß die Verdichtung die Entstehung von stabilen Objekten von der Größenordnung der Globulen zur Folge haben wird, ist verhältnismäßig klein, steht jedoch nicht im Widerspruch zu der kleinen Anzahl von Globulen in der Xähe der diffusen Nebel. Verf. (ü., gek.) 5208. R. E. Gerschberg, T h e e x p a n s i o n of H I I r e g i o n s a n d t h e f o r m a t i o n of p e r i p h e r a l s t r u c t u r e s i n d i f f u s e n e b u l a e . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 25 76—87 (russ. mit engl. Bef.). — Verf. untersucht die Entwicklung eines H II-Gebietes, das sich durch das Aufflammen eines innerhalb eines H IGebiets befindlichen Frühtypsterns herausbildet. Wie sich zeigt, treten hydrodynamische Effekte in einem solchen System erst nach der Ausbildung der Strömgren-Sphäre in Erscheinung. Dadurch verliert der Oortsche Raketenmechanismus an Bedeutung. Infolge der Expansion des ursprünglichen H II-Gebiets wird ihre

61, 1961 optische Dicke Diese dringen So k a n n es zu (z. B. IC 1805,

52. Nebel, Interstellare Materie

221

in L c kleiner u n d es k o m m t zur Ionisierung neuer Gasmassen. in die äußeren Schichten des ursprünglichen H II-Gebiets ein. den verschiedentlich beobachteten R a n d s t r u k t u r e n diffuser Nebel 1848) k o m m e n . Loh.

5209. R. E. Gersellberg, O n t h e temperature of t h e intermediate r e g i o n b e t w e e n H I I a n d H I z o n e s of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 26 324—341 (russ. mit engl. Ref.). — Einige spezielle Probleme werden betrachtet, die den T e m p e r a t u r z u s t a n d im Übergangsgebiet zwischen einem H I- u n d H II-Gebiet betreffen. Die Abhängigkeit der mittleren Energie des bei der Ionisation des interstellaren Wasserstoffs entstehenden Photoelektrons von der optischen Tiefe im L y m a n - K o n t i n u u m wird untersucht. E s wird gezeigt, daß gestreute Lc-Strahlung den Zuwachs dieser Energie mit der optischen Tiefe stark verkleinert. Eine Untersuchung der Abkühlung des interstellaren Gases durch Emission in verbotenen Linien f ü h r t zum Schluß, daß die Rolle der Submillimeter-Emission von O l mit der Emission von C I I u n d Si I I vergleichbar ist. F ü r den Nebel NGC 6523 wurde die Elektronent e m p e r a t u r in Rand- u n d Innengebieten bestimmt. E s k o n n t e n keine beträchtlicheren Unterschiede festgestellt werden. Ond. 5210. F. A. Goldsworthy, I o n i z a t i o n f r o n t s i n i n t e r s t e l l a r g a s and t h e e x p a n s i o n of H I I r e g i o n s . Philos. Trans. Rov. Soc. London (A) 253 277—300. — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 250, Phys. Ber. 41 725, Math. Rev. 22 2037. 5211. T. Hatanaka, W. Unno, H. Takebe, O n t h e s t e l l a r gas. I. G r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y . 173—183 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 14.

c o n d e n s a t i o n of i n t e r Publ. Astr. Soc. J a p a n 13

5212. A. Hruska, T h e m o t i o n of d u s t r e l a t i v e l y t o g a s i n i n t e r s t e l l a r s p a c e . BAC 12 140—141. — Verf. p r ü f t die Frage nach der Konstanz des Verhältnisses Staub zu Gas u n d zeigt auf Grund theoretischer Betrachtungen, daß in etwa 10® J a h r e n eine Trennung d a d u r c h möglich ist, daß die Gaspartikel stärker äußeren K r ä f t e n , wie Magnetfeldern, ausgesetzt sind als die Staubkörner. C. H . * * D. G. Hummer, M. J. Seaton, T h e u l t r a - v i o l e t r a d i a t i o n of the c e n t r a l s t a r s of p l a n e t a r y n e b u l a e . Vgl. Ref. 13213. 5213. W. H. MeCrea, L a m a t i è r e é t o i l e s . Ciel et Terre 77 1—16.

interstellaire

et

la

formation

des

5214. M. R. C. McDowell, O n t h e f o r m a t i o n of H 2 i n H I regions. Obs 81 240—243. — Verf. untersucht die H 2 -Bildung aus H u n d H " u n d diskutiert das Gleichgewicht H + e ^ IL — h x , II • H H 2 ' e u n t e r Berücksichtigung der Photoionisation des H 2 . I n 3 pc E n t f e r n u n g von einem Stern, u dessen Strahlung der einer schwarzen Kugel von 1 0 cm Radius u n d 10 4 ° entspricht, wird die H 2 -Bildung erst f ü r n i l S> 103 c m - 3 erheblich, ebenso im galaktischen Strahlungsfeld nach Lambrecht und Z i m m e r m a n n ; f ü r n H < 10 3 cm 3 könnte sie hier erst bei kinetischen Temperaturen u m 10 4 ° Bedeutung gewinnen. Gü. * * I. N. Miliin, O n t h e o p t i c a l p r o p e r t i e s of d u s t n e b u l a e . Vgl. Ref. 13123. 5215. T. Osaki, T h e i n f l u e n c e of t h e i n t e r s t e l l a r g r a i n s o n t h e L y m a n A l p h a r a d i a t i o n f i e l d i n H I I r e g i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 1—14 = Contr. Inst. Astrophys. K w a s a n Obs. Univ. K y o t o Nr. 92. — Verf. teilt die Berechnung der Absorption der La-Linie durch ionisierten Wasserstoff mit, der von einem Stern der T e m p e r a t u r 40000° beleuchtet wird. FS

222

VI. Theoretische Astrophysik

61, 1961

5216. D. £ . Osterbrock, On a m b i p o l a r d i f f u s i o n in H I r e g i o n s . A p J 134 270—272. — Häufigkeit und Wirksamkeit von Kollisionen zwischen elektrisch geladenen und elektrisch neutralen Teilchen in interstellarer Materie werden genauer berechnet und Schätzungen früherer Autoren teilweise berichtigt. FS 5217. N. Sekiguchi, On t h e c a p t u r e o f t h e c o s m i c m a t t e r in s p a c e a r o u n d a s t a r b y i n e l a s t i c c o l l i s i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 241 —249 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 214. — Bei der Begegnung mit einem Stern werden die Bewegungen der Teilchen einer interstellaren Wolke derart gestört, daß sie bei unelastischen Zusammenstößen hinter dem Stern Energie verlieren und vom Gravitationsfeld des Sterns eingefangen werden können. Hat der Stern etwa eine Sonnenmasse, so kann auf diesem Wege aus einer durchschnittlichen interstellaren Wolke genügend Materie zur Bildung eines Planetensystems eingefangen werden, wenn man noch die Energiedissipation des Gasgehalts der Wolke durch Stoßanregung und -ionisation berücksichtigt. Auch die Entstehung von Satelliten- und Mehrfachsternsystemen kann so erklärt werden. Gü. 5218. K . Takayanagi, S. Nishimura, P o s s i b i l i t y o f o b s e r v i n g t h e 2 8 ¡x r a d i a t i o n f r o m t h e i n t e r s t e l l a r h y d r o g e n m o l e c u l e s . Rep. Ionosphere Space Res. Japan 15 81—89. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 469—470. 5219. B . Yada, S t u d y o f a n H I e n v e l o p e in a g a l a c t i c n e b u l a . I n t e r p r e t a t i o n o f t h e s p e c t r u m o f t h e O r i o n n e b u l a . Vgl. A J B 60 Ref. 5226 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 94.

§ 53 Sternatmosphären 5301. S. Bashkin, D. C. Peaslee, P r o d u c t i o n o f l i g h t e l e m e n t s in s t e l l a r atmospheres. I. D e u t e r i u m a n d H e 3 . Bull. American Phys. Soc. (2) 6 7. — Ref. 5302. M. S. Bhatnagar, R. S. Kushwaha, P r o p a g a t i o n o f i n t e n s e s h o c k w a v e s in s t e l l a r e n v e l o p e s . Ann d'Astrophys 24 211—218. — Die Theorie der Ausbreitung von Stoßwellen wird erweitert, um die Wechselwirkung von Gas und Strahlung untersuchen zu können. Aus dem Zerfall der Stoßwellen wird die Radialgeschwindigkeit in der Atmosphäre eines ß Cep-Sterns ( B W Vul) berechnet. Die Übereinstimmung mit den Beobachtungen ist gut. Die für den Zerfall der Stoßwellen berechnete Zeit ist von der Größenordnung der Periode der beobachteten Variationen der Radialgeschwindigkeit. Die Radialgeschwindigkeitsänderungen dürften also durch Stoßwellen hervorgerufen werden. Groth 5303. M. S. Bhatnagar, R. S. Kushwaha, M e c h a n i c a l d e c a y o f a s p h e r i c a l s h o c k w a v e in a s t e l l a r a t m o s p h e r e . Proc. National Inst. Sei. India (A) 27 441—452. — Um die Radialgeschwindigkeitskurve des ß Cep-Sterns B W Vul zu erklären, wird der Zerfall einer Stoßwelle untersucht. Dabei wird eine sphärisch-symmetrische Konfiguration angenommen. Wie sich erweist, haben Dichtevariationen und Krümmung der äußeren Schichten einen geringen Einfluß. Die Rechnungen ergeben eine gute Übereinstimmung mit der Beobachtung. V.W. 5304. L. Biermann, R . Löst, G e n e r a l a s p e c t s o f n o n - t h e r m a l p h e n o m e n a . Vgl. Ref. 1314 S. 623—634. 5305. K.-H. Böhm, E. Richter, D e r E i n f l u ß d e s S t r a h l u n g s a u s t a u s c h e s a u f d i e K o n v e n t i o n i n e i n e r p o l y t r o p e n A t m o s p h ä r e . Mitt. AG 1959 S. 68. — Ref. AG.

61, 1961

53. Sternatmosphären

* * K.-H. Böhm, A b a s i c l i m i t of t h e i n f o r m a t i o n c e n t e r - t o - l i m b o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 6404.

223 contained

in

5306. I. W. Busbridge, O n i n h o m o g e n e o u s s t e l l a r a t m o s p h è r e s . A p J 133 198—209. — E s wird die Strahlung in einer inhomogen geschichteten Atmosphäre untersucht, die eine obere und eine untere Grenze mit bekannten Strahlungsverhältnissen hat. Die Lösung wird auf spezielle Typen von Funktionen zurückgeführt. FS 5307. A. Deutsch, P. Germain, S p h e r i c a l l y - s y m m e t r i c m o t i o n s i n s t e l l a r a t m o s p h è r e s . C . - N o n - c a t a s t r o p h i c m a s s - l o s s f r o m s t a r s . Vgl. Ref. 1317 S. 238—312. 5308. S. Dumont, R e m a r q u e s s u r l e s a p p r o x i m a t i o n s d'Eddington. CR 252 2670—2671. — Die nach der Eddingtonschen Näherung berechnete Ergiebigkeit für Linien wird nach einem Iterationsverfahren verbessert, um abzuschätzen, welche Fehler bei der einfachen Eddingtonschen Approximation gemacht werden. Das angegebene Iterationsverfahren läßt sich bei Anwendung einer elektronischen Maschine noch verfeinern. J . P. M. 5309. D. Ezer, T h e d e n s i t y g r a d i e n t i n t h e a t m o s p h e r e of t h e K t y p e c o m p o n e n t of 31 C y g n i . Commun. Faculté Sei. Univ. Ankara (A) 9 40—60 — Commun. Department Astr. Ankara Univ. Nr. 29. — Verf. untersucht den Aufbau der Atmosphäre der K-Überriesenkomponente von 31 Cygni auf Grund von Spektren, die während der letzten Bedeckung (1951) aufgenommen wurden. Aus Wachstumskurven f ü r Linien der Elemente Mg, AI, Fe, Ti, Mn ergeben sich wirksame Atomzahlen in Abhängigkeit von der Höhe in der Atmosphäre. Die daraus abgeleiteten Dichtegradienten werden mit theoretischen verglichen. Die hydrostatisch gerechneten sind um einen Faktor 3000 zu groß. Berücksichtigt man 20 km/sec Turbulenz nach McCreas Theorie, so verringert sich diese Diskrepanz auf einen Faktor 9. Der Aufbau der Atmosphären der Riesen kann also nur durch eine dynamische Theorie verstanden werden. Ee. 5310. P. Feautrier, C o n s t r u c t i o n s g r i s . CR 253 1313—1314.

d'atmosphères-modèles.

5311. 0. Gingerich, A c o m p u t e r p r o g r a m s p h è r e s . A J 66 285. — Ref. AAS.

Cas

non

for nongray

stellar

atmo-

5312. 0. Gingerich, A c o m p u t e r p r o g r a m f o r n o n - g r e y s p h è r e s . Vgl. Ref. 1314 S. 576—577 = Harv Repr Nr. 571.

stellar

atmo-

5313. H. G. Groth, A n w e n d u n g e i n e r e l e k t r o n i s c h e n R e c h e n m a s c h i n e b e i d e r A n a l y s e v o n S t e r n a t m o s p h ä r e n . Mitt. AG 1959 S. 69. — Ref. AG. 5314. H. G. Groth, D i e A t m o s p h ä r e d e s A 2 - Ü b e r g i g a n t e n a C y g n i . I I . Q u a n t i t a t i v e A n a l y s e . ZfA 51 231—285 = Sonderdruck Sternw. Kiel. — Die Atmosphäre von a Cygni h a t eine effektive Temperatur von 9170° ± 500° und eine Schwerebeschleunigung log g = 1.13 ± 0.2. Abgesehen von den äußersten Schichten (r < 0.05) befindet sich die Atmosphäre im Strahlungsgleichgewicht. Die chemische Zusammensetzung weicht möglicherweise geringfügig von der der Sonnenatmosphäre ab. Die Häufigkeit der Metalle ist im Mittel um höchstens A log N ~ 0.3 größer als normal. Das Masse-Leuchtkraftverhältnis beträgt log M/Mq/L/Lq = —4.1. Die Linien im Spektrum von a Cygni zeigen eine Makroverbreiterung von 22 km/sec. Die Mikroturbulenz nimmt von 7.8 km/sec bei r = 0.5 auf 20 km/sec in den äußersten Schichten zu. Die Bewegungen lassen sich als Folge unregelmäßiger Pulsationen in höheren Modi erklären. Die Atmosphäre hat eine gewisse Ähnlichkeit mit den untersten Schichten der Sonnenchromosphäre. Verf. (gek.)

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VI. Theoretische Astrophysik

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5315. E. A. Gussmann, Bemerkungen zur Eddington-Barbierschen X ä h e r u n g s l ö s u n g d e s S t r a h l u n g s t r a n s p o r t e s . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 3 355—362 = Mitt. Astrophys. Obs. P o t s d a m Nr. 98. — Verf. gibt eine Verallgemeinerung der Eddington-Barbierschen Näherungslösung f ü r die I n t e n s i t ä t u n d den Strahlungsstrom im Fall einer begrenzten planparallelen Sternatmosphäre an. Groth 5316. F. M. Hawking, I n h o m o g e n e o u s a t m o s p h è r e s . A p J 134 28—44. — F ü r eine endliche planparallele Atmosphäre mit isotroper Streuung in allen optischen Tiefen r u n d tiefenabhängiger Albedo cb (r) f ü r einfache Streuung werden f ü r den Spezialfall einer Stufenfunktion .2 P 2 (cos ©), ( rô0 > 1 Albedo). Bk. 5321. L. Houziaux, S t a r k a n d D o p p l e r b r o a d e n i n g f o r h i g h B a l m e r a n d P a s c h e n l i n e s . I . — T h e a b s o r p t i o n c o e f f i c i e n t . Ann d'Astrophys 24 541—549. — Die Approximationen der Verbreiterungsfunktionen der höheren Wasserstofflinien nach Pannekoek bzw. Griem u n t e r Berücksichtigung der Doppler-Verbreiterung werden miteinander verglichen. F ü r die höheren Balmerund Paschen-Linien werden die Absorptionskoeffizienten in einer Tabelle f ü r T e m p e r a t u r e n T = 5 X 103, 104, 2 x 104, 4 X 104 u n d Elektronendichten log X = 10 bis 15 angegeben. F ü r eine AO-Modellatmosphäre werden die PaschenLinien P 1 2 bis P 1 6 nach beiden Näherungen berechnet. Bk. 5322. L. Houziaux, S u r l ' u t i l i s a t i o n d ' u n r é s e a u d e m o d è l e s g r i s p o u r la d é t e r m i n a t i o n d e s c a r a c t é r i s t i q u e s d'une atmosphère s t e l l a i r e . CR 252 2672—2674 = I n s t , d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4 ° N r . l l 6 . — U m einen Eindruck zu erhalten von der Genauigkeit, die die Benutzung einer Schar von grauen Modellen bei der Bestimmung der P a r a m e t e r einer Sternatmosphäre liefert, werden für 4 Sterne mit aus Feinanalysen b e k a n n t e n Para-

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53. Sternatmosphären

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metern (T e , g, Häufigkeiten) mit diesen Ausgangswerten die Äquivalentbreiten in den von de Jager und Neven benutzten grauen Modellen berechnet. Die auftretenden Diskrepanzen und ihre Ursachen werden im einzelnen diskutiert. J . P. M. 5323. L. Houziaux, I o n i z a t i o n a n d e x c i t a t i o n of n e u t r a l o x y g e n i n t h e v i c i n i t y of h o t s t a r s . ZfA 51 95—106 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 417. — Eine kugelsymmetrische Hülle mit dreifachem Sterndurchmesser wird um einen B 2 Y-Stern angenommen (durchsichtig für BalmerKontinuum und Sauerstofflinien, undurchsichtig für Lyman-Kontinuum und -Linien). Das Sauerstoffatom wird durch 9, das -Ion durch 3 Niveaus dargestellt, und die Besetzungszahlen werden berechnet. Es ergeben sich höhere Anregung, aber niedrigere Ionisation als im Gleichgewicht. Har. 5324. S.-s. Huang, G e o m e t r i e b r o a d e n i n g of s t e l l a r s p e c t r a l l i n e s . A p J 133 130—138. — Die Verbreiterungsfunktion einer Spektrallinie, verursacht durch unterschiedliche Bewegung der absorbierenden bzw. emittierenden Materie längs der Sehlinie gegenüber der Materie an verschiedenen Stellen der Sternscheibe, wird mit Hilfe von «isoradialen Geschwindigkeitskurven» abgeleitet. Als Spezialfall wird die différentielle Rotation eines einzelnen und eines bedeckten Sterns behandelt. Bk. 5325. R. S. Iroschnikow, S h o c k w a v e s in t h e a t m o s p h è r e of R R L y r . A J UdSSR 38 623—633 (russ. mit engl. Ref.). — Die von Sanford (vgl. A J B 49 Ref. 11170) gemessenen Radialgeschwindigkeiten von R R Lyrae werden gedeutet. Die beobachtete Verdopplung der Spektrallinien und die kurzwellige Ha-Emission werden auf Stoßwellen zurückgeführt, die die Atmosphäre durchqueren. Bei den Rechnungen wurde angenommen, daß die Fortpflanzung der Stoßwellen wie in einem isothermen Gas und in einem homogenen Schwerefeld erfolgt. Die Analyse des Verhaltens von H a im Rahmen dieses Modells ergab Näherungswerte für die effektive Schwerebeschleunigung (sa 40 cm/sec 2 ), die Temperatur der Atmosphäre («s 5500°, während die Photosphärentemperatur 8000° übersteigt) und die Wasserstoffkonzentration (RS 1012) in den niederen Atmosphärenschichten, die dem Ha-Bildungsniveau entsprechen. Eine Schlußbemerkung betrifft die schwache Ionisation des Wasserstoffs in der Atmosphäre. Verf. (ü.) 5326. C. de Jager, M. Kanno, L. Neven, A p r o g r a m f o r t h e c o m p u t a t i o n of b n t a b l e s f o r H a n d H e . Vgl. A J B 60 Ref. 5317 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 182. 5327. S. Kato, T h e e f f e c t of t h e v a r i a t i o n of t h e s u p e r - a d i a b a t i c t e m p e r a t u r e g r a d i e n t o n t h e c o n v e c t i v e m o t i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 410—423. — Ein Zweischichtenmodell wird untersucht: eine obere, stark instabile Schicht, und darunter eine nur schwach instabile Schicht. Kritische Reynoldssche Zahlen, Strömungsgeschwindigkeiten und Formen von Konvektionszellen werden berechnet. Auch für einen größeren Sprung des Temperaturgradienten zwischen beiden Schichten zeigen Geschwindigkeit und Temperatur einen glatten Verlauf. Ist Strahlung gegenüber Konvektion zu vernachlässigen, so ist die charakteristische Größe der Turbulenzelemente etwa das 2.5fache der Skalenhöhe des superadiabatischen Temperaturgradienten. v. H. 5328. T. Kogure, T. Osaki, S t a t i o n a r y s h o c k w a v e s i n a p l a n e s t e l l a r a t m o s p h è r e . I. T h e s t r u c t u r e . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 250—262 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 108. — Der Einfluß des Strahlungsstroms auf die Struktur einer Stoßwelle, die in den äußeren Schichten einer planparallelen Sternatmosphäre entsteht, wird untersucht. Die hydrodynamischen Gleichungen und die Strahlungstransportgleichung werden simultan gelöst. Numerische Rechnungen werden für die Dichte Q0 = 10 1 , die Temperatur Astronom. Jahresbericht 1961

15

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T = 500C0 und eine Geschwindigkeit der Stoßfront D = 5 c ( (c0 = Schallgeschwindigkeit) durchgeführt. Die Ergebnisse zeigen, daß im Bereich der Stoßfront kein thermisches Gleichgewicht angenommen werden darf und daß die Abkühlung Groth durch Strahlung beträchtlich ist. 5329. T. Kogure, T h e r a d i a t i o n f i e l d a n d t h e o r e t i c a l B a l m e r d é c r é m e n t s of B e s t a r s . I I I . Pubi. Astr. Soc. J a p a n 13 335—360 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 107. — I m ersten Teil werden BalmerDekremente für die ausgedehnten Atmosphären von Be-Sternen und planetarischen Nebeln berechnet; die Grenze zwischen beiden Typen ergibt sich bei etwa 26300°. Die Resultate sind auch auf Novae anwendbar. Im zweiten Teil werden einige Eigenschaften, insbesondere Durchmesser, von Be-Sternen und ihren Hüllen aus vorhandenen Beobachtungen abgeleitet. Ein Versuch, die Elektronentemperatur der Hülle zu bestimmen, ergibt rund 10000°. v. H. 5330. I. M. Kopylovv, E l e c t r o n d e n s i t i e s in a t m o s p h è r e s of h o t s t a r s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 26 232—286 (russ. mit engl. Ref.). — F ü r rund 300 0 5-F5-Sterne mit genau bestimmtem Spektraltyp und absoluter Helligkeit wurden Elektronendichten in den Atmosphären aus der Nummer der letzten beobachteten Balmer-Linie und aus Äquivalentbreiten der WasserstofFlinien bestimmt. Systematische Unterschiede bis 1.5 in den mit verschiedenen Methoden bestimmten Werten von log n e wurden festgestellt. Eine auf den Atmosphärenmodellen von de Jager und Neven beruhende Analyse zeigt, daß die Unterschiede in log n e dadurch erklärt werden können, daß die benutzten Charakteristiken verschiedenen optischen Tiefen angehören. Die Zuverlässigkeit der abgeleiteten log n e -Werte wird diskutiert. Eine Kombination verschiedener Methoden zur Mittelung der Ergebnisse ist nicht erlaubt. Ond. 5331. S. S. Kumar, A m e t h o d f o r c o m p u t i n g m o n o c h r o m a t i c i n m o d e l s t e l l a r a t m o s p h è r e s . A J 66 288—289. — Ref. AAS.

fluxes

5332. P. Ledoux, C.A.Whitney, Spherically-symmetric motions in s t e l l a r a t m o s p h è r e s . A. — P u l s a t i n g v a r i a b l e s t a r s . S u m m a r v introduction : Velocity fields and associated thermodynamic v a r i a t i o n s i n t h e e x t e r n a l l a y e r s of i n t r i n s i c v a r i a b l e s t a r s . Vgl. Ref. 1317 S. 131—208. 5333. R. Miehard, F o r m a t i o n d e s r a i e s d e F r a u n h o f e r en p r é s e n c e d ' u n c h a m p m a g n é t i q u e . CR 253 2857—2858. — Die von W. Unno aufgestellten Transportgleichungen zur Berechnung von Fraunhofer-Linien in einem homogenen Magnetfeld werden benutzt, um solche Linien für das SchusterSchwarzschild-Modell zu berechnen. Diese Ergebnisse werden mit der Rechnung nach dem M.-E.-Modell verglichen. Selbst wenn man f ü r cos 0 = 1 eine Linie benutzt, die ohne Feld in beiden Approximationen das gleiche Profil hätte, liefert die Rechnung mit Feld abweichende Ergebnisse. Daraus muß geschlossen werden, daß Richtung und Feldstärke, wie sie aus einer beobachtbaren Linie folgen, sehr stark vom benutzten Modell abhängen. J . P. M. 5334. E. R. Mustel, S t e r n a t m o s p h ä r e n . Vgl. A J B 60 Ref. 5330. — Besprechung in R H 42 243. 5335. D. K. Nadjoshin, On t h e e x i s t e n c e of a n o u t e r c o n v e c t i v e z o n e . A J UdSSR 38 634—640 (russ. mit engl. Ref.). — Mit Hilfe einer elektronischen Rechenmaschine werden die Atmosphären von Wasserstoffsternen mit Massen von 1 2JÌQ bis 3.5 5JÌQ in Intervallen von 0.5 2QÌ0 in grauer Annäherung durchgerechnet. E s zeigt sich, daß die äußere Konvektionszone in Sternen mit 3R>2.5 9Mq fehlt. Für Nicht-Wasserstoffsterne liegt die Grenzmasse augenscheinlich zwischen 2 und 4 2JÌQ. Verf. (ü.)

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53. Sternatmosphären

227

5336. E. X. Parker, T h e s t e l l a r - w i n d r e g i o n s . A p J 134 20—27. — Aus Beobachtungen des solaren Winds u n d des M-Riesen a Her wird das grobe Verhalten des «stellaren Windes» (kontinuierliche, hydrodynamische Expansion der Korona) abgeleitet. Die Überschallströmung bei einem G-Stern geht durch eine Stoßfront bei etwa 10 bis IO3 A. E. in Unterschallströmung über, die Turbulenz und Instabilitäten bewirken kann. Bei M-Riesen k a n n sich das Gebiet stellaren Windes bis zu einigen pc ausdehnen. — I n Abhängigkeit vom Druck im Unendlichen wird die Form der Region diskutiert, die der stellare Wind im interstellaren Magnetfeld bildet. Bk. 5337. D. C. Peaslee, S. Bashkin, P r o d u c t i o n of l i g h t e l e m e n t s in s t e l l a r a t m o s p h e r e s . I I . L i t h i u m , b e r y l l i u m , a n d b o r o n . Bull. American Phys. Soc. (2) 6 7. — Ref. 5338. J.-C. Pecker, R. X. Thomas, Q u e s t i o n s of g e n e r a l b a c k g r o u n d a n d m e t h o d o l o g y r e l a t i n g t o a e r o d y n a m i c p h e n o m e n a in s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Vgl. Ref. 1317 S. 1—68. 5339. S. R. Pottasch, — Ref. AAS.

Balnier

line

emission

from

a

s h e l l . A J 66 294.

5340. P. Praderie, I n f l u e n c e d u c a r b o n e s u r l ' i o n i s a t i o n d a n s l e s a t m o s p h è r e s s t e l l a i r e s . CR 252 4 1 1 4 — 4 1 1 6 . — F ü r eine Modellatmosphäre wird f ü r zwei Häufigkeiten des Kohlenstoffs (10~ 2 bzw. 10' 4 ) das Verhältnis zwischen Gesamtdruck u n d Elektronendruck berechnet. E s stellt sich heraus, d a ß gerade bei FO-Sternen dieser W e r t sich um einen F a k t o r bis zu 30 ändern kann, wenn m a n die C-Häufigkeit in der angegebenen Weise ändert, u n d zwar in optischen Tiefen kleiner als 2. Bei der Berechnung der A t m o s p h ä r e n dieser Sterne sollte also die C-Häufigkeit unbedingt mit berücksichtigt werden. J . P. M. 5341. E . Schatzman, S p h e r i c a l l y - s y m m e t r i c m o t i o n s i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . B. — T h e p r o p a g a t i o n of a s h o c k - w a v e in a n a t m o s p h e r e of v a r y i n g d e n s i t y . Vgl. Ref. 1317 S. 209—237. 5342. D. C. Schmalberger, M. H. Wrubel, Numerical studies of b l e n d i n g . Vgl. A J B 60 Ref. 5339 = Goethe L i n k Obs. Repr. Nr. 25.

line

5343. K. K. Sen, A n o t e o n t h e p r o b l e m o f i n t r o d u c i n g s p h e r i c i t y correction to conservative scattering stellar a t m o s p h e r e model. Indian J . P h y s . 35 105—110. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1234. 5344. K. K. Seil, W.-M. Lee, T h e b r o a d e n i n g a n d p o l a r i z a t i o n of s p e c tral lines due to t h e t h e r m a l D o p p l e r effect in an electron scatt e r i n g a t m o s p h e r e . P u b i . Astr. Soc. J a p a n 13 263—275. — Das Problem der Linienverbreiterung durch Streuung an thermisch bewegten Elektronen in einer planparallelen axialsymmetrischen Elektronenatmosphäre wird in erster N ä h e r u n g gelöst. Bei der Berechnung der Streuung nach der Rayleighschen P h a senmatrix wird die Polarisation des Strahlungsfeldes berücksichtigt. Die sich ergebende Intensitätsverteilung u n d Polarisation werden mit Rechnungen verglichen, bei denen die Polarisation vernachlässigt wurde. Ee. 5345. A. Skalafuris, C. A. Whitney, R a d i a t i v e cooling behind shock f r o n t s i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . A n n d'Astrophys 24 420—424. — Es wird gezeigt, d a ß die Untersuchungen, die von Kubikowski (vgl. A J B 59 Ref. 5313) über die Strahlungsabkühlung hinter Stoßwellenfronten in Sternatmosphären stammen, Fehler enthalten. Neue Beziehungen werden abgeleitet. E s zeigt sich, daß bei einer N ä h e r u n g dieser neuen Beziehungen f ü r die effektive optische Dicke einer S t o ß f r o n t diese unterschätzt wird. EHS 15«

228

VI. Theoretische Astrophysik

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5346. W. W. Sobolew, D i f f u s i o n of t h e r a d i a t i o n i n a m e d i u m w h o s e b o u n d a r y r e f l e c t s t h e r a y s a s a m i r r o r . DAN 136 571—574 (russ.). — Das bereits früher vom Verf. behandelte Problem wird auf den Fall erweitert, daß der Reflexionskoeffizient vom Einfallswinkel abhängt. Für die Grenzfälle fehlender und totaler innerer Reflexion werden die entwickelten Formeln vereinfacht. Die Theorie läßt sich astrophysikalisch auf Strahlungsdiffusion von Spektrallinien in expandierenden Gashüllen anwenden. Ihre Ausdehnung auf inkohärentes Licht wäre interessant. Petri 5347. P. Souflrin, S u r le c r i t è r e d e S c h w a r z s c h i l d . CR 252 2073—2074 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 269. — Ausgehend von den hydrodynamischen Grundgleichungen wird eine verallgemeinerte und präzisierte Form des Schwarzschildschen Instabilitätskriteriums abgeleitet. J . P. M. 5348. P. Souflrin, M o d è l e d e z o n e c o n v e c t i v e s t e l l a i r e . CR 252 2997— 2999 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 272. — Es wird ein dynamisches Modell einer stellaren Konvektionszone angegeben, das aus einer instabilen polytropen Schicht besteht, die auf beiden Seiten von je einer isothermen und stabilen Schicht unendlicher Ausdehnung begrenzt ist. Es läßt sich zeigen, daß bei genügend dünnen konvektiven Schichten diese Annahme über die Grenzen keinen Einfluß auf die Allgemeingültigkeit der Rechnung hat. J . P. M. 5349. K. S. K. Swamy, A d i a b a t i c g r a d i e n t f o r i o n i z a b l e m a t t e r a n d r a d i a t i o n . A p J 134 1017—1019. — Es wird der für den Aufbau einer Sternatmosphäre wesentliche adiabatische Temperaturgradient aus Energiebetrachtungen neu abgeleitet. Das Strahlungsfeld und die Elementenmischung sind berücksichtigt. Obwohl dieser geschlossene Ausdruck die verschiedenen Elemente enthält, wird er wegen der weiten Streuung der Ionisationspotentiale kaum bei der Berechnung stellarer Atmosphären Anwendung finden können. EHS 5350. K. S. K. Swamy, R. S. Kushwaha, O p a c i t y m e a n s a n d s t e l l a r a t m o s p h è r e s . Proc. National Inst. Sei. India (A) 27 453—469. — Modelle für log g = 4.2 und effektive Temperaturen von 41700, 20400 bzw. 10700° werden benutzt, um zu untersuchen, wie sich die Art der Mittelwertbildung auswirkt. Verglichen werden Rosseland-Chandrasekhar- und Planck-Mittelwert. Es zeigt sich, daß die atmosphärischen Parameter nur geringfügig beeinflußt werden, so daß keiner Art der Mittelwertbildung der Vorzug gegeben werden kann. V. W. 5351. T. L. Swihart, D. Fischel, A s é r i é s of s u b d w a r f a t m o s p h è r e s . A p J Suppl 5 291—380. — Es werden Tabellen für Sternatmosphären in folgendem Parameterbereich angegeben: Effektivtemperatur 4200° < T e < 8400°; Schwerebeschleunigung log g = 4.1 und 4.44; Heliumhäufigkeit (nach Masse) Y = 0 und 0.2; Metallhäufigkeit (nach Atomzahlen) log A = 4.5, 5.0 und 6.0 f ü r die beiden Grenzfälle a) reiner Strahlungstransport und b) adiabatischer Temperaturgradient in den instabilen Schichten. — UBV-Farben und bolometrische Korrektionen werden berechnet und mit den Beobachtungen verglichen. Bk. 5352. R. N. Thomas, J . B. Zirker, D e p a r t u r e s f r o m t h e S a h a é q u a t i o n f o r i o n i z e d h é l i u m . I. C o n d i t i o n of d e t a i l e d b a l a n c e in t h e r é s o n a n c e l i n e s . A p J 133 588—595. — Die Annahme detaillierten Gleichgewichts in den Hell-Lyman-Linien erfordert eine Opazität in L a von 10®. Dann muß auch in den angeregten Linien und im Resonanzkontinuum hohe Opazität vorhanden sein, entgegen den Annahmen einer früheren Arbeit. Die Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht werden in Form der b n -Faktoren berechnet unter Mitberücksichtigung des Transports in den angeregten Linien und dem Resonanzkontinuum. Har. 5353. R. N. Thomas, J. B. Zirker, T h e s o u r c e f u n e t i o n i n a

non-equili-

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53. Sternatmosphären

229

b r i u m a t m o s p h e r e . V I I I . S o l u t i o n for a t w o - l e v e l a t o m in a f i n i t e a t m o s p h e r e . A p J 134 733—739. — Die Abhängigkeit der Ergiebigkeit von der optischen Tiefe f ü r ein A t o m mit zwei Energieniveaus wird f ü r eine endliche Atmosphäre m i t u n d ohne Temperaturgradienten abgeleitet. Gegenüber der halbunendlichen Atmosphäre ergeben sich Abweichungen von einer Größenordnung in der austretenden Strahlung selbst bei optischen Dicken von 104. Bei hochangeregten Ionen wie H e l l in einer Atmosphäre niedriger Anregung (Sonne) ist die A n n a h m e einer endlichen Schicht besser als die einer halbunendlichen. Bk. 5354. R. N. Thomas, J. B. Zirker, D e p a r t u r e f r o m t h e S a h a equation for ionized helium. II. A t m o s p h e r i c t h i c k n e s s e s too s m a l l to sat i s f y d e t a i l e d b a l a n c e i n t h e r e s o n a n c e l i n e s . A p J 134 740—746. — F ü r die in der Sonnenchromosphäre vorherrschenden physikalischen Zustände wird die Abweichung der Saha-Formel vom Fall des thermodynamischen Gleichgewichts untersucht. F ü r ionisiertes Helium werden u n t e r der A n n a h m e von zwei Niveaus u n d einer isothermen Atmosphäre die b t u n d b 2 angegeben. Der Einfluß eines Temperaturgradienten u n d der eines drei Niveaus enthaltenden Atoms wird betrachtet. Die beobachteten Intensitäten von L y a u n d Ly/3 von H e I I sowie die der Linie A 4686 A werden diskutiert. EHS 5355. R. N. Thomas, J. B. Zirker, Vgl. Ref. 1314 S. 562.

The

excitation

of

ionized

5356. R. G. Tüll, W. Liller, O b s e r v e d a n d c o m p u t e d w h i t e - d w a r f c u r v e s . A J 66 297. — Ref. AAS.

helium. energy

5357. A. B. Underhill, A m e t h o d f o r c o m p u t i n g t h e o r e t i c a l stellar s p e c t r a . Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 11 363—383. — Verf. entwickelt eine numerische Methode zur theoretischen Berechnung von Sternspektren. Sie geht aus von Modellatmosphären, in welchen die Opazität von isotropen, kohärenten Streuprozessen u n d von Absorptionsprozessen bei lokalem thermischen Gleichgewicht herrührt. D a s Rechenprogramm ist im einzelnen beschrieben u n d zielt auf eine numerische Genauigkeit von 0.5 % ab. Oster 5358. A. B. Underbill, A n i n v e s t i g a t i o n of t h e s p e c t r u m f r o m a h i g h t e m p e r a t u r e m o d e l a t m o s p h e r e . Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 11 405—432. — I n dieser Arbeit wird die Rechenmethode zur Bestimmung des Spektrums bei gegebener Modellatmosphäre auf einen 0 9 - S t e r n angewandt (vgl. Ref. 5357). I m einzelnen werden die Linienprofile von H e l l A 5411 u n d A 4541 berechnet u n d mit neueren Beobachtungen verglichen. Verf. k o m m t zu dem Schluß, daß das Modell, welches etwa zwischen r Sco u n d 10 Lac liegt, auf eine Heliumhäufigkeit f ü h r t , welche zwischen 5 % u n d 7 % liegt. Oster 5359. A. B. Underhill, G e n e r a l s u m m a r y of r e s u l t s o n « a s t r o n o m i c a l t u r b u l e n c e » i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Vgl. Ref. 1317 S. 69—130. 5360. W. Unno, A t h e o r y f o r n o n - g r e y a t m o s p h e r e s . I I . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 66—75 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 12. — Die früher beschriebene Methode, mit der nichtgraue Modellatmosphären ohne Iteration erhalten werden können, wird verbessert: Die Quellfunktion enthält jetzt neben dem linearen ein exponentielies Glied in der Abhängigkeit von der optischen Tiefe. Es zeigt sich, daß allgemein die nichtgraue Atmosphäre außen kälter u n d innen wärmer ist als die graue. Verf. (ü., gek.) 5361. W. Unno, O n t h e a p p l i c a b i l i t y of t h e l i n e a r t h e o r y t o t h e p r o b l e m of c o n v e c t i o n i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 276—284. — Die lineare Theorie der Konvektion u n t e r Verwendung der Boussinesq-Approximation wird mit der Mischungswegtheorie der stellaren Konvektionszonen vergleichbar, wenn m a n den Turbulenzelementen eine Viskosität u n d

230

VI. Theoretische Astrophysik

61, 1961

Leitfähigkeit zuschreibt. Die effektive Reynolds-Zahl wird d a n n mit 30 abgeschätzt. Das damit erhaltene S p e k t r u m der Turbulenz stimmt mit dem von Ledoux, Schwarzschild u n d Spiegel (vgl. Ref. 6458) berechneten überein. Der Vorteil dieser Behandlung liegt in ihrer Flexibilität. Ee. 5362. P. 0 . Vandervoort, T h e Rayleigh-Taylor p r e s s i b l e f l u i d s . A J 66 56—57. — Ref. AAS.

instability

in

com-

5363. M. S. Vardva, P h y s i c a l a t m o s p h e r i c p a r a m e t e r s f o r l a t e - t v p e s t a r s . A p J 133 ' 107—129 = Berkeley Repr. Nr. 182. — Gasdruck, Wasserstoffpartialdruck, effektives Molekulargewicht und weitere Hilfsgrößen sind als Funktion von T e m p e r a t u r und Elektronendruck für einige Gasmischungen in Tabellenform angegeben: Bereich 1.0 < 0 < 2.0, —5 < log P e < 2, Metallhäufigkeiten nach Aller (1959), Berechnung für H/He-Verhältnisse von 16/1, 8/1 u n d oc. Wasserstoff wird in den Zuständen H 2 , H 2 + , H , H u n d H~ berücksichtigt. Bk. * * F. vail't Yeer, Q u e l q u e s r e m a r q u e s s u r l a d é t e r m i n a t i o n d e l ' i n t e n s i t é d e l ' a i l e d ' u n e r a i e d ' a b s o r p t i o n f o r t e . Vgl. Ref. 6444. 5364. C. van't Veer-Menneret, I n f l u e n c e d e s t e r m e s d e n o m b r e s q u a n t i q u e s é l e v é s d a n s le c a l c u l d e s f o n c t i o n s d e p a r t i t i o n e t d e la p o p u l a t i o n d e s n i v e a u x . CR 253 380—382 == Contr. Inst. d'Astrophvs. Paris (A) Nr. 277. — E s wird gezeigt, daß unter den Temperatur- und Druckbedingungen einer Sternatmosphäre die Besetzungszahlen der verschiedenen Energieniveaus eines Atoms auch dann auf einige Prozent genau berechenbar sind, wenn m a n den Beitrag der Zustände mit höherer Quantenzahl vernachlässigt. Zwei Beispiele (Si u n d N a in der Sonnenatmosphäre) werden angeführt. J . P. M. 5365. V. Weidemann, S t r a h l u n g s a u s t a u s c h i n n i c h t g r a u e n A t m o s p h ä r e n . ZfA 52 132—147. — F ü r nichtgraue Sternatmosphären im lokalen thermodynamischen Gleichgewicht existieren Lösungen der Strahlungstransportgleichung. Der Beweis n u t z t die Energiebilanzen aus u n d gelingt f ü r ziemlich allgemeine Fälle durch ein Iterationsverfahren, bei dem s t a t t des linearen Hopfschen Integraloperators A ein nichtlinearer, Q, verwendet wird. Die praktische Brauchbarkeit des Verfahrens — die Schnelligkeit der Konvergenz — wird nicht untersucht. Har. 5366. W. Wenzel, A e r o d v n a m i s c h e Sterne 37 84.

Phänomene

in

Sternatmosphären.

5367. S t a r s a n d S t e l l a r S y s t e m s . C o m p e n d i u m of A s t r o n o m y a n d A s t r o p h y s i c s . V o l . 6. S t e l l a r A t m o s p h è r e s . Herausgegeben von J . L. G r e e n s t e i n . Vgl. A J B 60 Ref. 5362. — Weitere Besprechung in Ann d'Astrophvs 24 427—428, J R A S Canada 55 273—274 (A. B. U n d e r h i l l ) , Science 133 1351 (J. B. I r w i n ) , Skv Tel. 22 353—354 (O. G i n g e r i c h ) , ZfA 54 59— CO (G. T r a v i n g ) .

§ 54 Innerer Aufbau von Sonne und Sternen 5401. L. H. Aller, B u i l d i n g of e l e m e n t s i n s t a r s . J . Astr. Soc. Victoria 39—42.

14

5402. V. A. Ambarzumjan, G. S. Saakjan, O n t h e e q u i l i b r i u m configur a t i o n s of s u p e r d e n s e d e g e n e r a t e g a s . A J U d S S R 38 785—797 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden Gleichgewichtskonfigurationen von Sternmassen behandelt, die Dichten von der Ordnung der Atomkerndichte besitzen und aus einem

61, 1961

54. Innerer Aufbau von Sonne und Sternen

231

äußerst entarteten Barionengas bestehen. I m Unterschied zur Arbeit von Oppenheimer und Volkoff (vgl. A J B 41 Ref. 3546) wird das Vorhandensein von Hyperonen bei hohen Dichten berücksichtigt. Die Rechnung basiert auf den Einsteinsehen Gravitationsgleichungen. Es wird gezeigt, daß Gleichgewichtskonfigurationen möglich sind, die eine beträchtliche Zahl Hyperonen enthalten. Die Berechnung der Gleichgewichtsmodelle erfolgt sowohl für das «ideale» Fermi-Gas als auch für das «reale» Gas, in dem die Wechselwirkung der Teilchen berücksichtigt wird. Verf. (ü.) 5403. V. A. Ambarzumjan, G. S. Saakjan, T h e i n t e r n a l s t r u c t u r e of h y p e r o n c o n f i g u r a t i o n s of s t e l l a r m a s s e s . A J UdSSR 38 1016—1024 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersuchen die Gleichgewichtskonfiguration stellarer Materie bei Dichtewerten, die der Dichte von Atomkernen entsprechen. E s ergibt sich, daß die Raummetrik stark nicht-euklidisch ist. Barionenzahlen und ihre Stabilität werden diskutiert, wobei sich ergibt, daß die stabilere Konfiguration dem größeren Massendefekt entspricht. Oster 5404. \V. A. Antonow, G l e i c h g e w i c h t s f i g u r e n e i n e r r o t i e r e n d e n F l ü s s i g k e i t m i t b e s o n d e r e n M e r k m a l e n . Bote Univ. Leningrad 1961 Nr. 13 S. 157—160 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1961 12A143. 5405. J. X. Bahcall, T h e o r y of b o u n d - s t a t e B e t a d e c a v . Phys. Rev. (2) 124 495—499. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1625—1626. * * X. Baker, R. Kippenhahn, T h e s t a r s . Vgl. Ref. 12304.

pulsations

of

models

of

ô Cephei

5406. S. lîashkin, D. C. Peaslec, P r o d u c t i o n of t h e r a r e l i g h t e l e m e n t s . A p J 134 981—994. — Die seltenen leichten Elemente H 2 , He 3 , Li, Be und B werden auf Kernspaltungsprozesse an der Sternoberfläche zurückgeführt, die im Kontraktionsstadium der Sterne durch lokal erzeugte schnelle Protonen ausgelöst werden. Die Häufigkeiten dieser Elemente auf der Erde, in den Meteoriten und in den T Tauri-Sternen lassen sich so — zum Teil unter Benutzung plausibler Abschätzungen — erklären, dagegen nicht die in der Sonne, die möglicherweise als Überreste einer ursprünglichen Elementverteilung aufzufassen oder auf die ständige Eruptionstätigkeit zurückzuführen sind. Das hohe Be/Li-Verhältnis der Sonne bleibt vorerst ungeklärt. Auch die diffusen Gasnebel kommen für die genannten Prozesse in Betracht. Mit diesen verbunden ist eine Erhöhung der He 3 -Häufigkeit um etwa eine Größenordnung. Das terrestrische und meteoritische Verhältnis H 2 / H 1 sa 1.5 x 10" 1 ist bei einer H 2 -Erzeugung auf dem beschriebenen Wege zu groß, um allgemein zu gelten. Es muß auf eine H 2 -Anreicherung in den Staubkörnern zurückgeführt werden, aus denen die inneren Planeten gebildet wurden. Bei der Jupiter-Gruppe der Planeten muß für dieses Verhältnis ein etwa zwei Größenordnungen kleinerer Wert angenommen werden, für die gesamte Milchstraße kann es noch kleiner sein. Gü. * * A. H. Batten, S t e l l a r é c l i p s é s a n d s t e l l a r i n t e r i o r s . Vgl. Ref. 12205. 5407. A. Boury, M. Hustin-Breton, M o d e s é l e v é s d ' o s c i l l a t i o n radiale d u m o d è l e s t a n d a r d e t s t a b i l i t é v i b r a t i o n n e l l e d e s é t o i l e s . Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 47 543—557 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 424. — Durch elektronische Iteration werden die Lösungen der radialen Pulsationsgleichungen für die 8., die 12. und näherungsweise für die 40. Ordnung berechnet. Es zeigt sich, daß für die hohen Ordnungen die relativen Orts- und Dichteamplituden v + v. Wegen ihrer sehr großen freien Weglänge transportieren Neutrinos Energie aus dem Sterninneren heraus. F ü r den Temperaturbereich 0.5 bis 10 X 109 ° u n d Dichten von 0 bis 109 g/cm 3 werden Tabellen f ü r den Energieverlust, das chemische Potential, den Druck u n d die Elektronen-Positronenenergie angegeben. Bk. * * H.-y. Chiu, M o d e l f o r p r e - s u p e r n o v a s t a r s . Vgl. Ref. 12621. 5412. G. G. Cillie, T h e i n t e r n a l c o n s t i t u t i o n 50—56. — Presidental address 1961.

of t h e s t a r s . MN ASSA 20

* * S. A. Colgate, W. H. Grasberger, R. H. White, T h e d y n a m i c s of n o v a e x p l o s i o n s . Vgl. Ref. 12623.

Super-

5413. D. D. Clayton, W. A. Fowler, T. E. Hull, B. A. Zimmermann, N e u t r o n c a p t u r e c h a i n s i n h e a v y e l e m e n t s y n t h e s i s . Ann. Physics 12 331—408. 5414. D. D. Clayton, W. A. Fowler, A b u n d a n c e s of h e a v y Physics 16 51—68. — Ref. in P h y s . Abstr. (A) 65 254.

n u c l i d e s . Ann.

5415. T. G. Cowling, N u c l e a r r e a c t i o n s i n s t a r s . Vgl. Ref. 1311 S. 170—175. 5416. J. P. Cox, O n s e c o n d h e l i u m i o n i z a t i o n i n s t a b i l i t y . A J 66 42. — Ref. AAS.

a s a c a u s e of

Cepheid

5417. J. P. Cox, R. T. Giuli, E q u i l i b r i u m m o d e l s f o r s t a r s w h i c h d e r i v e e n e r g y f r o m h e l i u m - b u r n i n g . I. S t a r s c o m p o s e d of p u r e h e l i u m . A p J 133 755—763. — Mit einer elektronischen Integrieranlage wurden Gleichgewichtsmodelle f ü r nicht rotierende Heliumsterne berechnet, die Massen zwischen 0.5 u n d 9 9Ji© h a b e n u n d ihre Energie aus Salpeters 3a-Reaktion gewinnen. Dabei wurde hier das Cowling-Modell mit einfacher Elektronenstreuung in der Hülle zu Grunde gelegt. Strahlungsdruck u n d E n t a r t u n g können, wie z. T. durch Vergleich m i t Ergebnissen von Tayler gezeigt wird, vernachlässigt werden. -Auch der Einfluß der Frei-frei-Übergänge erweist sich als gering. E s ergibt sich eine neue Heliumhauptsequenz, die f ü r die g e n a n n t e n Massen von Mt>0] = +0.76 bei T e = 47330° bis - 8 . 6 5 bei 129000° reichend gegen die von Crawford mit dem

61, 1961

54. Innerer A u f b a u von Sonne u n d Sternen

233

Standardmodell berechnete u m +1.0 in M),0i u n d —0.20 in log T e verschoben ist, aber immer noch links vom größten Teil der K e r n e der planetarischen Nebel liegt. Bei gleicher bolometrischer Helligkeit liegen die effektiven Temperaturen u m einen P a k t o r 3 bis 4 über der normalen Hauptsequenz. Auch hier wieder zeigt sich die Möglichkeit einer Gravitationskontraktion bis zum Einsetzen der 3 Reaktion, ohne d a ß eine Degeneration erfolgt. Gü. 5418. J. P. Cox, E.E.Salpeter, E q u i l i b r i u m m o d e l s f o r s t a r s which derive energy from helium-burning. II. Helium stars with hydrog e n - r i c h e n v e l o p e s . A p J 133 764—780. — E s wird eine Näherungsmethode angegeben, bei der aus einem Sternmodell ohne erneute Integration ein anderes gewonnen werden k a n n , das n u r in einer hinreichend dünnen äußeren Schale im Molekulargewicht u n d Opazitätsgesetz von dem ersten abweicht. Dieses Verfahren, bei dem Masse u n d L e u c h t k r a f t unverändert bleiben, wird auf die von Cox u n d Giuli berechneten reinen Heliumsternmodelle angewendet, die hier mit einer Hülle mit verschiedenem Wasserstoffgehalt X ' versehen werden. Dies bewirkt eine erhebliche relative Vergrößerung des Sternradius, die nicht von der Masse a b h ä n g t u n d bei einem Massenanteil Q 1 der Hülle u m 0.10 u n d X ' «i 1 dem F a k tor 10 nahe k o m m t . Entsprechend sinkt die effektive Temperatur, u n d je nach dem H-Gehalt wird die von Cox u n d Giuli berechnete Heliumhauptsequenz weit nach rechts auf die normale Hauptsequenz zu verschoben. D a d u r c h erscheint das hier diskutierte Modell geeignet für die Kerne der planetarischen Nebel. Weiter wird gezeigt, d a ß der Beitrag der Hülle zur Energieerzeugung meist vernachlässigt werden k a n n u n d die neuen Modelle sich als Grenzfälle nahezu kontinuierlich an die Modelle von Hoyle u n d Schwarzschild anschließen. Auf den von Münch untersuchten O-Unterzwerg H Z 44 angewandt liefert das Modell bei X ' äs 0.5. M h 0 | «s 0.8, Q' «i 0.05, einen Sternradius von 0.18 R q u n d eine Masse von 0.52ÄQ. Anschließend wird v e r m u t e t , daß die vereinzelten Sterne in der N ä h e des horizontalen Zweiges im Zustandsdiagramm der Kugelsternhaufen ähnlich aufgebaut sind. D a ferner die planetarischen Nebel weit überwiegend in Gebieten der intermediären Population I I vorkommen, wird die Möglichkeit diskutiert, sie als kurzes Zwischenstadium in der Entwicklung der heißen Unterzwerge anzusehen, welches selbst wieder eine Phase in der Entwicklung der den horizontalen Zweig verlassenden Sterne der Population I I darstellen könnte. I n einem Anhang wird noch gezeigt, daß die Berücksichtigung der Frei-frei-Übergänge in der Opazität die Relativvergrößerung des Sternradius höchstens u m 3 % vermehren könnte. Gü. 5419. P. Demarque, M o d e l s f o r l o w e r m a i n - s e q u e n c e p o p u l a t i o n II s t a r s . A p J 134 9—11. — Frühere Berechnungen von Modellen f ü r metallarme Sterne der unteren Hauptsequenz (P. Demarque, vgl. A J B 60 Ref. 5415) werden m i t einer neuen Annahme, die die S t r u k t u r der Wasserstoifkonvektionszone bestimmt, wiederholt: Mischungsweg l = 2 H (H = Äquivalenthöhe der Atmosphäre) gegenüber l = H in der früheren Arbeit. Die Lage der Sternmodelle im Hertzsprung-Russell-Diagramm ä n d e r t sich n u r wenig. Bk. 5420. H. L. Duorah, E q u i l i b r i u m a b u n d a n c e s of s t a b l e i s o t o p e s . Progr. Theoret. Phys. 26 844—850. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 689. 5421. D. Ezer, M o d e l s of m a s s i v e p u r e h y d r o g e n s t a r s . A p J 133 159— 165. — I m Massenbereich von 1 bis 2000 351© werden Hauptreihenmodelle von Sternen aus reinem Wasserstoff angegeben. Die Modelle h a b e n hohe mittlere Dichten, im K e r n findet Konvektion s t a t t . Sterne mit 2JI > 26 SJIq ändern ihre S t r u k t u r durch Einsetzen des Kohlenstoffzyklus, bevor sie zur Hauptsequenz kontrahiert h a b e n ; die angegebenen Modelle sind hierfür n u r formaler N a t u r . Bk. 5422. H. E. Gove, A. E. Litherland, M. A. Clark, P r o d u c t i o n of n e o n i n s t a r s . N a t u r e 191 1381—1382. — I m Zusammenhang mit der Neonbildung

234

VI. Theoretische Astrophysik

61, 1961

in Sternen werden die tieferen Niveaus des Ne 2 0 -Kerns untersucht. Es wird gezeigt, daß Neon nicht, wie bisher angenommen, durch thermonukleare Reaktion zwischen He und 0 1 6 über das 4.97 MeV-Niveau gebildet werden kann. Jedoch ist dies über das 5.63 MeV-Niveau bei Temperaturen > 5 x 108 Grad möglich. Auch das 5.80 MeV-Niveau mag einen Beitrag liefern. Die starken Ne-Linien in gewissen Sternen stammen möglicherweise auch vom Ne 22 , gebildet durch die Reaktion N 14 (ot y) F 1 8 (ß+ y) O 18 (a y) Ne 22 . Voigt 5423. T. Hamada, E. E. Salpeter, M o d e l s A p J 134 683—698. — Vgl. Ref. 5443.

for

zero-temperature

stars.

5424. T. M. Helliwell, O s c i l l a t o r s t r e n g t h s of l e a d a n d t h e l e a d a b u n d a n c e i n t h e S u n . A p J 183 566—571. — Oszillatorenstärken für vier Übergänge des P b l werden berechnet und mit experimentellen Daten verglichen. Die Bleihäufigkeit in der Sonne wird aus zwei Linien abgeleitet. Sie paßt ganz gut zu der Theorie der Kernsynthesen in Sternen. Har. 5425. S.-S. Huang, D i s t r i b u t i o n of p r e - m a i n - s e q u e n c e s t a r s i n t h e H - R d i a g r a m . A p J 134 12—19. — Unter der Annahme konstanter R a t e der Sternentstehung und einer Masse-Radius-Leuchtkraftbeziehung aus berechneten Entwicklungsbahnen im HR-Diagramm wird die Verteilung der gravitationskontrahierenden Sterne numerisch als Funktion der Temperatur f ü r zwei Sonderfälle gewonnen: a) Alle Sterne mit gleicher Masse, b) Massenverteilung nach dem Salpeterschen Gesetz. Die meisten dieser Sterne liegen im Infraroten, weit von der Hauptsequenz entfernt. — Weiterhin wird die Verteilung der T Tauri- und dMe-Sterne und die der kontrahierenden Sterne in NGO 2264 diskutiert. Bk. * * S.-S. Huang, G e o m e t r i e b r o a d e n i n g of s t e l l a r s p e c t r a l l i n e s . Vgl. Ref. 5324. 5426. K. Ito, S t e l l a r s y n t h e s i s of t h e p r o t o n - r i c h h e a v y e l e m e n t s . Progr. Theoret. Phys. 26 990—1004. — Quantitative Untersuchung der in den äußeren Zonen einer Supernova möglichen Umwandlungsprozesse zeigen, daß zur Bildung der protonenreichen Elemente durch Protoneneinfang und Kernphotoeffekte der im r-Prozeß gebildeten neutronenreichen Elemente verschiedene Temperaturen vorhanden sein müssen, (p, -/(-Reaktionen sind vorherrschend bei höheren, (y, n)-Reaktionen bei tieferen Temperaturen (3 bzw. 2.5 X 109 Die erforderlichen Protonendichten sind op s» 10 bis 100, die Neutronendichten o„ «« 10" 5 bis 10" 4 g/cm 3 . " V. W. 5427. W. S. Jardetzkv, T h e o r i e s of F i g u r e s of C e l e s t i a l B o d i e s . Vgl. A J B 58 Ref. 4301. *— Weitere Besprechung in ZfMG 9« 236 (V. G a r t e n ) . 5428. Z. Kopal, F i g u r e s of E q u i l i b r i u m of C e l e s t i a l B o d i e s , w i t h E m p h a s i s o n P r o b l e m s of M o t i o n of A r t i f i c i a l S a t e l l i t e s . V g l . A J B 60 Ref. 5429. — Weitere Besprechung in ZfMG 93 238—239(T. S c h m i d t Kaler). 5429. A. Kruszewski, S o m e r e m a r k s c o n c e r n i n g R . K u r t h ' s paper « E i n i g e B e m e r k u n g e n ü b e r p u l s i e r e n d e G a s k u g e l n » . AA 11 91—92 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 112. — Die Voraussetzungen in der Arbeit von R. K u r t h (vgl. A J B 60 Ref. 5430) über die theoretische Deutung der Pulsationsasymmetrie, die Phasenverspätung, die physikalischen Ursachen der Pulsationen und andere Erscheinungen werden einer Kritik unterworfen. E. R. 5430. J. Kubikowski, Z a g a d n i e n i a t e o r i i p u l s a e j i C e f e i d . Postfpv Astr. 9 21—36, 75—84. — Der Aufsatz behandelt in Art einer Einführung die Probleme der Pulsation der d Cephei-Sterne. Der erste Teil beschreibt 1. die Pulsationsgleichung, 2. die adiabatischen Pulsationen und 3. die Ursachen, die zu Pulsa-

61, 1961

54. Innerer A u f b a u von Sonne u n d Sternen

235

tionen führen. I m zweiten Teil erfolgt eine mathematische B e t r a c h t u n g über nichtharmonische, nichtadiabatische u n d atmosphärische Pulsationen. E. R. 5431. N. R. Lebovitz, T h e v i r i a l t e n s o r a n d i t s a p p l i c a t i o n t o s e l f g r a v i t a t i n g f l u i d s . A p J 134 500—536. — Die b e k a n n t e n Gleichungen f ü r die Maclaurinschen u n d die Jacobischen Ellipsoide werden aus der Tensorform des Virialsatzes abgeleitet. I m weiteren Teil der Arbeit wird eine Störungstheorie FS zwecks P r ü f u n g der Stabilitätsverhältnisse diskutiert. 5432. S. G. Matinjan, N. N. Zilossani, D i e U m w a n d l u n g v o n P h o t o n e n i n N e u t r i n o p a a r e u n d i h r e R o l l e i n S t e r n e n . J . Experim. Theoret. Phvs. 41 1681—1687 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1962 6A521. 5433. A. Nagaratnam, R. S. Kushwaha, I n i t i a l m o d e l of a m a s s i v e s t a r . Publ. Astr. Soc. J a p a n 18 137—145. — Das von Schwarzschild u n d H ä r m (vgl. A J B 58 Ref. 5421) untersuchte Sternmodell f ü r 28 JRq wird erneut diskutiert , wobei aber jetzt das Kramerssche Opazitätsgesetz in die radiative Hülle mit einbezogen wird. Es ergaben sich aber keine wesentlichen Modifikationen. Vorläufige Untersuchungen über die Entwicklung des Modells zeigen, daß d a d u r c h auch keine wesentlichen Änderungen gegenüber f r ü h e r eintreten. Loh. 5434. J. B. Oke, M o d e l f o r a h e l i u m s t a r of 1 s o l a r m a s s . A p J 133 166—169. — F ü r einen homogenen Heliumstern (X = 0.000, Y = 0.999, Z = 0.001) von einer Sonnenmasse wird ein Modell angegeben; als Energiequelle wird die Tripel-Alpha-Reaktion angenommen. Lösung: L e u c h t k r a f t L ' L q = 307, R a d i u s R / R © = 0.175, E f f e k t i v t e m p e r a t u r T„ = 57 600°, absolute Größe M h o l = — l m 6 0 ; der konvektive K e r n reicht bis zu r / R = 0.23. Bk. 5435. V. Oskanian, D i e E n e r g i e q u e l l e Vasiona 9 68—70 (serb.-kroat.).

der

Sterne

und

der

Sonne.

* * D. E . Osterbrock, J. B. Rogerson jr., T h e h e l i u m a n d h e a v v - e l e n i e n t c o n t e n t of g a s e o u s n e b u l a e a n d t h e S u n . Vgl. Ref. 13126. 5436. B. G. Pandya, E x a c t m a g n e t o s t a t i c s p h e r i c a l m o d e l s f o r r o t a t i n g l i q u i d s t a r s . Proc. National Inst. Sei. India (A) 27 341—348. — Verf. finden Lösungen f ü r Konfigurationen, die trotz R o t a t i o n u n d Anwesenheit eines Magnetfeldes kugelförmig sind u n d deren Dichte nicht k o n s t a n t ist. Verschiedene Modelle mit unterschiedlicher Dichteverteilung werden angegeben. V. W . 5437. I . F. Pineda, L a s r a d i a c i o n e s n u c l e a r e s e n r e l a c i ó n c o n a l g u n o s d e l o s g r a n d e s p r o b l e m a s c o s m o l ó g i c o s . Bol. As. P e r u a n a Astr. 5 413— 417. — 1960 J u l i 15. 5438. €. Prasad, H. S. Gurm, R a d i a l p u l s a t i o n s of t h e p o l y t r o p e n = 2. MX 122 409—411. — F ü r adiabatische, radiale Pulsationen eines nach der Polytropen n = 2 a u f g e b a u t e n Sterns werden die charakteristischen Frequenzen u n d die relativen Amplituden berechnet, u n d zwar f ü r die ersten vier Teilschwingungen u n d f ü r die drei W e r t e 0.6, 0.5 und 0.4 f ü r das Verhältnis der spezifischen Wärmen. Voigt 5439. R. Pratap, P r e s s u r e c o m p e n s a t e d f i e l d s . ZfA 52 272—278. — I n Teil 1 wird die Lösungstheorie einer Differentialgleichung f ü r Vektoren entwickelt. Teil 2 wendet diese Theorie auf Gaskugeln mit Magnetfeldern a n u n d beweist f ü r sie die Existenz von gewissen Knotenflächen. FS 5440. W. I. Ritus, D i e N e u t r i n o s t r a h l u n g d e r S t e r n e . J . Experim. Theoret. Phys. 41 1285—1293, 2047 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1962 7A615.

236

VI. Theoretische Astrophysik

61, 1961

5441. G. S. Saakjan, D. M. Sedrakjan, Z u r T h e o r i e d e r H y p e r o n e n k o n f i g u r a t i o n e n v o n S t e r n m a s s e n . Nachr. Akad. Wiss. Armen. SSR (Phys.Math.) 14 Nr. 5 S. 109—114 (russ. mit armen. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1962 8A232. 5442. S. Sakashita, C. Hayashi, I n t e r n a l s t r u c t u r e of v e r y m a s s i v e s t a r s . Progr. Theoret. Phys. 26 942—946. — F ü r Modelle von 46.8 Sonnenmassen, bei denen sich homogener, konvektiver Kern und Übergangszone im Strahlungsgleichgewicht., halbkonvektive Zwischenzone und Hülle im Strahlungsgleichgewicht aneinander anschließen, wird gezeigt, daß sie sich, abgesehen von der wachsenden Neigung zu Konvektionsinstabilität, ähnlich wie Sterne geringer Masse am Anfang ihrer Entwicklung verhalten. V. W. 5443. E. E. Salpeter, E n e r g y a n d p r e s s u r e of a z e r o - t e m p e r a t u r e p l a s m a . A p J 134 669—682. — F ü r Materie bei der Temperatur Null aus Elektronen und Kernen wird die Zustandsgieichung für Dichten, die weit über der normalen Dichte fester Körper bei T = 0 liegen, angegeben. Zu Energie und Druck eines entarteten Eermi-Gases ohne Elektronenwechselwirkung sind folgende Korrektureffekte berücksichtigt: Coulomb-Energie eines Ionengitters, Thomas-FermiAbweichungen von gleichförmiger Ladungsverteilung der Elektronen, Austauschenergie und Spin-Spin-Wechselwirkungen zwischen den Elektronen. Die mit abnehmender Dichte wachsenden Korrekturen gelten nicht für Kernabstände größer als der mittlere Radius des freien Thomas-Fermi-Atoms. Bei sehr hohen Dichten werden inverse ^-Zerfälle und pyknonukleare Kernreaktionen wichtig. Die Anwendung auf Sternmodelle verschiedener Zusammensetzung (He 4 , C12, Mg 24 , Si 28 , S 3 2 oder Fe 56 ) ergibt verbesserte Werte der Chandrasekharschen Grenzmasse (niedrigster möglicher Wert für optimale Zusammensetzung: 1.01 SDÎQ). Weiterhin werden Modelle mit einer Hülle aus Wasserstoff sowie Modelle für Neutronensterne konstruiert und diskutiert. — Vgl. hierzu Ref. 5423. Bk. 5444. E. Schatzman, S u r l a p é r i o d e d e p u l s a t i o n r a d i a l e d e s n a i n e s b l a n c h e s . Ann d'Astrophys 24 237 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 221. — Nach Berichtigung eines Fehlers in einer Untersuchung von E. Sauvenier-Goffin (1950) werden neue Berechnungen der Radialpulsationsperiode weißer Zwerge als Funktion des Parameters l/y 0 2 mitgeteilt, die von denen des genannten Verf. abweichen. Gü. 5445. M. Schwarzschild, A u f b a u u n d E n t w i c k l u n g d e r S t e r n e . Vom Englischen ins Russische übersetzt von E. W. K o n o n o w i t s c h . Moskau, Verlag f ü r Ausländische Literatur, 1961. 423 S. Preis 1 R. 64 Kop. — Besprechung in A J UdSSR 39 775. 5446. M. Schwarzschild, C o n v e c t i o n i n s t a r s . A p J 134 1—8. — RussellLesung vor der American Astr. Soc. am 23. Aug. 1960. 5447. R. L. Sears, A n e v o l u t i o n a r y s e q u e n c e of s o l a r m o d e l s w i t h r e v i s e d n u c l e a r r e a c t i o n r a t e s . Vgl. A J B 59 Ref. 1316 S. 479—489 = Publ. Goethe Link Obs. Nr. 39. 5448. M. K. Shekamuchow, A u f s t e l l u n g e i n e s M o d e l l s e i n e s rotier e n d e n S t e r n s a u s e i n e r v o r g e g e b e n e n D i c h t e v e r t e i l u n g . Abh. Kabardino-Balkar. Univ. 1961 Nr. 13 S. 34—37 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A227. 5449. M. Simoda, O n t h e s u r f a c e c o n d i t i o n f o r s t e l l a r m o d e l s w i t h c o n v e c t i v e e n v e l o p e . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 424—441. — F ü r 3 Riesensterne von 1.2 2RQ und verschiedener chemischer Zusammensetzung werden Modelle berechnet. Durch Anpassung an Beobachtungsgrößen läßt sich das Ver-

54. Innerer A u f b a u von Sonne und Sternen

61, 1961

237

hältnis Z/H des Mischungsweges zur Skalenhöhe des Druckes bestimmen. F ü r ¿/H ergeben sich die Werte 2.53, 1.22 u n d 1.94. Eine allgemeine B e t r a c h t u n g bestätigt dieses Ergebnis: i/H sollte f ü r verschiedene Sterne verschieden groß, jedoch stets größer als 1 sein. v. H . 5450. J. Smak, S o m e r e m a r k s c o n c e r n i n g t h e i n t e r p o l a t i o n f o r m u l a e f o r t h e e n e r g y g e n e r a t i o n i n s t e l l a r i n t e r i o r s . AA 11 87—90 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 110. — E s werden strengere Formeln f ü r die Bestimmung der in der Interpolationsformel f ü r die Energieerzeugung im Sterninneren a u f t r e t e n d e n K o n s t a n t e n angegeben. Als Anwendung wird der E x p o n e n t v in der p-p-Reaktion, die in den Sternen des unteren Teiles der H a u p t reihe a u f t r i t t , berechnet. Ein strenger W e r t des E x p o n e n t e n v ist notwendig, wenn m a n mittels genäherter Betrachtungen nicht feststellen k a n n , ob ein Konvektionskern existiert oder nicht. Auch andere Anwendungen der strengeren Methode des Verf. werden angeführt. E. R. * * J. Smak, 11120.

0

ewolucji

ciasnych

* * J. Smak, C l o s e b i n a r i e s s t a r s . Vgl. Ref. 12245.

I.

On

ukladöw the

podwöjnych.

physical

5451. R. C. Stabler, H.-y. Chiu, N e u t r i n o p r o d u c t i o n Bull. American Phys. Soc. (2) 6 7. — Ref.

nature

5452. T. L. Swihart, B o u n d a r y A J 66 297. — Ref. AAS.

conditions

of

R CMa

p r o c e s s e s in

* * R. B. Stothers, M. Schwarzschild, O n t h e p e r i o d s v a r i a b l e s i n g l o b u l a r c l u s t e r s . Vgl. Ref. 14234. * * P. A. Sweet, A s u r v e y of s t e l l a r m a g n e t i c m i x i n g of m a t e r i a l i n s t a r s . Vgl. Ref. 10704.

Vgl. Ref.

of

stars.

long-period

problems

and

for stellar interior

of

the

models.

5453. H. S. Talwar, T h e e q u i l i b r i u m of a r o t a t i n g p o l y t r o p i c f l u i d s t a r w i t h a m a g n e t i c f i e l d . Proc. National I n s t . Sei. India (A) 27 283 —288. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 476. 5454. G. E. Tauber, J. W. Weinberg, I n t e r n a l s t a t e of a g r a v i t a t i n g g a s . Phys. Rev. (2) 122 1342—1365. — Verf. leiten eine kovariante F o r m des Phasenr a u m s u n d der Liouvilleschen Gleichung f ü r Gasteilchen unter dem gleichzeitigen Einfluß von Gravitationskräften u n d elektromagnetischen K r ä f t e n ab, ferner die dynamische Isotropie eines idealen Gases, die Zustandsgieichung u n d das Strömungsverhalten. Die resultierenden allgemein-relativistischen Gleichungen f ü r Maxwellsche u n d Fermische Verteilung im Gleichgewichtsfall sowie; die Strömungsgleichung werden auf das Innere von weißen Zwergen angewandt. Oster 5455. B. A. Twerskoj, Ü b e r d i e K o n v e k t i o n in einer rotierenden K u g e l . I . Geomagnetismus Aeronomie 1 629—637 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 5A226. 5456. D e s é t o i l e s L a N a t u r e 89 236.

«hypéroniques»

seraient

encore

plus

denses.

238

61, 1961

VI. Theoretische Astrophysik

§ 55 Entstehung und Entwicklung der Himmelskörper 5501. S. van den Bergh, T h e l u m i n o s i t y f u n c t i o n of s t a r f o r m a t i o n . A p J 134 553—555. — Ein Vergleich der L e u c h t k r a f t f u n k t i o n in Sternhaufen m i t der von Feldsternen zeigt gewisse kleine Unterschiede, die in der Arbeit diskutiert werden. FS 5502. A. Blaauw, O n t h e o r i g i n of t h e O - a n d B - t y p e s t a r s w i t h high velocities (the «run-away» s t a r s ) , a n d some r e l a t e d Prob l e m s . B A N 15 265—290. — E s werden ausführlich die Beobachtungsdaten von 19 Wegläufern der Klassen 0 6 — B 5 gegeben, u n d es wird folgende Hypothese der E n t s t e h u n g dieser Objekte entwickelt: Ursprünglich waren diese Sterne sekundäre K o m p o n e n t e n von Protodoppelsternen, deren massenreiche H a u p t komponente den größten Teil ihrer Masse in einem schnellen Prozeß abgab, so daß die zweite K o m p o n e n t e infolge der rasch verminderten Gravitationskraft mit hoher Geschwindigkeit entwich. Als Grund f ü r solchen Massenverlust werden Vibrationsinstabilität im K o n t r a k t i o n s s t a d i u m von Sternen sehr großer Masse oder ein Supernova I i - P r o z e ß f ü r möglich gehalten. D a m i t ließe sich das Fehlen von Doppelsternen unter den Wegläufern u n d ihre meist große Masse erklären. Numerische Berechnungen geben als Anfangsmassen der H a u p t s t e r n e mehrere h u n d e r t Sonnenmassen; die ursprüngliche E n t f e r n u n g beider K o m p o n e n t e n ergibt sich zwischen mehreren u n d etwa 100 AE. Die kurze Zeitspanne, in der der Massenverlust vor sich gehen müßte, d e u t e t auf einen Supernova Ii-Prozeß hin. Gli. 5503. G. R. Burbidge, F. D. Kahn, R. Ebert, S. von Hoerner, S. Temesvâry, Die E n t s t e h u n g von Sternen durch Kondensation diffuser Materie. Vgl. A J B 60 Ref. 5505. — Weitere Besprechung in Naturwissenschaften 48 392 (H. E l s ä s s e r ) , P u b l A S P 74 87—88 (G. J . O d g e r s ) , ZfA 54 153—154 (L. M e s t e l ) . émission processes, stellar évolution 5504. H.-y. Chiu, N e u t r i n o a n d S u p e r n o v a e . I. Ann. Physics 15 1—21. — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 1486. 5505. H.-y. Chiu, N e u t r i n o é m i s s i o n p r o c e s s e s , s t e l l a r évolution, a n d S u p e r n o v a . I I . Ann. Phvsics 16 321—345. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 254. 5506. A. Dauvillier, S u r l ' â g e e t l a r o t a t i o n d e s é t o i l e s g a l a c t i q u e s . CR 253 1517—1518. — Die Tatsache, daß Sterne später als F 5 gegenüber etwa O - S t e m e n n u r eine geringe Rotationsgeschwindigkeit besitzen, wird d a d u r c h erklärt, daß diese Sterne in Kugelhaufen oder im Zentrum des galaktischen Systems entstanden, dort infolge der höheren Sterndichte ihren Drehimpuls verloren haben u n d d a n n daraus entwichen sind. Diese Hypothese s t ü t z t sich im wesentlichen auf Altersbestimmungen. J . P. M. 5507. R. Ebert, Ü b e r D r e h i m p u l s a b f ü h r u n g b e i e n t s t e h e n d e n S t e r n e n m i t H i l f e i n t e r s t e l l a r e r M a g n e t f e l d e r . Mitt. AG 1959 S. 68. — Ref. AG. * * K. E. Edgenorth, T h e E a r t h , t h e P l a n e t s B i r t h a n d E v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1117.

and

the

Stars.

* * R. E. Gerschberg, T h e e x p a n s i o n of H I I r é g i o n s a n d t h e m a t i o n of g r a v i t a t i o n a l l y s t a b l e p r o t o s t a r s . Vgl. Ref. 5207. 5508. L. Gratton, L ' e v o l u z i o n e d e l m o n d o i n o r g a n i c o . 1 39—52 = Oss. Astr. Univ. Bologna Notizie e Rassegne Nr. 1.

Their for-

Ric. Sei. (2/1)

61, 1961

55. E n t s t e h u n g u n d Entwicklung der Himmelskörper

239

5509. R. Härm, M. Schwarzschild, T h e h e l i u m f l a s h in p o p u l a t i o n g i a n t s . A J 66 45. — Ref. AAS. — Ref. in VdS Nachr. 10 123.

II

5510. C. Hayashi, M. N'ishida, D, Sugimoto, E v o l u t i o n of a s t a r with i n t e r m e d i a t e m a s s a f t e r h y d r o g e n b u r n i n g . Progr. Theoret. Phys. 25 1053—1056. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1732. 5511. C. Hayashi, S t e l l a r e v o l u t i o n i n e a r l y p h a s e s of g r a v i t a t i o n a l c o n t r a c t i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 450—452. — Die von Henyey u n d Mitarbeitern (vgl. A J B 55 Ref. 5408) berechneten Kontraktionswege beginnen in einem Gebiet des H R - D i a g r a m m s , das keine stabilen Lösungen zuläßt. Die Neuberechnung der Kontraktionswege p a ß t besser zu den Beobachtungen extrem junger Sternhaufen als die früheren Rechnungen. v. H . 5512. J. G. Hernández,

Evolución

estelar.

El Universo 15 8—21.

5513. C. Hoffmeister, M a r t i n S c h w a r z s c h i l d : Ü b e r S t e r n e n t w i c k l u n g . Sterne 37 223—224 = Mitt. Sternw. Sonneberg Nr. 53/11. — Bericht über einen Vortrag anläßlich der IAU-Tagung in Berkeley a m 18. Aug. 1961. * * F. Hoyle, T h e

age

of t h e

G a l a x y . Vgl. Ref. 14415.

5514. S.-8. Huang, O b s e r v a t i o n a l e v i d e n c e a n d p r o p o s e d m o d e of s t a r f o r m a t i o n . A J 66 46. — Ref. AAS. * * S.-S. Huang, D i s t r i b u t i o n H - R d i a g r a m . Vgl. R*f. 5425.

of

pre-main-sequence

test for stars

in

the the

5515. C. Jaschek, M. Jaschek, N o t e o n t h e r a n d o m f r a g m e n t a t i o n i n s t a r f o r m a t i o n . ZfA 53 302—304 = Obs. Astr. L a P l a t a Separata Astr. Nr. 26. — Aus der Annahme, daß zufällige Massenkonzentrationen im gasförmigen S t r a t u m einem bestimmten Häufigkeitsgesetz gehorchen, wird ein statistischer Zusammenhang zwischen der Gesamtmasse u n d den mittleren Einzelmassen eines Sternhaufens abgeleitet. Die gefundene Relation ist empirisch g u t bestätigt. FS 5516. H. M. Johnson, S t e l l a r Leaflet Nr. 383, 8 S.

evolution

and

the

color

of S i r i u s .

ASP

5517. F. D. K a h n , S t a r f o r m a t i o n — a g e n e r a l s u r v e v . Vgl. Ref. 1311 S. 147—151 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 82. 5518. A. Kruszewski, E x p e c t e d s h a p e of t h e m a s s s p e c t r u m f o r s t a r s f o r m e d b y g r a v i t a t i o n a l c o n t r a c t i o n . AA 11 199—203 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 124. — Es wurden die Massen neuentstehender Sterne bestimmt, wobei die aus dem Jeansschen Kriterium hervorgehende Schlußfolgerung berücksichtigt wurde, daß die Massenverteilung auf eine minimale Masse m 0 beschränkt ist, die von der Schallgeschwindigkeit u n d der Dichte des Mediums abhängt. Es wird eine Formel f ü r die anfängliche Massenverteilung abgeleitet für den Fall, daß Sterne infolge von Gravitationsinstabilität u n d Kontraktion entstehen. E. R . 5519. A. Kruszewski, Powstawanie galaktyk w swietle hipotezy A m b a r c u m i a n a . Postgpy Astr. 9 157—161. — Verf. bespricht u n d diskutiert die Ergebnisse der Arbeiten von V. A. A m b a r z u m j a n über die E n t s t e h u n g der Galaxien aus den J a h r e n 1947 bis 1958 u n d auch die Arbeiten anderer Autoren, die mit den von A m b a r z u m j a n geäußerten Gedanken Verbindung haben. E . R . 5520. H. Lambrecht, P r o z e s s e n in der

Ü b e r die W a h r s c h e i n l i c h k e i t von AccretionS t e r n e n t w i c k l u n g . Mitt. AG 1959 S. 67. — Ref. AG.

240

VI. Theoretische Astrophysik

5521. G. Larsson-Leander, S t j ä r n o r n a s I I I . PAT 42 21—41, 143—158.

uppkomst

61, 1961 och

utveckling,

II.

5522. P. Ledoux, L ' é v o l u t i o n s t e l l a i r e . Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll.8° Nr. 420, 59 S. 5523. A. G. Massewitsch, Ü b e r die E n t w i c k l u n g s d e u t u n g der H a u p t r e i h e . Mitt. Staatl. Astr. Stemberg-Inst. Moskau Nr. 105 S. 3—19 (russ.). — Die im Dezember 1956 abgeschlossene Arbeit diskutiert in Fortsetzung früherer Untersuchungen die Entwicklung der Sterne beider Teile der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms ( 0 — G 4 und G 7 — M 8 ) unter der Annahme, daß gleichzeitig eine Änderung der chemischen Zusammensetzung und ein kontinuierlicher Massenverlust stattfinden. Es werden numerische Parameter abgeleitet und in einer Tabelle «Entwicklungskurven» für verschiedene Werte des Exponenten der empirischen Masse-Leuchtkraftbeziehung mitgeteilt. Petri 5524. A. G. Massewitsch, D i e E n t w i c k l u n g der S t e r n e f r ü h e r S p e k t r a l t y p e n der H a u p t r e i h e . Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau Nr. 105 S. 20—34 (russ.). — Die im Dezember 1956 abgeschlossene Arbeit behandelt zunächst unter der Annahme, daß bei rasch rotierenden heißen Sternen eine völlige Durchmischung stattfindet — solange ihre als kontinuierlich abnehmend angesehene Masse noch > 3 SJto —, die Modelle eines 0 7 - und eines B3-Sternes. Sodann werden entsprechende amerikanische Arbeiten besprochen und mit den Rechnungen der Verf. verglichen. Abschließend werden Erwägungen zur Zeitskala dieser Prozesse angestellt. Petri 5525. A. G. Massewitseh, Ü b e r die N a t u r der j u n g e n , in die H a u p t reihe eintretenden S t e r n e . Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau Nr. 105 S. 35—49 (russ.). — Die im Dezember 1956 abgeschlossene Untersuchung beginnt mit dem Vergleich der Hertzsprung-Russell-Diagramme von 6 Assoziationen mit theoretischen Kurven, wobei sich eine systematische HelligkeitsdifFerenz ergibt. Dann werden Modelle rotationsinstabiler Sterne besprochen, deren Energiequelle nicht-thermonuklearen Charakters ist. Unter Kontraktion und Massen Verlust treten diese Sterne bei 0 5 — B 3 in die Hauptreihe unter Ausbildung eines konvektiven Kerns mit nuklearer Energieerzeugung ein. Bei schwacher Rotation ist auch die Leuchtkraft niedriger als im Normalfall. Für Mitglieder von Assoziationen sind indirekte Schlüsse auf den Charakter der Sternentstehung 1 möglich. Petri 5526. A. G. Massewitsch, E v o l u t i o n Ref. 1311 S. 183—189.

of stars

decreasing

in

m a s s . Vgl.

5527. W. H. McCrea, O r i g i n e des a m a s s t e l l a i r e s . Ciel et Terre 77 167 —178. — Vortrag anläßlich einer Konferenz in Liège, 1960 April 4. 5528. W. H. McCrea, S t a r f o r m a t i o n w i t h s p e c i a l r e f e r e n c e t o s t e l l a r Clusters. Proc. Roy. Soc. (A) 260 152—159. — Verf. diskutiert die allgemeine Theorie der Sternbildung aus interstellarer Materie, wobei besonderes Gewicht auf die Tatsache gelegt wird, daß wahrscheinlich der interstellare Wasserstoff in der Hauptsache in molekularer und nichtatomarer Form vorliegt. Unter diesen Umständen ist die kritische Masse interstellaren Gases, welche unter der Wirkung des Drucks etwa heißer interstellarer Materie zum Kollaps gebracht werden kann, mindestens von der Größenordnung 1000 Sonnenmassen. Es folgt aus dieser Überlegung, daß Sterne im wesentlichen nur in Gruppen entstehen können, wobei die einzelnen Mitglieder aus Kondensationen gebildet werden, die in dem allgemeinen, chaotischen Geschwindigkeitsfeld kollidieren. Oster 5529. W. H. McCrea, S t a r f o r m a t i o n w i t h s p e c i a l r e f e r e n c e t o Clusters. Vgl. Ref. 1311 S. 152—159.

stellar

61, 1961

56. Entstehung und Entwicklung des Planetensystems

* * W. H. McCrea, L a m a t i è r e é t o i l e s . Vgl. Ref. 5213. * * L. Mestel, T h e

interstellaire

Hertzsprung-Russell

5530. J.-C. Pecker, L ' é v o l u t i o n

et

la

241

formation

des

d i a g r a m . Vgl. Ref. 10506.

d e s é t o i l e s . BSAF 75 141—158.

5531. A. Beiz, I. Torgârd, E v o l u t i o n of s t a r s w i t h o u t Vgl. Ref. 1210 S. 217—224.

heavv

elements.

5532. T. Rootsmäe, T h e p r o b l e m of s t e l l a r e v o l u t i o n in c o n n e c t i o n w i t h t h e r e g u l a r i t i e s i n t h e i r k i n e m a t i c s . Tartu Astr. Obs. Publ. 33 322—350 (russ. mit engl. Ref.). — Eine ausführliche Analyse der Geschwindigkeiten von Sternen verschiedenen Typs ergibt eine Reihe von Gesetzmäßigkeiten. Die Ergebnisse werden in Zusammenhang mit den Theorien der Sternentwicklung gebracht, wobei auch Entwicklung unter Verlust von Masse diskutiert wird. v. H . * * M. A. Saadat, L e s p r o p r i é t é s c i n é m a t i q u e s d e s é t o i l e s d o u b l e s en f o n c t i o n d e l e u r â g e . Vgl. Ref. 11118. * * M. Schwarzschild, A u f b a u u n d 5445.

Entwicklung

* * W. W. Sobolew, S o m e c o s m o g o n i c a l s t a r s t a t i s t i c s . Vgl. Ref. 11236.

d e r S t e r n e . Vgl. Ref.

consequences

5533. R. v. d. R. Woolley, A s u r v e y of o b s e r v a t i o n a l s t e l l a r e v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1311 S. 189—201.

from

double

problems

5534. S. K. Wsechswjatskij, W. Kasjutinskij, D a s W e r d e n d e r Philosophische Probleme der modernen Kosmogonie. Staatl. Polit. Verlag, 1961. 175 S. Preis 20 Kop. (russ.).

of

Welten. Moskau,

5535. F r a g e n d e r K o s m o g o n i e B a n d 7. Moskau, Verlag Akad. Wiss. UdSSR, 1960. 383 S. Preis 1 R. 70 Kop. (russ.). — Besprechung in R H 42 183. 5536. T h e g e o l o g i c a l phys. Diskussion RAS. 5537. H e l i u m

time

s c a l e . Geophys. J . RAS 5 179—183. — Geo-

f l a s h in g i a n t

s t a r s . Skv Tel. 21 275.

§ 56 Entstehung und Entwicklung des Planetensystems 5601. E. Anders, E x t i n c t r a d i o a c t i v i t y a n d t h e p r e h i s t o r y of t h e s o l a r s y s t e m . Z. Naturforschung 16a 520—521. — Es werden die Schwierigkeiten in der Deutung der Zerfallsprodukte «kurzlebiger» natürlicher Isotope (I 129 , Pd 107 , Pb 2 0 5 etc.) diskutiert und Vorschläge zur Datierung der Frühgeschichte unseres Planetensystems skizziert. Zä. 5602. W. I. Baranow, K. G. Knorre, A l t e r u n d E n t w i c k l u n g d e r m e t e oritischen und irdischen Materie im Lichte neuerer U n t e r s u c h u n g e n . Meteoritika Nr. 21 S. 15—31 (russ.). — Auf Grund von Untersuchungen bestimmter Isotopenverhältnisse verschiedener Elemente zahlreicher Meteorite wird deren Alter im Vergleich zum Alter irdischer Stoffe diskutiert; daraus werden kosmogonische Schlußfolgerungen gezogen. Ho. Astronom. Jahresbericht 1961

16

242

VI. Theoretische Astrophysik

* * K. E. Edgeworth, T h e E a r t h , t h e P l a n e t s B i r t h a n d E v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1117.

61, 1961

and

the

Stars.

Their

5603. W. A. Fowler, J. L. Greenstein, F. Hoyle, N u c l e o s y n t h e s i s during t h e e a r l y h i s t o r y of t h e s o l a r s y s t e m . A J 66 284. — Ref. AAS. 5604. W. A. Fowler, J. L. Greenstein, F. Hoyle, D e u t e r o n o m y . Synthesis of d e u t e r o n s a n d t h e l i g h t n u c l e i d u r i n g t h e e a r l y h i s t o r y of t h e s o l a r s y s t e m . American J . Phys. 29 393—403. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1001—1002. 5605. W. A. Fowler, J. L. Greenstein, F. Hoyle, N u c l e a r s o l a r s y s t e m . Publ A S P 73 326—327. — Ref. ASP.

history

* * G. G. Goles, E. Anders, T h e r e c o r d i n t h e m e t e o r i t e s . c h r o n o l o g y of t h e e a r l y s o l a r s y s t e m . Vgl. Ref. 9434. * * L. Gratton,

L'evoluzione

5606. C. Luplau Janssen,

Vor

del Jords

mondo

inorganico.

tilblivelse.

of

the

6. O n

the

Vgl. Ref. 5508.

Urania

Kabenhavn

18

2—10.

5607. D. D. Kotsakis, D i e H e r k u n f t d e s S o n n e n s y s t e m s . w ä r t i g e n T h e o r i e n . Vgl. A J B 59 Ref. 5605. — 2. Auflage.

Die

gegen-

5608. D. D. Kotsakis, D i e T h e o r i e v o n M c C r e a ü b e r d i e E n t s t e h u n g d e s S o n n e n s y s t e m s . Astr. Nachr. A t h e n 11 Nr. 3 9 S. 1—4 (griech.). 5609. P. K. Kuroda, T h e t i m e i n t e r v a l b e t w e e n n u c l e o s y n t h e s i s a n d f o r m a t i o n of t h e E a r t h . Geochim. Cosmochim. Acta 24 40—47. — I m Zusammenhang mit den anomalen Häufigkeiten der Xe-Isotope werden Pu 2 4 4 u n d Cm 247 als mögliche Quellen für Spaltungsxenon in der irdischen Atmosphäre angesehen. Die Zeitspanne zwischen Kernsynthese u n d E n t s t e h u n g der Erde k a n n je nach dem Modell f ü r die Kernsynthese zu 0.52 oder 4.8 X I0 8 a abgeschätzt werden. Zä. 5610. R. A. Lyttleton, A n a c c r e t i o n h y p o t h e s i s f o r t h e o r i g i n of t h e s o l a r s y s t e m . MN 122 399—407. — Ref. in Sky Tel. 22 267, VdS Nachr. 11 35. — Eine Untersuchung von Materieaufsammlungsmechanismen f ü r Sterne vom T y p der Sonne zur Erzeugung einer aus Gas u n d S t a u b bestehenden Scheibe passender Masse u n d passenden Drehimpulses für verschiedene Theorien über die E n t s t e h u n g des Planetensystems f ü h r t zu der Aussage, d a ß genügend kleine Relativgeschwindigkeiten (0.2 km/sec) zwischen Stern u n d Wolke mit einer Wahrscheinlichkeit von 0.001 f ü r r u n d 109 J a h r e vorkommen können. Dv. 5611. R. T. Mann,

Sülle

teorie

cosmogoniche.

Coelum 29 104—109.

5612. L. N. Mavridis, D i e K o s m o g o n i e . Große Griech. Enzyklopädie Ergänzungsband 3 416—419 = Mon. Griech. Astr. Ges. Nr. 12 (griech.). — Bericht über unsere heutigen Kenntnisse zur Kosmogonie. Besonders eingehend wird die Kuipersche Hypothese über die E n t s t e h u n g des Planetensystems dargestellt. Mav. * * E. J. Öpik, T i d a l d e f o r m a t i o n s a n d t h e o r i g i n of t h e M o o n . Vgl. Ref. 8346. 5613. M. W. Ovenden, P. Patek, Sternenbote 4 102—112.

Der

Ursprung

des

Sonnensystems.

5614. J. H. Reynolds, T h e a g e of t h e e l e m e n t s i n t h e s o l a r s y s t e m . Sei. American 203 Nr. 5 S. 171—180, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1484—1485.

61, 1961

61. Die Sonne im allgemeinen, Astrometrie, allg. Magnetfeld

243

5615. E. L. Russkol, W. S. Safronow, On t h e o r i g i n of r a p i d l y r o t a t i n g a s t e r o i d s . A J UdSSR 38 273—277 (russ. mit engl. Ref.). — Die Arbeit von B. Rabe in A p J 181 231 (vgl. A J B 60 Ref. 8513) wird kritisch diskutiert und gezeigt, daß der von ihm vorgeschlagene Prozeß der Entstehung von schnell rotierenden Asteroiden aus Doppelasteroiden eine extrem kleine Wahrscheinlichkeit besitzt. Verf. (ü.) * * N. Sekiguchi, O n t h e c a p t u r e of t h e c o s m i c m a t t e r a r o u n d a s t a r b y i n e l a s t i c c o l l i s i o n . Vgl. Ref. 5217. 5616. N. P. Suworoif, D i e E n t s t e h u n g s y s t e m s . Naturwissenschaften 48 214.

der

Planeten

des

in

space

Sonnen-

5617. A. P. Winogradow, Ü b e r d i e H e r k u n f t d e r M a t e r i e d e r E r d k r u s t e . Geochemie 1961 Nr. 1 S. 3—29 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1961 10A509. 5618. W. P. Winogradowa, Ü b e r d i e V e r t e i l u n g d e s Drehimpulses i m S o n n e n s y s t e m . Abh. Technolog. Inst. Jaroslaw 7 143—154 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A519. 5619. S. K. Wsechswjatskij, K o m e t e n , K l e i n k ö r p e r u n d P r o b l e m e d e s S o n n e n s y s t e m s . Bote Univ. Kiew 1959 (Astr., Math., Mechan.) Nr. 1 S. 31—46, Nr. 2 S. 13—25 (ukrain. mit russ. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A521. * * Fragen

der

Kosmogonie

Band

7. Vgl. Ref. 5535.

VII. Sonne § 61

Die Sonne im allgemeinen, Astrometrie, allgemeines Magnetfeld 6101. I. A. Aslaiiotv, B e s t i m m u n g d e r R o t a t i o n s g e s c h w i n d i g k e i t d e r S o n n e . Sonnendaten 1961 Nr. 4 S. 58—62 (russ.). — Vorläufige Mitteilung. 6102. V. A. Bailey, M e a s u r e m e n t of t h e n e t e l e c t r i c c h a r g e o n t h e S u n b y m e a n s of t h e a r t i f i c i a l p l a n e t « P i o n e e r V». Planet. Space Sei. 5 70—71. — Um die andernorts (vgl. A J B 60 Ref. 5103) begründete Hypothese, die Sonne habe eine negative Nettoladung Q = ß G 1 ' 2 M (ß s» 0.03; G = Gravitationskonstante, M = Masse) zu begründen, wird vorgeschlagen, diese mit Hilfe des künstlichen Planeten Pioneer V zu messen. Die Bewegung des Pioneer durch das elektrische Feld der geladenen Sonne bewirkt ein Magnetfeld H ~ r - 3 , das — wie eine Abschätzung ergibt — leicht nachzuweisen sein müßte. Voigt * * F. W. Jäger, S o n n e n p h y s i k a l i s c h e P r o b l e m e a u f d e r i n B e r k e l e y . Vgl. Ref. 6419. 6103. F. Kadavy, U n s e r e

IAU-Tagung

S o n n e . R H 42 33—37 (tschech.).

6104. M. Kupresanin, B u d u c n o s t

S u n c a . ZiS 4 46—47.

6105. E. Lalou, T h e O r i o n B o o k of t h e S u n . Aus dem Französischen übersetzt von W. D. O ' G o r m a n j r . New York, Orion Press, 1960. 110 S. Preis $ 6.95. — Besprechung in Science 133 1250 (D. J . d e S o l l a P r i c e ) . 16»

VII. Sonne

244

61, 1961

6106. D. Mikulific, S u n c e — z v i j e z d a

u s v e m i r u . ZiS 4 22—25.

6107. D. Mikulicii, F i z i 6 k i

S u n c u . ZiS 4 28—33.

procesi

na

6108. M. Minnaert, G e n e r a l s u r v e y o n s o l a r p h e n o m e n a . Vgl. Ref. 1309 S. 1—38 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk Nr. 47. 6109. H. A. Newton, S o l e n s a n s i k t e . Bokförlaget Prisma/Biblioteksförlaget, 1961. 217 S. Preis Kr. 6:50. — Besprechung in PAT 43 74—77 (Y. Ö h m a n ) . 6110. S. B. Pikeiner, D i e S o n n e . 84 S. Preis 13 Kop. (russ.). 6111. R. RouSal, O p c i

pogled

Moskau,

na

Phys.-Math. Staatsverlag,

1961.

S u n c e . ZiS 4 36—37.

6112: B. M. Rubaschew, Ü b e r den möglichen Zusammenhang S c h w a n k u n g e n der S o n n e n t ä t i g k e i t mit der differentiellen t a t i o n d e r S o n n e . Sonnendaten 1960 Nr. 11 S. 69—73 (russ.).

der Ro-

6113. C z y S l o n c e z m i e n i a swojs), j a s n o . s c ? Urania Krakow 32 338—339. — Ref. über eine seit Herbst 1959 laufende Reihe von lichtelektrischen Beobachtungen der Helligkeit von Uranus und Neptun zur Klärung der Frage, ob die Strahlung der Sonne veränderlich ist. Die Beobachtungen werden unter Leitung von K. Serkowski (Warschau) an der Lowell-Sternwarte durchgeführt. E. R. Entfernung 6114. W. G. Abel, J. H. Chisholm, P. L. Fleck, J . C. James, R a d a r r e f l e c t i o n s f r o m t h e S u n a t v e r y h i g h f r e q u e n c i e s . J . Geophys. Res. 66 4303—4307. — Ref. in VdS Nachr. 11 47. — Mit einem 500 kW-Radarsender bei El Campo (Texas) wurden zwischen April 19 und Juli 7, 1961, auf der Frequenz 38.25 MHz Radarechos an der Sonnenkorona erzeugt und auf 20 gleichgroßen Richtungsbereichen beiderseits des Sonnenortes über 16 Minuten empfangen und integriert. Die Impulsfolge des Senders betrug 8 sec. Die örtliche Verteilung der wiederempfangenen Gesamtenergie relativ zum Ort der Sonne und die täglich empfangene Energie im zentralen Empfangsgebiet (Box 16), das östlich der Sonnenmitte liegt, werden graphisch dargestellt. Gü-Li 6115. G. Antonakopoulos, D e r g e n a u e W e r t d e r a s t r o n o m i s c h e n h e i t . Astr. Nachr. Athen 11 Nr. 40 S. 17—24 (griech.). 6116. M. G. Fracastoro, I I r a d a r Vgl. Ref. 3413 S. 44—49.

e le d i m e n s i o n i

del sistema

Einsolare.

6117. J. Grygar, T h e l e n g t h of t h e a s t r o n o m i c a l u n i t . R H 42 188—190 (tschech.). 6118. I. Maron, G. Luchak, W. Blitzstein, R a d a r o b s e r v a t i o n of V e n u s . Science 134 1419—1421 = Flower and Cook Obs. Repr. Nr. 135. — Radarmessungen in Moorestown, N. J., haben während der letzten Annäherung der Venus an die Erde für die astronomische Einheit 149596000 km ergeben. Dieser Wert stimmt mit anderen gut überein, insbesondere auch mit dem von Rabe aus dem J a h r e 1950. Loh. 6119. D. 0 . Muhleman, E a r l y r e s u l t s of t h e e x p e r i m e n t . A J 66 292. — Ref. AAS.

1961 J P L

Venus

radar

6120. G. Pettengill, R. Price, R a d a r e c h o s f r o m V e n u s a n d a n e w d e t e r m i n a t i o n of t h e s o l a r p a r a l l a x . Planet. Space Sei. 5 71—74. — Die

61, 1961

61. Die Sonne im allgemeinen, Astrometrie, allg. Magnetfeld

245

Auswertung der Radarechos von der Venus im Februar 1958 werden beschrieben. Sie ergeben für die Sonnenparallaxe den Wert 8'8021 ± 0?00006. Bei den Versuchen im September 1959 konnten keine eindeutigen Echos identifiziert werden. Voigt 6121. J. H. Thomson, J. E. B. Ponsonby, G. N. Taylor, R. S. Roger, A n e w d e t e r m i n a t i o n of t h e s o l a r p a r a l l a x b y m e a n s of r a d a r e c h o e s from Venus. Nature 190 519—520 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell Bank Repr. Nr. 246. — Mit Hilfe von Radarechos an der Venus wird der Abstand Erde—Venus und daraus die Sonnenparallaxe neu bestimmt. Die Lichtzeit für eine Astr. Einheit ergibt sich zu 499.011 ± 0.017 sec und daraus die Sonnenparallaxe zu 8?7943 ± 0.'0003. Dieser Wert liegt etwa zwischen denen von Spencer Jones (1931) und von Rabe (1950). Er ist niedriger als der neuste von den Space Technology Laboratorien angenommene Wert. Voigt 6122. W. K. Victor, T h e f i r s t r e a l - t i m e ASP 73 338—339. — Ref. ASP.

contact

with

Venus.

Publ

6123. W. K. Victor, R. Stevens, E x p l o r a t i o n of V e n u s b y r a d a r . Science 134 46—48. — Am 10. Mai 1961 gelang es erstmalig, die Rückkehr eines auf Venus gerichteten Radiosignals zu empfangen. Das wesentliche Ergebnis dieser Beobachtung war die Ableitung eines neuen Wertes für die Astronomische Einheit. Darüber hinaus konnte festgestellt werden, daß Venus sehr langsam rotiert und daß sie ein besserer Reflektor für Radiosignale ist als der Mond. Henn 6124. T h e s c a l e of t h e s o l a r s y s t e m . Nature 190 592. — I m Massachusetts Institute of Technology führten ausgedehnte Radarmessungen der Venus 1961 auf eine Sonnenparallaxe von 8179450 ± 0;00008. Der Streukoeffizient von 12% (Mond 7 %) deutet auf eine feste Oberfläche. Dv. 6125. N y a r e b e s t ä m n i n g a r PAT 42 68—69.

av

6126. V e n u s

r a d i o s i g n a l s . Science 133 868.

studied

with

den

astronomiska

avständsenheten.

6127. R a d a r c o n t a c t w i t h V e n u s . Skv Tel. 21 251. — Ref. in VdS Nachr. 10 108. 6128. E x p l o r i n g

Venus

6129. R a d a r e c h o

von

6130. R a d a r - K o n t a k t

by der

mit

r a d a r . Spaceflight 3 180—182. Venus.

Sternenbote 4 70.

d e r V e n u s . Weltraumfahrt 12 155.

Allgemeines Magnetfeld 6131. H. W. Babcock, T h e t o p o l o g y of t h e S u n ' s m a g n e t i c f i e l d a n d t h e 2 2 - y e a r c y c l e . A p J 133 572—587. — E s wird ein Modell angegeben, das die Phänomene des Sonnenfleckenzyklus (Umpolen des Dipolfeldes, Spörers Gesetz, Polarität der Flecken, Verschwinden der bipolaren Gebiete) erklärt: Die Feldlinien eines anfangs achsensymmetrischen Dipolfeldes von 8 X 10 21 Maxwell werden durch die differentielle Rotation zu Spiralen in Längsrichtung auseinandergezogen; sie werden bei genügend hoher lokaler Konzentration an die Oberfläche gedrückt. Die notwendige Feldintensität, um so bipolare magnetische Regionen zu erhalten, wird in einer Breite von sin i> = ± 1.5/(n + 3) erreicht, wobei n die Zahl der J a h r e seit Beginn des Zyklus ist. Bei fortschreitendem Zyklus wandern die »vorangehenden» Teile der bipolaren Gebiete zum Äquator, die «folgenden» zu den Polen, so daß sich die Feldlinien neutralisieren und dann das ursprüngliche Dipolfeld ersetzen (jetzt mit umgekehrter Polarität). Bk.

V I I . Sonne

246

61, 1961

6132. H. W. Babcock, T h e m a g n e t i s m of t h e S u n . Sei. American 202 Nr. 2 S. 52—76, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1488. 6133. F. Hoyle, N. C. Wickramasinghe, A n o t e o n t h e o r i g i n of t h e S u n ' s p o l a r f i e l d . MN 123 51—59. — Es wird ein Prozeß beschrieben, bei dem das polare Magnetfeld der Sonne durch relativ kleinräumige magnetische Bögen (loops) gebildet wird, die durch Materieströme nach außen getragen werden. Ohmsche Dissipation spielt dabei — auch bezüglich der Aufheizung der K o r o n a — eine wichtige Rolle. Die U m k e h r des Magnetfeldes h ä n g t mit einer U m k e h r der Vorzugsrichtung derjenigen Bögen zusammen, deren Beine auf beiden Seiten des Äquators stehen. Voigt 6134. T. Jarz^bowski, C z y o g ö l n e p o l e m a g n e t y c z n e S l o r i c a z m i e n i a s i ? o k r e s o w o ? Urania K r a k o w 32 79—80. — Ref. der in A J B 59 Ref. 6901 zitierten Arbeit über das allgemeine Magnetfeld der Sonne. E. R. * * L. S. Marotschnik, T h e t r a j e c t o r y of t h e f l o w i n a m a g n e t i c c o n n e c t e d w i t h t h e S u n . Vgl. Ref. 5144.

tube

6135. R. A. Miller, B a b c o c k ' s t h e o r y o n t h e S u n ' s m a g n e t i c f i e l d . P u b l . Astr. Soc. J a p a n 13 400—403. — Babcocks Theorie des solaren Magnetfeldes wird zusammengefaßt, analysiert u n d mit Beobachtungen verglichen; die Stärken u n d Schwächen der Theorie werden hervorgehoben. v. H. 6136. S o l a r

magnetism

and

sunspot

formation.

Sky Tel. 22 3, 11.

§ 62

Sonnenfinsternisse 6201. J. Dommanget, L e s e f f e t s d u s a u x i r r é g u l a r i t é s d u p r o f i l l u n a i r e s u r la d é t e r m i n a t i o n des i n s t a n t s des c o n t a c t s e x t é r i e u r s l o r s d ' u n e é c l i p s e d e S o l e i l . Ciel et Terre 77 213—223. 6202. J . Meeus, L e s é c l i p s e s d u S o l e i l d e 1 9 6 1 à 1 9 7 0 . Ciel et Terre 77 87—92. 6203. J. Meeus, I s e e n n i e t - c e n t r a l e s t e r i n g m o g e l i j k ? H e D 59 18—24.

ringvormig-totale

zonsverdui-

6204. S o n n e n f i n s t e r n i s s e u n d i h r e B e o b a c h t u n g . Zusammengestellt von W . A. B r o n s t e i n , E . J . B u g o s l a w s k a j a , N. J . B u g o s l a w s k a j a . Moskau, Phys.-Math. Staatsverlag, 1960. 238 S. Preis 4 R . 65 K o p . (russ.). 6205. T e n y e a r s of s o l a r é c l i p s é s . Dez.

Sky Tel. 22 29—31. — 1961 Jan.—1970

Einzelne Sonnenfinsternisse 6206. Sonnenfinsternis 1927 Juni 29 MN 123 61—80 = Contr. Cambridge Obs. Nr. 43. Photometrie investigation of t h e inner solar corona using a n eclipse plate of 1927 J u n e 29. H . v o n K l ü b e r . — Aus einer I n t e g r a l a u f n a h m e der Korona (Expedition Lappland 1927 J u n i 29, Archiv H a m b u r g e r Sternwarte) werden Isophoten der inneren Korona abgeleitet. Die Eichung der zunächst in willkürlichen Einheiten gemessenen photometrischen D a t e n der P l a t t e in absoluten Einheiten geschieht durch Anschluß a n frühere

61, 1961

62. Sonnenfinsternisse

247

absolute D a t e n . Die Elliptizität der Korona wird nach Ludendorff bestimmt u n d mit Ergebnissen anderer Beobachter verglichen. Aus dem Helligkeitsabfall der inneren Korona von 0!7 bis 3!7 R a n d a b s t a n d wird die A b n a h m e der Elektronendichte nach außen berechnet. Einige im Zusammenhang mit den aufgetretenen Protuberanzen gemessene Bogenstrukturen der K o r o n a werden diskutiert. EHS 6207. Sonnenfinsternis 1945 Juli 9 Vgl. Ref. 1210 S. 285—303. Solar eclipse as laboratory experiment for checking t h e radiation error of radiosondes. I . Total solar eclipse 1945, J u l y 9. V. V ä i s ä l ä . 6208. Sonnenfinsternis 1952 Februar 25 A p J 133 608—615. The Balmer : Paschen ratio in t h e chromosphere and t h e equilibrium populations of hydrogen angular-momentum states. L. L. H o u s e , R . G. A t h a y , H . Z i r i n . — Die Beobachtungen bei dieser Sonnenfinsternis h a t t e n f ü r das Intensitätsverhältnis der Balmer-Linien zu den Paschen-Linien in der Chromosphäre bei den zu den höheren Niveaus gehörenden Linien einen ungewöhnlichen Wert ergeben. Zur E r k l ä r u n g wurde von A t h a y u n d Zirin vorgeschlagen, daß n u r die s, p u n d d Terme normal besetzt sind, die von f a n unterbesetzt. Zur P r ü f u n g dieser Hypothese wurde das Paschen-Dekrement unter diesen A n n a h m e n berechnet, doch zeigte der Vergleich mit der Beobachtung, daß diese Hypothese nicht h a l t b a r ist. Ferner ergibt sich, daß m a n bei Berechnungen der chromosphärischen Verhältnisse die Zustände der verschiedenen Drehimpulse ohne weiteres ermitteln kann. Die Frage, w a r u m dieses ungewöhnliche Intensitätsverhältnis beobachtet wurde, bleibt weiter ungeklärt, u n d neue Beobachtungen dieser Art sind dringend erwünscht. H. M. 6209. Sonnenfinsternis 1954 Juni 30 A J U d S S R 38 443—447 (russ. mit engl. Ref.). Continuous emission of t h e chromosphere beyond t h e Balmer limit during t h e 1954 solar eclipse. D. J . M a r t y n o w . — Die Auswertung der tabellarisch mitgeteilten Beobachtungen bestätigt, daß die Konzentration der Ionen u n d Atome in der unteren Chromosphäre 2—4 X 10 11 cm~ 3 ist. Die T e m p e r a t u r n i m m t bereits in 500—1500 k m Höhe nach außen hin zu. Zum Vergleich wurden auch Beobachtungen von R . G. A t h a y etc. (vgl. A J B 54 Ref. 6212) durchgerechnet. Petri A J UdSSR 38 474—477 (russ. mit engl. Ref.). On polarization in coronal rays. I. D. G i z . — Aus photographischen Finsternisbeobachtungen a m 30. J u n i 1954 mit einer Dreifachkamera u n d Polarisationsfiltern wurde die Polarisation des Koronalichtes im A b s t a n d von 3.0 bis 4.5 R Q bestimmt. W ä h r e n d sie auf der Westseite bei R = 3.5 ein Maximum von 8 5 % erreicht u n d nach außen hin kons t a n t bleibt, erreicht sie auf der Ostseite im gleichen Abstand ein Maximum von 68 % u n d n i m m t von da aus auf 42 % bei R = 4.5 ab. Die Lage der Koronastrahlen im R a u m wird berechnet. Ba. A J U d S S R 38 593—610 (russ. mit engl. Ref.). Absolute spectrophotometry of t h e chromosphere during t h e J u n e 30, 1954 t o t a l solar eclipse. D . J . M a r t y n o w , W . J . A l d u s s e w a . — Verf. berichten über die Ergebnisse spektralphotometrischer Beobachtungen des Flash-Spektrums während des 2. u n d 3. K o n t a k t s . Die I n t e n s i t ä t e n chromosphärischer Säulen sind tabuliert. F ü r verschiedene Linien werden die barometrischen Gradienten ermittelt. Die Häufigkeiten von Cal, C a l l , S r l l u n d H im 2. Quantenzustand werden abgeleitet. Das Verhalten der He-Linien ist anomal. Die physikalischen Bedingungen in der Chromosphäre ändern sich zeitlich u n d örtlich rasch. L. F r . A p J 133 924—934. The distribution of t e m p e r a t u r e in t h e neighborhood of t h e solar limb. B. E . J . P a g e l . — Die Intensitäts-Höhen-Beobachtungen bis zu 500 k m über dem Sonnenrand von Kristenson (vgl. A J B 59 Ref. 6208) bei X 6190 A während der Finsternis von 1954 werden benutzt, u m ein früheres Modell

248

VII. Sonne

61, 1961

(Pagel, vgl. A J B 60 Ref. 6673) der Sonnenatmosphäre zu verbessern. Die Minimumstemperatur beträgt 4300° ± 100° und liegt sehr dicht am R a n d bei rx = 0.007, vorausgesetzt, daß das Verhältnis H/H~ der Saha-Gleichung folgt. — Die Beobachtungen der Scheibe von Dunn (vgl. A J B 59 Ref. 6409) und die des Randes von Kristenson lassen sich nicht durch ein einziges Modell mit wiederansteigender Temperatur zum Rande hin vollständig beschreiben. Bk. Geomagnetismus Aeronomie 1 646—649 (russ.). Bestimmung des Polarisationsgrades der Sonnenkorona aus Beobachtungen der Sonnenfinsternis vom 30. 6. 1954. J . N. D o l g i n o w a . — Ref. in R J UdSSR 1962 8A424. ZfA 51 286—296 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 235. Ergebnisse der Zürcher Sonnenfinsternisexpedition 1954. VII. Photometrie der Polarstrahlen. M. W a l d m e i e r . — Aus einer bei der totalen Sonnenfinsternis vom 30. Juni 1954 mit einer 8 m-Kamera gewonnenen Aufnahme wird der Helligkeitsverlauf der nördlichen und südlichen Polarstrahlen der Korona im Intervall r = 1.15 bis 1.60 abgeleitet. Die Elektronendichte innerhalb der Strahlen ist danach 5mal größer als in den Gebieten dazwischen. Wahrscheinlich wird dieses Verhältnis sogar noch größer sein, weil sich auch in den Zwischengebieten noch unaufgelöste Strahlen befinden dürften, andererseits werden aber auch die beobachteten hellen Strahlen oft durch Überlagerung räumlich hintereinander gelegener Strahlen zustande kommen, wodurch das Verhältnis für den einzelnen Strahl wieder verkleinert wird. Entgegen der Ansicht von Saito, daß die Polarstrahlen in einer Ringzone um den Pol am häufigsten sind, könnte man aus der vorliegenden Aufnahme eher schließen, daß sie sich gegen den Pol hin konzentrieren. H. M. ZfA 53 81—94 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 238. Ergebnisse der Zürcher Sonnenfinsternisexpedition 1954. VIII. Helligkeitsverteilung und Komponentenzerlegung. M. W a l d m e i e r . — Auf Grund von kalibrierten Aufnahmen der Sonnenkorona bei der Finsternis von 1954 wird die Helligkeitsverteilung bis 30 Sonnenradien, und zwar getrennt für die F- und K-Korona, bestimmt. Es ergibt sich, daß die F-Korona kaum, die K-Korona dagegen sehr stark abgeplattet ist. Oster 6210. Sonnenfinsternis 1954 Dezember 25 J . Atmosph. Terr. Phys. 20 200—205. Behaviour of broadcast frequency waves at oblique incidence during an annular éclipsé. R . K . M a c C r o n e , F. R. X. Nabarro. 6211. Sonnenfinsternis 1956 Dezember 2 Geomagnetismus Aeronomie 1 949—954 (russ.). Über die während der Sonnenfinsternisse vom 2. 12. 1956 und 15. 2. 1961 wahrgenommenen ionosphärischen Effekte in Gorkij. W. A. W a s s i n , L. W. G r i s c h k e w i t s c h . — Ref. in R J UdSSR 1962 5A421. 6212. Sonnenfinsternis 1958 April 19 A J UdSSR 38 647—651 (russ. mit engl. Ref.). Results of polarization observations of the April 19, 1958 solar eclipse in the microwave. D. W. K o r o l k o w , N. S. S o b o l e w a . — Verf. untersuchten ein Gebiet erhöhter Radiostrahlung im cm-Bereich, das mit einer Sonnenfleckengruppe verbunden war. Aus den Polarisationsbeobachtungen während der Sonnenfinsternis ergab sich, daß das untersuchte Gebiet aus einer Reihe von Details bestand, in denen die Helligkeitstemperaturen einige Millionen Grad erreichten und deren Polarisationsgrad 20—30% betrug. Die Höhe des strahlenden Gebiets über der Photosphäre wurde bestimmt (35000 — 50000 km), ferner eine Reihe anderer Größen. Verf. (ü.) 6213. Sonnenfinsternis 1958 Oktober 12 Mém (8°) Soc. Roy. Sei. Liège (5) 4 228—240. I. Röntgen-ray and ultraviolet measurements during the eclipse of October 12, 1958. II. Röntgen-ray solar disk

61, 1961

62. Sonnenfinsternisse

249

photograph. T. A. C h u b b , H. F r i e d m a n , R. W. K r e p l i n , R, L. B l a k e , A. E. U n z i c k e r . — Vgl. Ref. 1314. MN 122 223—238 = Contr. Cambridge Obs. Nr. 42. Interferometric investigation of emission lines of the solar corona during the total solar eclipse of 1958 October 12. A. H. J a r r e t t , H. v o n K l ü b e r . — Während der totalen Sonnenfinsternis am 12. Oktober 1958 gelang es, das durch ein Fabry-Perrot-Interferometer entworfene Interferenzringsystem der grünen und roten Koronalinie nacheinander, allein durch Wechsel eines Schmalbandinterferenzfilters, zu photographieren. Das exzentrisch zum 13 mm Sonnenbild gelegene Ringsystem läßt sich in gewissen Positionswinkeln bis zu 1.8 Sonnenradien hinaus verfolgen. Die photometrische Standardisierung und die Aufnahme der Apparatekontur des Interferometers geschah unmittelbar vor und nach der Finsternis. Bei Ausnahme der aktiven Gebiete ergibt sich keine Änderung der Halbbreite mit dem Positionswinkel und dem Abstand vom Sonnenrand. Die korrigierten Linienprofile führen auf kinetische Temperaturen von 3.3 X 106 Ee. Sei. Rep. Tohoku Univ. (1) 44 57—63, 1960 = Sendai Astr. Rap. Nr. 73. Spectrographic Observation of the corona of 1958 total eclipse. N. S a t o . — Photographien des Spektrums der Korona am Westrand in Äquatornähe ergeben im Kontinuum einen von der Wellenlänge unabhängigen Intensitätsverlauf mit nur geringfügig steilerem Gradienten als von M. Waldmeier beobachtet wurde. Der ebenfalls gemessene Polarisationsgrad in radialer Richtung nimmt mit wachsendem Abstand zunächst zu, bleibt aber unter den Werten, die nach Waldmeiers Rechnungen zu erwarten sind. Auch für die Linienemission werden Intensitätsgradienten angegeben. Ee. 6214. Sonnenfinsternis 1959 April 8 Australian J . Phys. 14 403—419 = Sonderdruck Division Radiophys. C. S. I. R. O. Chippendale. The radio brightness distribution on the Sun at 21 cm from combined eclipse and pencil-beam observations. T. K r i s h n a n , N. R. L a b r u m . — Während der partiellen Finsternis vom 8. April 1959 wurde mit einem einfachen Radiometer großer Empfindlichkeit die Helligkeitsverteilung auf der Sonne bei hoher Auflösung gemessen. Für die unbedeckte Sonne wurden entsprechende Messungen mit einem Kreuzgitter-Interferometer vorgenommen. Hinsichtlich Größen, Formen und relativen Intensitäten sind die hellen Radioemissionsgebiete den optischen Fackelgebieten sehr ähnlich. Die Radioschicht scheint über der Fackelschicht in einer Höhe von etwa 70000 km zu liegen und die dieser Höhe entsprechende koronale Temperatur zu haben. Die Helligkeitsverteilung der ruhigen Sonne scheint ähnlich zu sein, wie die von Labrum (vgl. A J B 60 Ref. 6866) abgeleitete. Das größere Auflösungsvermögen liefert jedoch eine höhere Spitzentemperatur und einen stärkeren Gradienten für die Randaufhellung, wie auch theoretisch zu erwarten war. Stu. 6215. Sonnenfinsternis 1959 Oktober 2 ApJ 133 616—642. Polarization and intensity studies of the eclipse of October 2, 1959. E. P. N e y , W. F. H u c h , P. J. K e l l o g g , W. S t e i n , F. G i l l e t t . — Auf zwei Stationen in Französisch-West-Afrika wurde bei dieser totalen Sonnenfinsternis mit identischen Apparaturen die Sonnenkorona je 5mal während der 3 Minuten der Totalität gleichzeitig bei den Wellenlängen 4700 und 8300 A untör Anwendung elektronischer Hilfsmittel aufgenommen. Aus den Registrierungen konnte für ein enges Netz von Punkten in der Korona die absolute Intensität des Lichtes bei den beiden Wellenlängen, sowie Größe und Richtung der Polarisation entnommen werden, wie ausführlich dargelegt wird. Ein wesentliches Ergebnis ist der sehr streng radiale Verlauf der Polarisation, was dem Synchrotronstrahlungsmodell der Korona von Kellogg und Ney widerspricht. Auch die Trennung der Koronastrahlung in die K- und die F-Komponente ergibt gute Über-

250

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einstimmung mit dem konventionellen Koronamodell. Die hier gefundenen Elektronendichten sind nahezu gleich denen, die von Klüber bei der Finsternis von 1952 in Chartum erhielt, weichen aber von denen von van de Hülst ab, dessen Modell demnach etwas revidiert werden sollte. Die sehr geringen Elektronendichten über den Polen machen die Wirkung des allgemeinen Magnetfeldes der Sonne, das sich zu der Zeit wieder gebildet hatte, wahrscheinlich. H. M. Mem SA I t (NS) 31 415—425 = Oss. Astr. Capodimonte-Napoli Oss. 1 Nr. 7. Determinazione fotografica degli istanti dei contatti della eclisse solare parziale del 2 ottobre 1959. A. V a s s a l l o . Nature 192 249—250. Riometer observations during a solar eclipse. M. A. G o r d o n . — Während der totalen Sonnenfinsternis am 2. Okt. 1959 wurde mittels eines Radiometers die Änderung des kosmischen Rauschens bei einer Frequenz von 27.5 MHz gemessen. Als Antenne wurde eine Yagi-Antenne benutzt, die auf die Stelle der verfinsterten Sonne (1° Höhe) gerichtet war. Verglichen wurde diese Radiostrahlung mit der Strahlung, die im Zenit auf einer Frequenz von 30.25 MHz empfangen wurde. Es ergab sich eine Erhöhung des Rauschens während der Finsternis um etwa 2 db, während die Zenitmessungen keine Abweichungen von der Normalkurve zeigten. Das Maximum der gemessenen Radiostrahlung t r a t etwa 30 sec nach der optischen Bedeckung ein. Diese Ergebnisse wurden mit dem Aufbau der D-Schicht verknüpft und stimmen mit der Theorie überein. E H S Strolling Astr. 15 14—22. Observations of the Moon's shadow at the October 2, 1959, solar eclipse. W. H. G l e n n . Tellus 13 276—279. Ozone measurements during solar eclipse. D. S t r a n z . 6216. Sonnenfinsternis 1961 Februar 15 Abh. Kabardino-Balkar. Univ. 1961 Nr. 13 S. 50—53 (russ.). Die Verdunklung der Dämmerung bei der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. A. D. S a m o r s kij. AC Nr. 219 S. 16—17 (russ.). Observation of the total solar eclipse on February 15, 1961. S. W. S a p o r o s h z e w a , W. E. S o l o w j o w , A. A. K a w e r i n . AC Nr. 219 S. 17—18 (russ.). Observation of the total solar eclipse in Djankoy. I. S. A s t a p o w i t s c h . AC Nr. 219 S. 18 (russ.). Observation of the total solar eclipse in Izmail. E. N. Kramer. AC Nr. 219 S. 20—21 (russ.). Observation of the partial solar eclipse on February 15, 1961 in Tadshikistan. A. M. B a c h a r e w . AC Nr. 220 S. 12—13 (russ.). Observations of total solar eclipse on February 15, 1961. S. K. W s e c h s w j a t s k i j . AC Nr. 220 S. 13—14 (russ.). Observation of total solar eclipse on February 15, 1961. D. W. P j a s k o w s k i j , A. T. N e s m j a n o w i t s c h . AC Nr. 222 S. 3—6 (russ.). Total structure of solar corona on February 15, 1961. S. K . W s e c h s w j a t s k i j , W. I. I w a n t s c h u k . AC Nr. 222 S. 6—7 (russ.). Structure of solar corona on February 15, 1961 according to observations in Dshankoje. A. T. N e s m j a n o w i t s c h . AC Nr. 222 S. 8 (russ.). Observation of total solar eclipse on February 15, 1961. I. W. M a t w e j e w . AC Nr. 222 S. 8—10 (russ.). Observation of solar eclipse in Dshankoje on February 15, 1961. N. D. K a l i n e n k o w . AC Nr. 223 S. 4—7 (russ.). Visual colorimetry of the solar corona. W. W. Scharonow. AC Nr. 223 S. 29 (russ.). Uncommon natural phenomenon. AJ UdSSR 38 855—860 (russ. mit engl. Ref.). The structure of the solar corona of February 15, 1961. S. K. W s e c h s w j a t s k i j , W. I. I w a n t s c h u k . — Verf. werteten Photographien der Sonnenkorona vom 15. Febr. 1961 im weißen Licht aus. Aus einem Vergleich der Strahlenstruktur mit Anregungsphänomenen in der Chromosphäre folgt, daß die Strahlen mit ruhenden Filamenten und Pro-

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tuberanzen zusammenhängen, aber nicht mit Fackelgebieten oder Flocculi. Bemerkenswert ist eine «dunkle Struktur», welche sich wohl nur als Koronastrahl in Absorption erklären läßt. Oster Astr. Herald 54 129 (japan.). Die Finsternis im Februar 1961. Astr. Nachr. Athen 11 Nr. 38 S. 1—2 (griech.). Die totale Sonnenfinsternis vom 15. 2. 1961. S. P l a k i d i s . Astr. Nachr. Athen 11 Nr. 39 S. 4—8 (griech.). Die totale Sonnenfinsternis vom 15. 2. 1961. C. J . M a c r i s . Bote Akad. Wiss. UdSSR 1961 Nr. 5 S. 55—59 (russ.). Die Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. M. N. G n e w y s c h e w . — Ref. in R J UdSSR 1962 3A410. Bote Univ. Leningrad 1961 Nr. 19 S. 176—179 (russ.). Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 vom Flugzeug aus. W. W. S c h a r o n o w . — Ref. in R J UdSSR 1962 8A427. Brescia, Officine grafiche, 1961. 32 S. L'ecclisse di Sole del 15-11-1961 visto dagli astrofili della Specola Cidnea di Brescia. A. F e r r e t t i T o r r i c e l l i . — Ref. in Coelum 29 154. BSAF 75 187—194. Eclipse totale de Soleil du 15 février 1961 : Observations du Groupe de la Commission des Instruments. J . T e x e r e a u . BSAF 75 195—208. L'éclipsé totale de Soleil du 15 février 1961 observée par la «Commission Solaire» du Groupe de Lorraine de la Société Astronomique de France. G. F l o r s ch. BSAF 75 209—222, 235—257, 315—321, 363—366. L'éclipsé totale de Soleil du 15 février 1961. BSAF 75 400—404, Observation photoélectrique de l'éclipsé de Soleil du 15 février 1961. R. M e u n i e r , N. M e u n i e r . BSAF 75 459—464. A la poursuite de l'éclipsé du 15 février 1961. R. M i c h a r d . Ciel et Terre 77 93—103. L'éclipsé totale du Soleil du 15 février 1961. Observations d'amateurs. H. M i c h e l . Ciel et Terre 77 499—506. L'éclipsé de Soleil du 15 février 1961. Exploitation des observations photographiques du dernier contact, faites par M. J . Ruland, à Laigueglia (Italie). J . D o m m a n g e t . Cire. Astr. Obs. Charkow Nr. 24 S. 36—38 (russ.). Radioastronomische Beobachtungen der partiellen Finsternis vom 15. Februar 1961 bei 1.5 m Wellenlänge. N. P. B a r a b a s c h o w , W. M. I w a n t s c h e n k o , R. M. T s c h i r k o w a . Coelum 29 15—18. Qualche consiglio pratico in occasione della prossima eclisse totale di Sole. P. E r i z z o . Coelum 29 32. L'ecclisse solare totale del 15 febbraio 1961 osservata in volo. Coelum 29 33. L'ecclisse solare totale del 15 febbraio 1961. G. H o r n - d ' A r turo. Coelum 29 34—37. Osservazione da Terra e dall'aereo dell'ecclisse totale di Sole del 15 febbraio 1961. P. E r i z z o , L. E r i z z o . Coelum 29 47—48. L'eclisse totale di Sole osservata ad Alassio da un gruppo di astronomi veneti. Coelum 29 54—60. L'eclisse solare totale del 15 febbraio 1961 vista e descritta dagli astrofili. Coelum 29 69—70 = Oss. Astr. Univ. Bologna Notizie e Rassegne Nr. 2. L'eclisse totale di Sole del 15 febbraio 1961 osservata a Bologna e Lojano. G. Mannino. Coelum 29 78—85. L'ecclisse solare totale del 15 febbraio 1961 vista e descritta dagli astrofili. Coelum 29 99—104. La meravigliosa notte di due minuti. R. D r a d i . Coelum 29 109—110. Relazione sull'attività del Gruppo astrofili di Roma, in occasione dell'eclisse totale di Sole del 15 febbraio 1961. F. F i n a l e . CR 252 2387—2389. Influence de l'éclipse totale de Soleil du 15 février 1961 sur la durée de trajet des ondes myriamétriques. B. D e c a u x , A. G a b r y , J . L a c h â t r e , J . L u c a s . — Während der Finsternis am 15. Februar 1961 sowie an den Tagen vor- und nachher wurde auf einer in der Totalitätszone gelegenen

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Station die zeitliche Variation der Phase der beiden Normalfrequenzsender Rugby auf 16 kHz und Panama auf 18 kHz gemessen. Die Beobachtungen werden beschrieben und diskutiert. J . P. M. CR 252 2675—2677 = Publ. Obs. Haute-Provence 5 Nr. 35. Photométrie photoélectrique de la couronne solaire pendant l'éclipsé du 15 février 1961. R. D u m o n t , M. R o u s s e a u . — Während der Finsternis am 15. Febr. 1961 wurde mit einem 60 cm Spiegel und einem Lallemand-Multiplier der radiale Helligkeitsverlauf der Korona im Wellenlängenbereich 5650 bis 6100 À zwischen 1.33 und 2.58 Sonnenradien gemessen, Das Abtastdiaphragma h a t t e einen Durchmesser von 22", als Abtastbewegung diente die tägliche Bewegung bei feststehendem Instrument. Das Ergebnis — ein steilerer Gradient als der von van de Hülst angenommene — wird mitgeteilt und die Einflüsse atmosphärischen Streulichts diskutiert. J . P. M. CR 252 3402—3404. Observation de la couronne solaire avant, pendant et après l'éclipsé totale du 15 février 1961. A. D o l l f u s , M. M a r i n , J . - L . L e r o y . — An den Tagen vor, während und nach der Finsternis vom 15. 2. 1961 wurde die Koronahelligkeit von zwei der Autoren mit Polarimetern in Paris und auf dem Pic du Midi gemessen, während der dritte die Korona während der Finsternis photographierte. Die Beobachtungen werden beschrieben und miteinander verglichen. J . P. M. CR 253 798—800. Résultats des observations ionosphériques effectuées pendant l'éclipsé totale du 15 février 1961. A. P é r i n e a u . El Universo 15 123—127. El éclipsé total de Sol del 15 de febrero de 1961. W. S a n d n e r . Übersetzt von F. J . E s c a l a n t e . Geomagnetismus Aeronomie 1 277—278 (russ.). Der ionosphärische Effekt der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 nach Beobachtungen in Moskau. K . N. W a s s i l j e w , A. S. W e l e s c h i n , A. R. K o s s e n k o w . Geomagnetismus Aeronomie 1 441—443 (russ.). Ionosphärische Beobachtungen während der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. N. N. K u l i k o w , N. E. M a c h a j e w . Geomagnetismus Aeronomie 1 612—615 (russ.). Der Zustand der Ionosphäre über Rostow am Don zur Zeit der totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. N. P. D a n i l k i n , N. A. K o t s c h e n o w a , A. M. S w e t s c h n i k o w , S. S. T s c h a w d a r o w , A. I. J a r o s c h e w a . Geomagnetismus Aeronomie 1 650—652 (russ.). Über die Polarisation der äußeren Korona nach Beobachtungen der Sonnenfinsternis vom 15. 2. 1961 vom Flugzeug aus. N. S. S c h i i o w a . — Ref. in R J UdSSR 1962 8A428. Geomagnetismus Aeronomie 1 949—954 (russ.). Vgl. Ref. 6211. HeD 59 41—43. De totale zonsverduistering op Brac bij volmaakt heldere hemel. J . W. J . G r a t a m a . HeD 59 221—226. De Nederlandse eclipsexpeditie naar Brac, Yoegoslavië. H. N i e u w e n h u i j z e n . HeD 59 227—230. De totale zonsverduistering van 15 februari 1961, waargenomen te Laigueglia. W. H. C. C a r t o n , G. C o m e l l o . JBAA 71 369—374. Solar eclipse of 1961 February 15. The Marlborough College eclipse expédition. F. A d d e y . Kiew, Ges. zur Verbreitung politischer und wissenschaftlicher Kenntnisse Ukrain. SSR, 1961. 48 S. Preis 9 Kop. (russ.). Die Sonnenfinsternis 1961 in der Ukraine. G. K. N a s a r t s c h u k . La Nature 89 2—6. Eclipse totale de Soleil visible en France le 15 février. R. S e r v a j e a n . Lenisdat, 1961. 80 S. Preis 7 Kop. (russ.). Die totale Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. S. I. S e l e s c h n i k o w . — Besprechung in Priroda 50 Nr. 6 S. 123. Lincei Rend. Sei. fis. mat. nat. (8) 29 529—533 = Pubbl. Oss. Astr. Univ. Bologna 8 Nr. 2. La linea centrale di un'eclisse totale di Sole in quota. A. K r a n j c. — Vgl. A J B 60 Ref. 6217.

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Lincei Rend. Sci. fis. mat. nat. (8) 30 323—330 = Oss. Astr. Roma Contr. Sei. (3) Nr. 9. L'organizzazione dell'Osservatorio Astronomico di Roma per l'osservazione dell'eclisse totale die Sole del 15 febbraio 1961. Risultati generali delle osservazioni. M. C i m i n o . Lincei Rend. Sci. fis. mat. nat. (8) 30 362—365 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 52. Risultati dell'osservazione radioelettrica dell'eclissi totale di Sole del 15 febbraio 1961. M. P i a t t e l l i . Lincei Rend. Sci. fis. mat. nat. (8) 30 366—367 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 53. Lo spettro della corona solare nell'eclisse del 15 febbraio 1961. M. R i g u t t i . D. R u s s o . Lincei Rend. Sci. fis. mat. nat. (8) 30 487—491 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 54. Lo spettro di una protuberanza quiescente osservata nell'eclisse solare del 15 febbraio 1961. M. R i g u t t i , D. R u s s o . Lincei Rend. Sci. fis. mat. nat. (8) 30 497—506 = Contr. Oss. Astr. MilanoMerate (NS) Nr. 173. Studio della polarizzazione della corona: Risultati preliminari ottenuti durante l'eclisse del 15 febbraio 1961 dalla spedizione dell'Osservatorio Astronomico di Merate a Monte Conero (Ancona). M. H a c k , M. F r a cassini. Lincei Rend. Sci. fis. mat. nat. (8) 30 507—511 = Contr. Oss. Astr. MilanoMerate (NS) Nr. 174. Sulla possibilità di impiego di microfotogrammi nello studio della corona solare. L. E. P a s i n e t t i . Lugansk, Staatl. Pädagog. Inst., 1961. 37 S. Preis 10 Kop. (russ.). Die totale Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961 und ihre Beobachtung im Lugansker Gebiet. I. F. B o j a r t s c h e n k o . Mem SA I t (NS) 31 4 0 1 ^ 0 7 = Pubbl. Oss. Astr. Univ. Bologna 8 Nr. 3. Calcolo elettronico di una eclisse di Sole. A. K r a n j c . Meteoor 17 38—40. Amateurwaarnemingen van de totale zonsverduistering van 15 februari 1961. J . M e e u s . Meteoor 17 42—44. De zonsverduistering van 15 februari 1961. L. V o l d e r s , G. B o d i f é e . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 3 135—148 = Mitt. Astrophys. Obs. Potsdam Nr. 95. Methodisches zur Ermittlung des Intensitätsabfalls am äußersten Sonnenrand bei einer totalen Sonnenfinsternis. F. W. J ä g e r , K . P f l u g . — Es werden die von verschiedenen Autoren vorgeschlagenen Methoden für partielle und totale Finsternisse diskutiert. Auf Grund der bisherigen Erfahrungen bei totalen Finsternissen werden die technischen Voraussetzungen für eine erfolgreiche Beobachtung entwickelt und das Instrumentarium der Potsdamer Expedition beschrieben. Die dabei wesentlichen Punkte sind: 1. Die Überbrückung des großen Helligkeitskontrastes bei konstanter Belichtungszeit durch Einschalten von Neutralgläsern zu gegebener Zeit; zur Sicherheit und zur Kalibrierung ist jede zweite Aufnahme um etwa 5 0 % abgeschwächt; 2. Die Festlegung der Zeitskalen erfolgt photographisch über einen Oszillographen. Ee. NAT 1961 S. 63—66. Totale solformerkelser. A. V. N i e l s e n . Orion Schaffhausen 6 73—79. Expedition «Eclipse» No. I I I . — Ancona, 15 février 1961. E. A n t o n i n i . Orion Schaffhausen 6 79—82. L'expédition de l'Observatoire de Genève. G. Goy. Orion Schaffhausen 6 83—84. Expedition S. V. A. aux Rochers de Naye. C. Nicoliier. Orion Schaffhausen 6 85—95. Die Landreise der Schweizerischen Astronomischen Gesellschaft zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 in Italien. H . R o h r . Orion Schaffhausen 6 95—102. Flug der Schweizerischen Astronomischen Gesellschaft zur totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. E. W i e d e mann. Orion Schaffhausen 6 103—105. Die totale Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 auf Monte Bignone ob San Remo. M. d e S a u s s u r e .

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Orion Schaffhausen 6 106—109. Die Sonnenfinsternis auf dem Säntis erlebt. B. H e r s c h e . Orion Schaffhausen 6 159—166. Nach der totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. R . A. N a e f . Orion Schaffhausen 6 167—171. Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 ob San Remo. G. K l a u s . Orion Schaffhausen 6 172—175. Eclipse partielle de Soleil du 15 février 1961. Orion Schaffhausen 6 175—176. Die Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 auf dem Weissenstein erlebt. A. K a u f m a n n . Orion Schaffhausen 6 237—238. Influence de l'éclipsé de Soleil du 15 février 1961 sur le temps de propagation des ondes longues. J . H e r m i n j a r d . Orion Schaffhausen 6 261—262. Sonnenfinsternisaufnahme mittels Mikroskop. F. F ü r s t . Orion Schaffhausen 6 263. Außergewöhnliche Beobachtung anläßlich der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. P. B. W e b e r . Priroda 50 Nr. 1 S. 77—79 (russ.). The solar eclipse of February 15, 1961. I. S. S c h t s c h e r b i n a - S a m o j l o w a . Pubbl. Ristampe Oss. Astr. Trieste Nr. 301s, 24 S. L'eclisse totale di Sole del 15 febbraio 1961 visibile in Italia. R H 42 4—8 (tschech.). About the observation of the solar eclipse of Febr. 15, 1961. V. B u m b a . R H 42 65—68 (tschech.). Czechoslovak solar eclipse expedition in Bulgaria. F. K a d a v y . Saratow, Buchverlag, 1961. 12 S. Preis 2 Kop. (russ.). Die totale Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. J . S k l j a r o w . Sky Tel. 21 24—26. Prospects for next month's eclipse. Sky Tel. 21 191. A magnificent ecplise. Sky Tel. 21 192—196 = Harv Repr (2) Nr. 174. Eclipse over the Mediterranean. D. H. M e n z e l . Sky Tel. 21 202—204,211. Reports from February eclipse observers. A. H. C a t â , G. K l a u s , M. K o l a k , P. E r i z z o , R. G e r h a r z , K. C. L e o n a r d jr., D. F. T h o m a s . Sky Tel. 21 263—268. Further February eclipse observations. D. H. M e n z e l . Sky Tel. 21 328—329. Soviet solar eclipse observations. D. H. M e n z e l . Soc. Astr. Italiana Circ. Nr. 3, 4 S. Informations and final programs for observing the solar eclipse in Italy. F. Z a g a r . Sonnendaten 1961 Nr. 4 S. 62—64 (russ.). Die am Astronomischen Hauptobservatorium durchgeführten radioastronomischen Beobachtungen der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. A. P. M o l t s c h a n o w , D. W. K o r o l k o w . Sonnendaten 1961 Nr. 4 S. 65—67 (russ.). Beobachtungen der Radiostrahlung der Sonne während der Finsternis vom 15. Februar 1961 bei 9 cm Wellenlänge. G. W. K u s n e z o w a , J . N. P a r i j s k i j , N. S. S o b o l e w a , A. C h a n b e r d y j e w . Sonnendaten 1961 Nr. 6 S. 61—63 (russ.). Beobachtungsergebnisse der totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 bei 3.2 cm Wellenlänge. G. S. W e i s s i g , W. N. B o r o w i k . Sonnendaten 1961 Nr. 7 S. 70—73 (russ.). Beobachtungsergebnisse der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 bei 21 cm Wellenlänge. I. W. G o s s a t s c h i n s k i j , T. M. J e g o r o w a , N. F. R y s h k o w . Sterne 37 137—139. Die totale Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. M. Waldmeier. Sterne 37 165—167. Die Sonnenfinsternis-Expedition der Volkssternwarte München am 15. Februar 1961. H . O b e r n d o r f e r . Sterne 37 167—169. Die totale Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. W. Malsch. Sterne 37 169—171. Messungen während der Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961. G. Z e i t z .

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Sterne 37 201—202. Beobachtung der Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961 in Villingen, Schwarzwald. J . Pirschel. Sterne 37 210. Sonnenfinsternisbeobachtungen in Alassio am 15. Februar 1961. L. S c h m a d e l . Sterne 37 211. Messungen der Zenithelligkeit während der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. E. Schütz. Sterne 37 247—248. Die Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. H. K a m i n s k i , R. Born. Sternenbote 4 14—18. Die totale Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961. M. Oswalden. Sternenbote 4 50—51. Zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis. Sternenbote 4 60—61. Die totale Sonnenfinsternis in Italien. Strolling Astr. 15 104—107. Some French observations of the total solar eclipse on February 15, 1961. Studia 5 370—372. Anomalien der Elemente der Strahlungsbilanz zur Zeit der Sonnenfinsternis am 15. II. 1961. S. K ü c h e l . UAI Circ 1753. The solar eclipse on 1961, Febr. 15. J . H e r r m a n n . UAI Circ 1759. The solar eclipse on 1961, February 15. G. C a p r i o l i , A. K r a n j c . Urania Kebenhavn 18 2. Solformorkelsen den 15. februar. Urania Kobenhavn 18 17—18. Total solformerkelse. P. E. Pedersen. Urania Kebenhavn 18 19. Solformerkelsen. G. Persson. Urania Kebenhavn 18 19—22. Solförmörkelsen i Niee. A. Odelberg. Urania Kebenhavn 18 34—40. Solformerkelsen den 15. februar 1961. H. S. Jensen. Urania Krakow 32 141—145. Obserwacje cz^sciowego zacmienia Slorica przeprowadzone w Jözefoslawiu kolo Warszawy w dniu 15. II. 1961 r. A. Pias k o w s k i , G. S i t a r s k i . — Es werden 126 photographische Aufnahmen der Sonnenfinsternis 1961 Febr. 15 in Jözefoslaw bei Warschau bearbeitet und die Ergebnisse mitgeteilt. E. R. Urania Krakow 32 145—146. Przebieg obserwaeji czgsciowego zacmienia Slorica w Planetarium Sl^skim w dniu 15. II. 1961 r. B. K r y g i e r . — Es wird ein Plan zur Beobachtung der Sonnenfinsternis 1961 Febr. 15 am schlesischen Planetarium Chorzöw vorgelegt. E. R. Urania Krakow 32 147. Uwagi odnoanie obserwaeji cz^sciowego zacmienia Slorica w dniu 15. II. 1961 r. J . P o k o r n y . — Es werden Ergebnisse von Helligkeitsmessungen mit einem photoelektrischen Photometer von Zeiß in Krakau während der partiellen Sonnenfinsternis 1961 Febr. 15 mitgeteilt. E. R. Urania Krakow 32 147—150. Obserwacje nad zachowaniem si§ zwierz^t w Krakowskim Ogrodzie Zoologicznym w czasie zacmienia Slorica w dniu 15. II. 1961 r. S. L u b a r t o w i c z , J . Wlodek. — Während der Sonnenfinsternis 1961 Febr. 15 wurde im Krakauer Tiergarten das Verhalten von Tieren beobachtet. Die Ergebnisse werden mitgeteilt. E. R. Urania Krakow 32 150. Obserwacje cz^sciowego zacmienia Slorica w dniu 15. II. 1961 r. J . Ulanowicz. — Eine kurze Mitteilung über die Beobachtung der partiellen Sonnenfinsternis 1961 Febr. 15 wird gegeben. E. R. Vasiona 9 61—62 (serb.-kroat.). Polarimetrische Beobachtungen der Korona in Hvar während der Sonnenfinsternis vom 15.2. 1961. J . A r s e n i j e v i c . Vasiona 9 107 (serb.-kroat.). Die geodätische Expedition von Laibach nach Braö. B. K i l a r . VdS Nachr. 10 25—27. Eine Sonnenfinsternis wie nie zuvor! VdS Nachr. 10 39—41. Die VdS-Fahrt nach Bologna und Florenz zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. F. G r a u , W. S t ö b e , G. D. R o t h . VdS Nachr. 10 45—47. Beobachtungen der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. W. J a h r e n s , S. B a r t h a , W. Malsch, E. L e i t m e i e r . VdS Nachr. 10 55, 57. Die Sonnenfinsternis-Expedition der Bayerischen Volkssternwarte München. H. Oberndorfer.

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VdS Nachr. 10 55, 58. Die Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961, beobachtet in San Remo. W. B o h n e n b l u s t , G. K l a u s . VdS Nachr. 10 57. Eine weitere Privatstemwarte lag in der Totalitätszone. W. S a n d n e r . VdS Nachr. 10 58. Beobachtungen der partiellen Finsternis in Weida. E. S c h ü t z . VdS Nachr. 10 58. Beobachtungen der partiellen Finsternis in Rostock. U. L a n g e n b e c k . VdS Nachr. 10 58—59. Beobachtungen auf der Urania-Sternwarte Eilenburg. E. O t t o . VdS Nachr. 10 59. Beobachtungen der Privatsternwarte Oberharmersbach (Schwarzwald). K . A c h t e r n b o s c h . VdS Nachr. 10 59. Beobachtungen in Berlin. J . H e r r m a n n . VdS Nachr. 10 70. Die Finsternisexpedition nach Supetar auf Brac. Schallopp. VdS Nachr. 10 70—72. Die Amateur-Sonnenfinsternisexpedition der Eisenbahner nach Swischtow/Bulgarien. G. R e i m a n n . VdS Nachr. 10 102. Nürnberger Sonnenfinsternisexpedition 1961. F. K i m berger. VdS Nachr. 10 102—104. Die Deutsch-Österreichische SonnenfinsternisExpedition. E. S t e c k . VdS Nachr. 10 104. Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961 in Gera. H. Müller. VdS Nachr. 10 129. Temperaturänderungen während der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. VdS Nachr. 10 136, 140. Kleine Nachlese zur Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. J . S p a n i e r , W. M a l s c h . Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 57—82. Zur totalen Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961. M. W ä h n l . Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 82—89. Die totale Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. M. W ä h n l . Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 92—95. Radioastronomische Messungen sowie Messungen der Ionosphäre und des Magnetfeldes der Erde bei der totalen Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961. W. F r e i t a g . Vgl. Ref. 1210 S. 303—305. Solar eclipse as laboratory experiment for checking the radiation error of radiosondes. I I . Partial solar eclipse 1961, February 15. V. V ä i s ä l ä . Vgl. Ref. 3402 S. 65—85. Ricerca di fisica solare eseguite all'Osservatorio di Arcetri durante l'eclisse totale di Sole del 15 febbraio 1961. G. R i g h i n i , M. R i g u t t i , D. R u s s o , G. G o d o l i , F. G. D r a g o , G. N o c i . Z. angew. Phys. 13 478—480. Registrierung besonders niederfrequenter elektrischer Signale während der Sonnenfinsternis am 15. Februar 1961. H . L . K ö n i g , E. H a i n e . ZD 1961. gada vasara S. 10—19. Saules aptumsums Kamisinä. G. R o z e n felds. ZfA 53 208—218 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 242. Ionosphärische Beobachtungen bei der Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961. M. W a l d m e i e r . ZiS 4 12—14. Vidljivost pomröine Sunca 15. II. 1961 iz nasih krajeva. J. Kirigin. ZiS 4 37—44. Skolska promatranja pomrfine Sunca. B. M i h e l ö i c . ZiS 4 44—46. Pripreme talijanskih opservatorija za promatranje totalne pomröine. ZiS 4 50—56. Astronomske veöeri u zoni totaliteta povodom pomröine Sunca od 15.11. 1961. B. D a m j a n i c . ZiS 4 56—58. Organizacija promatranja pomröine. E. M i h a l e k . ZiS 4 58—59. Fotografiranje faza pomröine i razliöitih efektata. Z. K l o b u ö a r . ZiS 4 59—61. Fotografiranje korone. R . G r a d e ö a k .

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ZiS 4 62—63. Crtanje korone i protuberanaca. P . R ö m e r . ZiS 4 68—70. Mjerenje k o n t a k a t a ekipe zvjezdarnice. T. B r e i d e r . ZiS 4 71. Vidjele su se letece sjene. T. B r e i d e r . ZiS 4 72—75. Geofizicka m j e r e n j a za vrijeme totalne pomreine Sunca dne 15 veljace 1961. B. M a k j a n i c . ZiS 4 75—76. Dragi mladi prijatelji. G. Z a l e t o v . ZiS 4 76—77. K a k o smo vidjeli p o t p u n o pomracenje Sunca. I . P e j a k o v i c . ZiS 4 78—80. P r o m a t r a n j e pomreine na Biokovu. D. M i k u l i c i c . ZiS 4 80—83. I z v j e s t a j iz Vrbovske. B. M a r g e t i c . ZiS 4 83—85. Djelovanje pomreine Sunca dne 15. veljaöe 1961 n a neke i i v o t i n j e u zooloskom v r t u u Beogradu. A. T a d i c . 6217. Sonnenfinsternis 1962 Februar 4—5 Astr. Herald 54 153—154 (japan.). Totale Finsternis a m 5. F e b r u a r 1962. Sky Tel. 22 318—319, 321. W e a t h e r prospects for t h e eclipse in F e b r u a r y . E . M. B r o o k s . 6218. Sonnenfinsternis 1963 Juli 20 Astr. Herald 54 104 (japan.). Die totale Sonnenfinsternis a m 20. J u l i 1963. S. A o k i . T A B (2) Nr. 134 S. 1695—1705. A total eclipse of t h e Sun, J u l y 20, 1963 and its circumstances in Hokkaido, J a p a n . S. A o k i , Y. E n d o . T A B (2) Nr. 146 S. 1929—1935. Total eclipse of t h e Sun, J u l y 20, 1963 (II), circumstances above t h e sea level around Akita, J a p a n . S. A o k i , Y. E n d o .

§ 63

Überwachungsdienst AC Nr. 224 S. 2 (russ.). The very strong Sun flash on 1961, J u l y 18. M. A. Kljakotko. American Univ. Obs. Beirut Monthly Bull. (Astr.) 1960 Nov.—1961 Nov. Solar photospheric observations. H . H o u r a n i . Ann. Geofis. 14 319—325 (italien.). T h e character figures of Ca bright flocculi and H a bright and dark flocculi for t h e year 1960. G. G o d o l i . — Ref. in P h y s . Astr. (A) 65 1077. Ann. I.G.Y. 21, 22. I.G.Y. Solar Activity Maps, D I, and D I I . — Vgl. Ref. 7906. Astr. Herald 54 148, 210 (japan.). Beobachtungen von Sonnenflecken a n der Sternwarte Tokio. Astr. Herald 54 148, 210 (japan.). Beobachtungen von Sonnenflecken. — 1961 J a n . — J u n i . Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 240, 45 S. Beobachtungen der Sonnenkorona in den J a h r e n 1949 u n d 1950. M. W a l d m e i e r . BAC 12 47—70. Observations of flares a t t h e Ondfejov Observatory in t h e year 1959. J . K v i c a l a , F. H f e b i k , J . O l m r , Z. S v e s t k a , L. K f i v s k y . BAC 12 169—184. Observations of flares a t t h e Ondfejov Observatory in t h e year 1960. F . H f e b i k , J . K v i ö a l a , L. K f i v s k y , J . O l m r . Beob. Sonnenobs. Kanzelhöhe Nr. 1—12. Die Sonnenaktivität von Dezember 1960—November 1961. W. C o m p e r , W . E l l e r b ö c k , R . K e r n . B M I 3 Nr. 1—9. Mesures ionosphériques. — Dakar, Djibouti, Paris - Saclay, Tahiti, Tananarive. Astronom. Jahresbericht 1961

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Bol. As. Peruana Astr. 5 373, 401. Actividad solar. V. E s t r e m a d o y r o . Bol. Astr. Obs. Madrid 5 Nr. 6 S. 1—14. Observaciones de manchas solares. I. Números relativos de Wolf. Observaciones realizadas en el Observatorio de Madrid en 1960. E. G u l l ó n , M. L ó p e z A r r o y o . — Rotationen Nr. 1427—1435. Bol. Astr. Obs. Madrid 5 Nr. 6 S. 15—42. Observaciones de manchas solares en 1960. II. Estadística de manchas y superficie de las mismas. E. G u l l ó n , M. L ó p e z A r r o y o . — Rotationen Nr. 1427—1435. Bol. Mensual Obs. Cartuja Granada 1961, 29 S. Observaciones astronómicas V microsísmicas. Años 1959 y 1960. J . A. B u r g o s . Bol. Obs. Ebro 45, 225 S. Ionosfera. — 1957 Mai—Sept. Bol. Obs. Ebro 48, 64 S. Heliofísica 1960. Bol. Obs. Tonantzintla y Tacubaya 3 Nr. 21 S. 11—32. II. Lista de rafagas cromosfericas observadas desde el I o de octubre hasta el 31 de diciembre de 1957. L. R i v e r a T e r r a z a s , G. G o n z á l e z C. Boll. Accad. Gioenia Sci. naturali Catania (4) 6 Fase. 1, 29 S. = Oss. Astrofis. Catania Pubbl. (NS) Nr. 41. Coordinate eliografiche, classificazione ed area dei gruppi di macchie solari osservati nell' anno 1960 all'Osservatorio astrofisico di Catania. R. C r i s t a l d i C a m p i s i . Boll. Accad. Gioenia Sci. naturali Catania (4) 6 Fase. 2,17 S. —• Oss. Astrofis. Catania Pubbl. (NS) Nr. 40. Osservazioni solari nel 1960. A. T u r i a n o . BSAF 75 25—28, 74—75, 132—135, 167—168, 224—225, 259, 475. Soleil. BSAF 75 42—43, 66, 135—136, 170, 208, 274—275, 323, 334, 405, 434, 491 —492. L'activité solaire. M.-J. M a r t r e s . — Rotationen Nr. 1432—1445. BSAF 75 112. Nombres relatifs de Wolf pour l'année 1960. M. W a l d m e i e r . Bull. Informat. Ionosph. Géophys. 3 Nr. spécial Fase. T A F 4, 1958, 4 Nr. 1—3, 1959. Canadian J . Phys. 39 635—636. The solar noise burst of November 12, 1960. A. E. C o v i n g t o n , G. A. H a r v e y , L. R. M c N a r r y . Ciel et Terre 76 279—284, 1960 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 175. Eruption solaire du 2 décembre 1959. E. P o u r b a i x . — Vgl. A J B 60 § 63. Ciel et Terre 77 296—304. Activité solaire en 1959. A. K o e c k e l e n b e r g h . J . P e e t e r s , C. D e l y s , W. C a m b i e r . Ciel et Terre 77 507—521. Observations radioélectriques solaires sur 169 et 600 MHz en 1958. R. G o n z e . Cire. Astr. Obs. Charkow Nr. 23 S. 30—68 (russ.). Die Aktivität der Sonnenphotosphäre und -chromosphäre vom 1. J a n u a r bis zum 1. Juli 1958 nach Beobachtungen am Astronomischen Observatorium Charkow. R. N. K o w a l , R. M. Tschirkowa. Cire. Astr. Obs. Taschkent Nr. 306—310 (russ.). Die Sonnenaktivität 1960 Januar—Oktober. S. K o r o b o w a . Coelum 29 50—51, 88, 116—117, 176—177. Macchie solari. — 1960 Sept.— 1961 Aug. Coelum 29 116, 174—175. Protuberanze solari. — 1961 April—Sept. Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 177, 242 S., 1960. Observations photosphériques et chromosphériques solaires en 1958. A. K o e c k e l e n b e r g h , J . P e e t e r s . Forschungsber. Obs. Wendelstein Nr. 26, 25 S. Beobachtung von Subflares 1960, Beobachtung aktiver Protuberanzengebiete 1960, Katalog monochromatischer Koronastrahlen 1960. R . M ü l l e r . Fraunhofer-Inst. Freiburg. Map of the Sun. — 1961 J a n . 1—Dez. 31. HeD 59 26, 77, 110, 139, 163, 218, 252, 275. Zonnevlekkengetallen. — 1960 Dez.—1961 Okt. Indian J . Meteorol. Geophys. 12 665—672. Solar, geomagnetic, ionosphericand ozone data. Kodaikanal solar, geomagnetic and ionospheric data. Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Rep. Nr. 12 S. 3—49. Solar radio noise registrations on 200 MHz, 1958—1959, Observing Station Harestua. Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Rep. Nr. 12 S. 73—86. Interferometer observations on 200 MHz. P. M a l t b y .

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Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Rep. Nr. 12 S. 99—113. Solar photography in H a light, 1958—1959. J . Atmosph. Terr. Phys. 21 297—299, 22 229—231, 303. Indices of geomagnetic activity of the Observatories Hartland, Eskdalemuir and Lerwick. — 1961 Jan.—Aug.' JBAA 71 24—27. Solar activity during 1959. F. A d d e y . J B A A 71 365—369. Solar activity during 1960. F. A d d e y . J . Geophys. Res. 66 311—315, 660—663, 979—981, 1279—1285, 1561—1563, 1963—1965. 2255—2258, 2573—2574, 3047—3049, 3571—3573, 3947—3949, 4301—4302. Geomagnetic and solar data. J . V. L i n c o l n . Lincei Mem. CI. Sci. fis. mat. nat. (8) Sez. I a 6 89—181 = Oss. Mem. Oss. Astrofis. Arcetri Fase. Nr. 74. Nuova riduzione delle osservazioni di protuberanze eseguite all'Osservatorio astrofisico di Arcetri durante i cicli 17, 18, 19. G. G o d o l i . Mem SA I t (NS) 32 85—96 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 55. Osservazioni di protuberanze eseguite nel 1959. G. N o c i , M. R i g u t t i . Mem SA I t (NS) 32 181—191 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 59. Area e posizione dei flocculi di calcio per il 1960 secondo le osservazioni eseguite alla torre solare di Arcetri. G. G o d o l i . Mitt. Archenhold-Sternw. Berlin-Treptow Nr. 58, 8 S. Bericht über die Sonnenbeobachtungen im J a h r e 1960. D. W a t t e n b e r g . Mitt. Astrophys. Obs. Potsdam Nr. 208—209 S. 189—244. Polaritäten und Maximalwerte magnetischer Feldstärken von Sonnenflecken im Zeitraum 1959 J a n u a r 1 bis Juni 30. F. W. J ä g e r , H. K ü n z e l , W. M a t t i g , E. H. S c h r ö t e r . Obs 81 110—112. Solar activity and geomagnetic storms 1960. P. S. L a u r i e , H. F. F i n c h . Orion Schaff hausen 6 64, 138, 201, 260. Provisorische Sonnenflecken-Relativzahlen 1960 September—1961 August. M. W a l d m e i e r . Orion Schaffhausen 6 138. Definitive Sonnenflecken-Relativzahlen 1960. M. Waldmeier. Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 62, 7 S. Numeri caratteristici dei flocculi d'idrogeno e di calcio e dei filamenti d'idrogeno per l'anno 1960. G. G o d o l i . Oss. Astr. Roma Circ. Nr. 37—48. Fenomeni solari. A. B o c c i t t o , V. C r o c e , A. D a M i l a n o , R . F l a m i n i , A. M o r e l l i , A. R a i n o n e , M. T o r e l l i . — 1961 Jan.—Dez. Oss. Mem. Oss. Astrofis. Arcetri Fase. Nr. 72, 50 S. Osservazioni solari eseguite all'Osservatorio Astrofisico di Arcetri durante l'Anno Geofisico Internazionale. G. R i g h i n i . — Betrifft: Beobachtungen von Sonneneruptionen, radioelektrische Beobachtungen, bemerkenswerte radioelektrische Begebenheiten. Oss. Mem. Oss. Astrofis. Arcetri Fase. Nr. 73, 75. 108 + 103 S. Mappe dei flocculi solari in radiazione K del Ca I I per l'Anno Geofisico Internazionale. I. I I . G. G o d o l i . — 1957 Juli 1—1958 Juni 30, Rotationen Nr. 1388—1402. Proc. Indian Acad. Sci. (A) 51 189—201, 1960. Study of solar flares using cosmic radio noise on 25 MHz at Ahmedabad (23°02' N, 72°38' E). R. V. B h o n s l e . — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 1491. Pubi ASP 73 198—201. Solar activity in 1960. T. A. C r a g g . Pubi. Astr. Soc. J a p a n 13 129—134 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 210. A very unusual flare on November 15, 1960. S. N a g a s a w a , T. T a k a k u r a , A. T s u c h i y a , H. T a n a k a , H. K o y a m a . Pubi. Istanbul Univ. Obs. Nr. 71, 22 S. Observations des taches solaires en 1959. E. B a l l i . Pubi. Istanbul Univ. Obs. Nr. 73, 9 S. Observations de la chromosphère solaire en 1959. E. B a l l i . Pubi. Sternw. Zürich 11 117—145. Heliographische Karten der Photosphäre für das J a h r 1960. M. W a l d m e i e r . Quarterly Bull. Solar Activity Nr. 125—132 S. 1—486. Sunspots; éruptions chromosphériques brillantes ; intensità de la couronne solaire ; solar radio emission. M. W a l d m e i e r . — 1959 Jan.—1960 Dez.

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Quarterly J . RAS 2 149—151. Solar activity. P. S. L a u r i e , M. K . V. B a p p u . Rep. Ionosphere Space Res. J a p a n 14 463—484, 1960; 15 107—169. Catalogue of disturbances in ionosphere, geomagnetic field, field intensity of radio wave, cosmic ray, solar phenomena and other related phenomena. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 460. Rev. Geofis. 19 427—439, 1960. Nota relativa á la actividad solar, geomagnética e ionosférica. J . O. C a r d u s . — Ref. in Phys. Ber. 41 915. Rev. Geofis. 20 271—283 (span.). Note on solar, geomagnetic and ionospheric activity, Oct.—Dec. 1960. J . O. C a r d u s . — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1077. R H 42 98, 181, 198, 239 (tschech.). Synoptische K a r t e n der Photosphäre, Rotationen 1428—1438. L. S c h m i e d . Roy. Obs. Bull. Nr. 26, 96 S. Photoheliographic Results 1957. Sky Tel. 21 41, 98, 161, 219, 279, 346, 22 34, 95, 155, 217, 283, 345. Sunspot numbers. — 1960 Okt.—1961 Okt. Sonnendaten 1960 Nr. 8 — 1961 Nr. 9 (russ.). Tägliche Karten der Sonne und geophysikalische Graphiken. — 1960 Aug.—1961 Sept. Sonnendaten 1960 Nr. 8 S. 84—86 (russ.). Die eruptive Protuberanz vom 10. Mai 1960. S. B. K o r o b o w a . Sonnendaten 1960 Nr. 9 S. 75—78 (russ.). Über eine chromosphärische Eruption, die in der Bewegung festgestellt wurde. R . E. G u s s e j n o w , A. G. G a s s a n a Iisade. Sonnendaten 1960 Nr. 10 S. 66—69 (russ.). Über in ein und demselben Gebiet aufgetretene chromosphärische Eruptionen. R. E. G u s s e j n o w . Sterne 87 29—31, 140—142. Die Sonnentätigkeit im ersten und zweiten Halbjahr 1960. R. M ü l l e r . Sterne 37 139. Definitive Sonnenfleckenrelativzahlen für 1960. M. W a l d meier. Sternenbote 4 5—6, 18, 49, 60, 68, 84, 95, 113, 120, 135, 147, 158. Die Sonnenaktivität 1960 Okt.—1961 Sept. Sternenbote 4 113. Definitive Sonnenflecken-Relativzahlen 1960. M. W a l d meier. Sternenbote 4 137. Sonnenfleck in ungewöhnlicher Position. Stockholms Obs. Ann. 21 Nr. 9, 36 S. Solar flares and surges observed a t the Stockholm Observatory and the Swedish Astropliysical Station in Anacapri in the year 1960. Y. Ö h m a n . Tokyo Astr. Obs. Bull. Solar Phenomena 12 47—96. Sunspots, a n d Ca flocculi; evolution table of sunspot groups; solar flares; surges and active prominence regions; observations of sudden disappearances; intensity of coronal emission line 5303 A; solar radio emission. S. N a g a s a w a , I. S e m b a , Y. T a n a k a , M. O n o , A. T o k u y a , M. M i y a z a w a , T. O e , K. M i z u g a k i , T . S u z u k i . — 1960 Juli—Dez. Urania Kraków 32 85—86. Obserwacje plam slonecznych golym okiem w r. 1960. W. J o d l o w s k i . — Eine kurze Bemerkung über Beobachtung von Sonnenflecken mit dem bloßen Auge wird gegeben. E. R. Urania Kraków 32 139—141. Aktywnoác Slonca w 1960 r. J . M e r g e n t a l e r . — Es wird der Verlauf der Sonnenfleckenrelativzahl im J a h r e 1960 aus den Beobachtungen von 14 polnischen Beobachtern dargestellt. E. R . VdS Nachr. 10 104—105. Sonnenfleck in ungewöhnlich hoher heliographischer Breite. W. M a l s c h . Vgl. Ref. 1331 S. 459—467. Results of continuous 24-hour solar radio patrol, especially in connection with the occurrence of type IV solar radio (emission) events. A. D. E o k k e r . Vgl. Ref. 3402 S. 25—63. Osservazioni solari eseguite all'Osservatorio di Arcetri nel periodo I o luglio 1960—30 giugno 1961. G. N o c i , M. R i g u t t i , G. G o d o l i , M. C. B a l l a r i o , F. G. D r a g o . VJS Naturforsch. Ges. Zürich 106 233—252 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 237. Die Sonnenaktivität im Jahre 1960. M. W a l d m e i e r .

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261

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

§ 64 Photosphäre, Spektrum, Granulation 6401. R. G. Athay, T h e D o p p l e r c o r e s of s t r o n g F r a u n h o f e r l i n e s . A p J 134 765—770. — Ausgehend von der b e k a n n t e n Tatsache, daß für fast alle starken solaren Linien in einem Abstand von A At «K 3 A v o m Linienzentrum der in den starken Linien g u t sichtbare Übergang vom Doppler- zum Dämpfungsprofil zu finden ist, wird f ü r eine Beihe von starken Linien die Doppler-Breite aus dem «Linienkern» ( 3 z U D ) abgeschätzt. Die so erhaltenen A -Werte werden mit genauer bestimmten Werten verglichen, die m a n durch Vergleich der Profile von Linien eines Multipletts erhält. Der Vergleich zeigt, a) daß die grobe Methode, die Doppler-Breiten m i t einer Genauigkeit von etwa 20 % zu ermitteln gestattet, b) daß die bei der genauen Methode notwendige Annahme, die Ergiebigkeit sei f ü r alle Linien des Multipletts durch die gleiche Anregungstemperatur bestimmt, f ü r die meisten untersuchten Linien im B a h m e n der Genauigkeit dieses Vergleichs zutrifft. BHS 6402. E. Balli, N. Gökdogan, M. Hotinli, R. Kandel, A. Kiral, J.-C. Pecker, D é t e r m i n a t i o n des a b o n d a n c e s d a n s la p h o t o s p h è r e solaire. Abaq u e s g é n é r a l e s e t a b a q u e s r e l a t i v e s a u c a s d u f e r . Bev. Fac. Sei. Univ. I s t a n b u l (C) 26 Nr. 1 S. 23—52 - Publ. I s t a n b u l Univ. Obs. N r . 72. — Zur eingehenden Untersuchung des Linienspektrums der Sonne werden Diagramme angegeben zur schnellen Bestimmung von Äquivalentbreiten, Anregungst e m p e r a t u r e n der Linien, Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht, Wachstumskurven von F e u n d Ti u n d von optischen Tiefen im K o n t i n u u m als F u n k t i o n von T e m p e r a t u r u n d Elektronendruck. Ee. profile 6403. J. E. Blamont, F. Roddier, P r é c i s é o b s e r v a t i o n of t h e of t h e F r a u n h o f e r s t r o n t i u m r e s o n a n c e l i n e . E v i d e n c e f o r t h e g r a v i t a t i o n a l r e d s h i f t o n t h e S u n . Phys. B e v . Letters 7 437—439. — Ref. in Phys. Blätter 18 328—329. 6404. K . - H . Böhm, A b a s i c l i m i t of t h e i n f o r m a t i o n c o n t a i n e d i n e e n t e r - t o - l i m b o b s e r v a t i o n s . A p J 134 264—267 = Berkeley Bepr. Nr. 188. — Ableitung einer prinzipiellen Grenze, über welche hinaus beobachtete Variationen zwischen Mitte u n d R a n d auf der Sonnenscheibe keine I n f o r m a t i o n über die Schichtung geben können. FS * * G. Brückner, E i n I n t e n s i t ä t e n r e g i s t r i e r e n d e s M i k r o p h o t o m e t e r u n d d i e B e g i s t r i e r u n g d e s u l t r a v i o l e t t e n S o n n e n s p e k t r u m s . Vgl. Bef. 2308. 6405. Y. Cliny, E t u d e d u s p e c t r e c o n t i n u s o l a i r e : r e c h e r c h e s y s t é m a t i q u e d e s é c a r t s à l ' é q u i l i b r e t h e r m o d y n a m i q u e l o c a l . CB 252 4111—4113. — Der Einfluß einer vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht abweichenden Besetzung der Niveaus des neutralen Wasserstoffs auf das kontinuierliche Spektrum der Sonne wird untersucht. Dabei stellt sich heraus, daß dieser Einfluß vernachlässigbar klein ist. J . P. M. 6406. R. E. Danielson, T h e A J 66 42. — Bef. AAS.

penumbral

filaments

6407. K. H. David, M i t t e - B a n d - V a r i a t i o n der L i n i e n . Mitt. AG 1959 S. 75—76. — Ref. AG.

as

convection

Flügel

der

rolls.

Balmer-

6408. K. H. David, Die Mitte-Band-Variation der Balmer-Linien H a — H ( 5 a u f d e r S o n n e n s c h e i b e . ZfA 53 37—67 = Veröff. Univ.-Sternw. Göttingen Nr. 132. — Verf. h a t photoelektrisch die Balmer-Linien H a bis H(5

262

VII. Sonne

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an sieben verschiedenen Stellen der Sonnenscheibe, und zwar jeweils über einen Wellenlängenbereich von 30 A, registriert. Die Beobachtungen in den Linienflügeln zeigen ausgezeichnete Übereinstimmung mit den theoretischen Rechnungen auf Grund der Verbreiterungstheorie von A. C. Kolb. F ü r H y u n d HIitrofanowa, R e s u l t s of m e a s u r e m e n t s of s p e c t r a l l i n e i n t e n s i t i e s of t h e S u n i n d e p e n d e n c e o n t h e p h a s e of s o l a r a c t i v i t y . A J LMSSR 38 448—454 (russ. mit engl. Ref.). — Mit einem lichtelektrischen Gitterspektrographen (Dispersion 2.7 A/mm) wurden Linienprofile im Sonnenspektrum registriert, um eventuelle Variationen der Zentralintensitäten u n d Äquivalentbreiten mit dem 11jährigen Sonnenzyklus nachzuweisen. Die jährlichen Mittelwerte der Äquivalentbreiten zeigten keine Veränderungen, dagegen glauben Verf. nachweisen zu können, daß das Maximum der Relativzahlen mit dem Minimum der Zentralintensität von Linien verschiedener Elemente zusammenfällt. Ba. 6411. S. Dumont, R. Laloux, L. Mouellic, J.-C. Peckcr, P r o f o n d e u r d e f o r m a t i o n d a n s le s p e c t r e s o l a i r e . I I . T a b l e s d e p r o f o n d e u r d e f o r m a t i o n e t c o u r b e s i s o - r * . Ann d'Astrophys 24 328—351. — Die «Entstehungstiefe» T* (optische Tiefe, aus der die Strahlung s t a m m t ) wird berechnet. K u r v e n gleicher r * werden angegeben, u n d zwar für folgende Formeln der Quellfunktion: S = a + b r + er2 + dr3; S = a + b r + c X ; S = a + b r + c x E2(T). Der geometrische Charakter der K u r v e n wird eingehend diskutiert. Voigt 6412. H. L. Duorah, R. S. Kushtvaha, T e c h n e t i u m i n t h e S u n . Proc. National Inst. Sei. India (A) 27 407—415. — U m zur Frage der Existenz von Technetiumlinien im Sonnenspektrum beizutragen, untersuchen Verf. mögliche Entstehungsprozesse. Die Absorption eines Neutrinos durch Mo 98 analog zur bekannten ChlorArgon-Reaktion h a t einen zu geringen Wirkungsquerschnitt, u m zu spektroskopisch nachweisbaren Mengen von Tc zu führen. Die erwartete Häufigkeit ist 10 - 2 5 mal geringer als die des Siliziums. Die Entstehungsrate von Neutrinos wird als F u n k tion des Sonnenradius berechnet. V. W. 6413. J. W. Evans, H. Mauter, L o c a l D o p p l e r e f f e c t s i n t h e A J 66 42—43. — Ref. AAS.

photosphere.

6414. J. E. Gaustad, J. B. Rogerson jr., T h e s o l a r l i m b i n t e n s i t y p r o f i l e . A p J 134 323—330. — Berichtigung in A p J 135 660. — A u f n a h m e n des Sonnenrandes von einem u n b e m a n n t e n Stratosphärenballon aus mit einem 12-Zöller bei /.eff = 5490 A werden zur Ableitung des Intensitätsprofiles des Sonnenrandes in einem Bereich von 20" R a n d a b s t a n d verwendet. Auf die Bestimmung der Appar a t e f u n k t i o n wird besonderer Wert gelegt, f ü r deren K e r n das theoretische Profil gewählt wird, während ihre Flügel nach einem von den Verf. beschriebenen Verfahren aus den Beobachtungen selbst ermittelt werden. Das gewonnene Intensitätsprofil wird als sehr zuverlässig betrachtet. H . M. 6415. L. Goldberg, S o l a r e x p e r i m e n t s — U . S . p l a n s . R e p o r t . Vgl. Ref. 1314 S. 30—38 = H a r v R e p r Nr. 574. * * F. M. Hawkins, V e i l e d

absorption

l i n e s . Vgl. Ref. 5317.

6416. J. T. Houghton, N. D. P. Hughes, T. S. Moss, J. S. Seeley, A n a t l a s of t h e i n f r a r e d s o l a r s p e c t r u m f r o m 1 t o 6 . 5 /< o b s e r v e d f r o m a h i g h -

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64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

263

a l t i t u d e a i r c r a f t . Phil. Trans. (A) 254 47—123. — Die Spektren wurden bei 98 Flügen zwischen 6 und 15 km Höhe mit einer Auflösung von 1 cm 1 registriert. Im Bereich von 1 bis 3 fi dienten unterkühlte Bleisulfidzellen, für 3 bis 5 /( gekühlte Bleitelluridzellen und für 5 bis 6.5 ß gekühlte Bleiselenidzellen als Strahlungsdetektoren. 1200 Absorptionslinien von Wasserdampf, C0 2 , CO, N 2 0 und CH 2 wurden identifiziert. V. W. 6417. L. Houziaux, F o r b i d d e n n i t r o g e n I l i n e s in t h e i n f r a r e d s o l a r s p e c t r u m . ZfA 53 237—239. — Auf Grund einer Abschätzung der für die verbotenen N I-Linien auf der Sonne zu erwartenden Äquivalentbreiten läßt sich eine sehr schwache Linie bei ?. 10397.6 A als das Dublett 2 D — 2 P identifizieren. 6418. N. D. P. Hughes, T. S. Moss, S o m e s o l a r l i n e s i n t h e i n f r a - r e d s p e c t r u m o b s e r v e d f r o m a h i g h - f l y i n g a i r c r a f t . Nature 189 908—909. 6419. F. W. Jäger, S o n n e n p h y s i k a l i s c h e g u n g i n B e r k e l e y . Sterne 87 227—229.

Probleme

auf

der

IAU-Ta-

6420. H. R. Johnson, S u r l ' é q u i l i b r e d u s o d i u m ( N a l ) d a n s l ' a t m o s p h è r e s o l a i r e . CR 253 1403—1405. — An H a n d der Bestintensitäten von 16 Nal-Linien (gemessen im Utrecht-Atlas und im Göttinger Atlas, und korrigiert für das Apparateprofil) wird der Verlauf der Anregungstemperatur mit der optischen Tiefe berechnet; dabei wird das Photosphärenmodell von Minnaert zu Grunde gelegt. Für log r (5000 A) < 0 divergieren T e x c und die Elektronentemperatur nach dem Modell teilweise sehr erheblich. J . P. M. 6421. M. Jorand, S u r la p r o f o n d e u r h o l m . CR 252 3739—3741.

de

formation

de

l'effet

Lind-

6422. F. D. Kahn, S o u n d w a v e s t r a p p e d i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . A p J 134 343—346 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (B) Nr. 19. — Schallwellen, die nach einem von Lighthill vorgeschlagenem Mechanismus dicht unter und in der Photosphäre erzeugt werden, können die Sonnenatmosphäre wegen des scharfen Temperaturminimums in 20 km Tiefe nicht verlassen. Sie haben eine Wiederholungstendenz in 5 Minuten-Intervallen und die Maxima ihrer Wellenzüge folgen in einem Abstand von 2250 km aufeinander. Man sollte daraus folgern, daß sich die Feinstruktur der Sonnenatmosphäre in der genannten Periode wiederholt, was mit Aufnahmen im Lichte der Spektrallinien, die in dieser Schicht entstehen, nachweisbar sein müßte. Interessant ist, daß Leighton bei gewissen Spektrallinien Doppler-Effekte mit gerade dieser Periode gefunden hat. H. M. 6423. Z. Klobufar, I s t r a i i v a n j e k e m i j s k o g s a s t a v a S u n c a . ZiS 4 26—27. * * W. N. Kostin, D i e V e r w e n d u n g d e s P h o t o n e n z ä h l e r s i n d e r S p e k t r a l p h o t o m e t r i e d e r S o n n e . Vgl. Ref. 22195. 6424. G, W. Kuklin, Ü b e r d i e G r ö ß e d e r V e r s c h i e b u n g s o l a r e r E i n z e l h e i t e n i n f o l g e d e r R e f r a k t i o n i n d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e . Sonnendaten 1961 Nr. 8 S. 62—67 (russ.). 6425. G. Laborde, E t u d e d e l a p h o t o s p h è r e e t d e s t a c h e s s o l a i r e s à l ' a i d e d e s b a n d e s m o l é c u l a i r e s . Ann d'Astrophys 24 89—138. — Ausgehend von einem Beobachtungsmaterial, das in Meudon mit einem Gitterspektrographen in der 2., 3. oder 5. Ordnung gewonnen worden ist, werden für die Moleküle MgH, C 2 , CH, CN, N H , OH Rotationstemperaturen in der Photosphäre und in 2 Sonnenflecken mitsamt den dazugehörigen optischen Tiefen abgeleitet. F ü r die Bestimmung des Druckes ist das C 2 -Molekül am geeignetsten, und es zeigt sich, daß der Druck in den betreffenden optischen Tiefen im Fleck und in der Photosphäre von der gleichen Größenordnung ist. Zur Prüfung des Temperaturgesetzes

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VII. Sonne

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in der Photosphäre wird die Mitte-Rand-Variation der Linien der Moleküle MgH und C2 untersucht. Für ersteres wird der Verlauf am befriedigendsten durch das verbesserte Modell von Minnaert dargestellt, bei C2 zeigen sich stärkere Abweichungen, die aber erklärt werden können. Schließlich werden noch aus den Molekülen CH, N H , OH die Häufigkeiten von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff ermittelt. H. M. 6426. J. Lefevre, J.-C. Pecker, E c a r t s à l ' é q u i l i b r e e t a b o n d a n c e s d a n s les p h o t o s p h è r e s s o l a i r e et s t e l l a i r e s . VI. — La v a r i a t i o n des i n t e n s i t é s c e n t r a l e s d e s r a i e s m é t a l l i q u e s e n t r e le c e n t r e e t le b o r d d u S o l e i l . Ann d'Astrophys 24 238—250. — Die Untersuchung der Mitte-RandVariation der Zentralintensitäten einiger Til-Linien ergibt einen Verlauf der Anregungstemperatur mit der optischen Tiefe, der nicht mit dem aus Untersuchungen in der Sonnenmitte erhaltenen übereinstimmt (Fischgräten-Effekt). I m Rahmen von drei Temperaturmodellen kann dies folgendermaßen erklärt werden: Heiße Regionen, die die Zentralintensitäten in der Sonnenmitte bestimmen, werden am R a n d durch kühlere Elemente verdeckt. Für den Fall des Böhmschen Modells kann mit diesem Effekt die Größe der Inhomogenitäten zu 300 km bestimmt werden. Die Existenz der Inhomogenitäten ergibt keine wesentliche Abweichung vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht. Groth 6427. W. Liller, S o l a r u l t r a v i o l e t a n d R ö n t g e n - r a y e x p e r i m e n t s f r o m a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 1314 S. 94—102 = H a r v Repr Nr. 578. 6428. W. V. R. Malkus, C o n s i d é r a t i o n s o n l o c a l i z e d v e l o c i t y f i e l d s in s t e l l a r a t m o s p h è r e s : p r o t o t y p e — t h e s o l a r a t m o s p h è r e . B. — C o n s i d é r a t i o n of c o n v e c t i v e i n s t a b i l i t v f r o m t h e v i e w p o i n t of p h y s i c s . Vgl. Ref. 1317 S. 376—402. 6429. W. Mattig, E. H. Schröter, D i e M i t t e - R a n d - V a r i a t i o n d e s K o n t i n u u m s f ü r X = 5893 Â u n d der F l ü g e l d e r N a D - L i n i e n im S o n n e n s p e k t r u m . ZfA 52 195—226 = Mitt. Astrophys. Obs. Postdam Nr. 94. — Aus Potsdamer Beobachtungen der Finsternis vom 2. 10. 1959 bei X 5893 Â wurde die MRV des Kontinuums und der Intensitätsverteilung in den Flügeln der NaDLinien untersucht, wobei wegen des atmosphärschen Streulichts und des EberhardEffekts korrigiert wurde. Der Bereich cos & = 0.4 bis cos & 7. Die gemessenen kinetischen Temperaturen u n d die Turbulenzgeschwindigkeiten der verschiedenen P r o t u b e r a n z e n t y p e n unterscheiden sich n u r wenig voneinander. EHS 6637. S.-h. Jeh, A s t u d y of h y d r o g e n e x c i t a t i o n a n d i o n i z a t i o n i n solar prominences. Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 25 234—248 (russ. mit engl. Ref.). — Zu den spektralphotometrischen Beobachtungsergebnissen von 10 Protuberanzen (vgl. Ref. 6636) sucht Verf. einen f ü r die Anregung u n d Ionisation von H in Protuberanzen verantwortlichen Prozeß. E r diskutiert die folgenden atomaren Prozesse: spontane Übergänge, erzwungene Emission, Photoionisation, Anregung u n d Ionisation durch Elektronenstöße, Rekombinationen u n d Anregung durch Stöße 2. Art. Ergebnisse: F ü r die Anregung der H-Atome ist im wesentlichen die Eigenstrahlung der Protuberanzen verantwortlich; die Anregung durch Elektronenstöße ist gering. Die Ionisation des Wasserstoffs aus höheren Niveaus erfolgt vorwiegend durch Elektronenstöße, diejenige aus tieferen Niveaus jedoch durch Photoionisation. EHS * * N. N. Jerjuschew, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e r e l a t i v e V a r i a t i o n of t h e e f f e c t i v e c o n d u c t i v i t y of t h e l o w e r i o n o s p h e r e a t 2 2 k H z d u r i n g s o l a r f l a r e s . Vgl. Ref. 7560. 6638. J. Kleezek, E r u p t i v e p r o m i n e n c e s a c c o m p a n i e d b y r a d i o b u r s t s a n d e n h a n c e m e n t s of a t m o s p h e r i c s . BAC 12 244—246. — Aus dem umfangreichen Material während des I G J über die Sonne wird untersucht, in welchen Fällen eruptive Protuberanzen oder das plötzliche Verschwinden von Filamenten eindeutig von Radiostößen u n d von einer Verstärkung der atmosphärischen Parasiten im Langwellenbereich begleitet waren. Es wird der Mechanismus diskutiert, der zur Auslösung der Radiostöße vom T y p I u n d I I I u n d zur verstärkten Ionisierung der D-Schicht f ü h r t e . H . M.

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66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

6639. J. Kleczek, L. Krivsky, Vgl. Ref. 1314 S. 251—252. 6640. J. KlepeSta, (tschech.).

About

Solar

the

prominences

eruptive

and

prominences.

285 Röntgen-rays. R H 42 83—86

6641. E. W. Kolomejez, D e r E f f e k t « k l e i n e r » v o n Radiostrahlungsstößen IV. T y p s begleiteter Sonneneruptionen. Geomagnetismus Aeronomie 1 41—44 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 1A459. 6642. E. W. Kolomejez, M. I. Tjasto, Ü b e r d e n E f f e k t « k l e i n e r » S o n n e n e r u p t i o n e n in d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g u n d im M a x i m u m d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Geomagnetismus Aeronomie 1 507—509 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 1A460. 6643. E. W. Kononowitsch, H e l i u m e x c i t a t i o n a n d t h e s t r u c t u r e of t h e l o w e r c h r o m o s p h e r e . A J UdSSR 38 218—226 (russ. mit engl. Ref.). — Es wurde eine theoretische Berechnung der Besetzungszahlen des Ortho- und Paraheliums für verschiedene Werte der kinetischen Temperatur T und der Temperatur der UV-Strahlung durchgeführt und mit den Beobachtungen für den Höhenbereich von 3000 km in der Chromosphäre verglichen. Die beste Übereinstimmung wurde unter folgenden Voraussetzungen über die Struktur und physikalischen Eigenschaften der niederen Chromosphäre erreicht : Die Chromosphäre setzt sich aus Gebieten zweier verschiedener Temperaturen zusammen, wobei die heißen Gebiete etwa die Hälfte des Raums einnehmen. Die Anregung des Heliums entsteht in den heißen Gebieten, wo die Elektronentemperatur ungefähr den Wert 15000° und die Temperatur der UV-Strahlung etwa 11000° erreichen. Die Temperatur der kälteren Gebiete ist ungefähr 6000°. L. Fr. 6644. W. A. Krat, T. W. Krat, O n t h e p h y s i c s of t h e s o l a r c h r o m o s p h e r e . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 2 (167) S. 6—51 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berichten über die seit 1952 laufenden Untersuchungen zum obigen Thema und die erhaltenen Ergebnisse. Ein wesentliches Merkmal der Chromosphäre ist ihre Inhomogenität. Nach einer neuen Methode werden chromosphärische Fackeln spektralanalytisch untersucht. Die Anregung des Wasserstoffs wird diskutiert, ebenso das Erscheinen der Öhmanschen dunklen Filamente, die physikalischen Bedingungen für das Erscheinen der He-Linien in Emission am Sonnenrand und das Verhalten der chromosphärischen Nadeln und ihre zeitlichen Änderungen. L. Fr. 6645. S. L. Malurkar, P r o b a b i l i t y of u n u s u a l e l e m e n t s in v e r v b i g s o l a r f l a r e s c o n n e c t e d w i t h c o s m i c r a v b u r s t s . Acta Phvs. Hungar. 12 359—360, 1960. 6646. J. M. Malville, G. E. Moreton, T r a j e c t o r i e s of c h r o m o s p h e r i c d i s k s u r g e s . Nature 190 995. — Mit Hilfe eines Ha-Filters lassen sich Surges auf der Sonnenscheibe dann erheblich besser beobachten, wenn man das Durchlässigkeitsmaximum um 0.5 A langwellig oder kurzwellig verschiebt. Von den innerhalb zweier Jahre beobachteten 953 Surges gehören 94 Prozent zu Subflares. Unter den Surges läßt sich eine neue Klasse finden, für die eine irreguläre Strukt u r charakteristisch ist. Die Materiegeschwindigkeiten ergeben sich zu etwa 100 km/sec. Diese Surges laufen zwischen der hellen Grobstruktur der Chromosphäre entlang und scheinen auch an ihr reflektiert zu werden. Man weiß heute, daß die in H a und Ca + beobachtete grobe Struktur durch Magnetfelder in der Chromosphäre stabilisiert ist. Bei einer Dichte von 1011 cm~ 3 Protonen im Surge kann die mit 100 km strömende Materie von einem Magnetfeld von etwa 20 Gauß geführt werden. Ee.

286

V I I . Sonne

61, 1961

6647. D. H. Menzel, A r e l a t i o n s h i p b e t w e e n f l a r e s a n d l o o p p r o m i n e n c e s . P u b l A S P 73 194—197 = H a r v Repr Nr. 590. — Chromosphärische E r u p t i o n e n im weißen Licht sind erst während des letzten Fleckenmaximums mehrfach gesehen worden. Verf. beschreibt eine Beobachtung von Carrington 1859 September 1 als «weiße Eruption» u n d versucht, ihre E n t s t e h u n g physikalisch zu erklären, insbesondere das hierbei beobachtete A u f t r e t e n von Protuberanzen mit schlingenförmigen Bahnen u n d schnellen Strukturänderungen. Gü-Li 6648. R. Michard, Z. Mouradian, M. Semel, C h a m p s m a g n é t i q u e s dans u n c e n t r e d ' a c t i v i t é s o l a i r e a v a n t e t p e n d a n t u n e é r u p t i o n . Ann d'Astrophys 24 54—63. — Es wird die Methode beschrieben, die es gestattet, mit dem Pariser 9 m-Spektrographen auf dem Pic du Midi in Verbindung m i t der klassischen Polarisationsanordnung von Haie in rascher Folge A u f n a h m e n zu machen, aus denen m a n das longitudinale magnetische Feld oberhalb von 30—40 Gauß bestimmen, das transversale Feld oberhalb von 200—400 Gauß abschätzen u n d Radialgeschwindigkeiten über 70 m/sec ermitteln kann. Die Aufn a h m e n f ü r ein aktives Gebiet normaler Größe auf der Sonnenoberfläche beanspruchen insgesamt nur 2—4 Minuten, wodurch es möglich ist, rasche Feldänderungen zu studieren. Zur P r ü f u n g des Einflusses von Magnetfeldern bei E r u p t i o n e n werden als Beispiel Feldstärkenmessungen vor, während u n d nach einer E r u p t i o n 1 + gebracht, die bei der beobachteten relativ kleinen Fleckengruppe immerhin schon bedeutungsvoll sein dürfte. Trotzdem sind keine wesentlichen Feldänderungen festzustellen, höchstens könnten solche geraume Zeit vor dem Sichtbarwerden der E r u p t i o n aufgetreten sein. Auch die neutralen P u n k t e Sewernys scheinen f ü r die E r u p t i o n von geringer Bedeutung zu sein. H . M. 6649. A. P. Moltschanow, Über die gegenseitige Übereinstimmung der Ergebnisse radioastronomischer und optischer Beobacht u n g e n d e r C h r o m o s p h ä r e . Sonnendaten 1960 Nr. 11 S. 64—66 (russ.). — Die visuellen Beobachtungen sowie auch die radioastronomischen Messungen bei den Wellenlängen A < 1.5 cm betreffen dieselben Schichten der niederen Chromosphäre, u n d deshalb müssen sie zu denselben Schlüssen über die physikalischen Bedingungen dieser Schichten führen. Die aus den visuellen u n d radioastronomischen Beobachtungen gewonnenen Modelle stimmen aber miteinander n u r in dem Fall überein, wenn m a n eine F a d e n s t r u k t u r der Chromosphäre voraussetzt, wobei diese F ä d e n die Radiowellen nicht ausstrahlen, sondern n u r reflektieren. L. F r . 6650. G. E. Moreton, F a s t - m o v i n g 21 145—147.

disturbances

on

the

S u n . Sky Tel.

6651. D. C. Morton, K. G. Widing, T h e s o l a r L y m a n - A l p h a emissio-n l i n e . A p J 133 596—605. — Das aus R a k e t e n a u f n a h m e n (Purcell u n d Tousey 1960) erhaltene Profil von L y m a n a auf der Sonne wird an H a n d der Theorie der Linienbildung durch inkohärente Streuung von Jefferies u n d Thomas in einer Chromosphäre mit Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht diskutiert. Die E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r wird durch eine mit wachsender optischer Tiefe exponentiell abfallende Planck-Funktion repräsentiert. Das Z e n t r u m von L y a (zwei Emissionsspitzen, getrennt durch flache Absorption) wird durch die Theorie gut erklärt, die berechneten Flügel fallen jedoch zu s t a r k ab. Aus der Trennung der beiden Spitzen u n d der absoluten Intensitätsmessung ergeben sich f ü r T e m p e r a t u r u n d Elektronendichte: 70000° u n d 3 X 1010 f ü r die Plages bzw. 90000° u n d 2 x 109 c m - 3 f ü r die umliegenden dunkleren Flächen. Bk. * * G. H. Munro, R. W. Knecht, K. Davies, P o s s i b l e s o l a r i n t h e F r é g i o n of t h e i o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 7571.

flare

effects

61, 1961

66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

287

6652. E. R. Mustel, S. A. Ajwasjan, A q u a n t i t a t i v e a n a l y s i s of S t a t i s t i c a l r e l a t i o n s c o n n e c t i n g p l a g e s a n d M - d i s t u r b a n c e s . A J UdSSR 38 227—241 (russ. mit engl. Ref.). — Die statistischen E r f a h r u n g e n der früheren Arbeiten über den Zusammenhang der M-Störungen mit den Flocculi wurden übernommen u n d theoretisch bearbeitet. N a c h der Lage auf der Sonnenscheibe wurden alle Flocculi in drei Gruppen eingeteilt. E s zeigt sich, d a ß n u r diejenigen Flocculi mit den M-Störungen v e r k n ü p f t sind, die im Z e n t r u m der Sonnenscheibe liegen. Ein deutliches Maximum t r i t t a n n ä h e r n d bei dem Zeitintervall t «a + 6 Tage auf. Verf. analysieren die gefundene Abhängigkeit auf Grund der Theorie der Wahrscheinlichkeit u n d der mathematischen Statistik u n d kommen zu dem Ergebnis, daß diese Abhängigkeit reell ist. D a r a u s folgt, d a ß der Übergang der Flocculi über das Z e n t r u m der Sonnenscheibe tatsächlich geomagnetische Störungen verursacht. L. F r . 6653. 0 . Namba, N o t e o n t h e s t r u c t u r e of t h e s o l a r c h r o m o s p h e r e w i t h s o m e r e m a r k s o n t h e A t h a y - T h o m a s s p i c u l e m o d e l . Proc. K . Nederl. Akad. Wet. (B) 64 713—725 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk 4° Nr. 27. — Auf Grund der Beobachtungstatsache, daß die Linienemission der höheren Chromosphäre (h > 1000 km) allein von den in H a beobachteten Spiculen s t a m m t , u n d u n t e r Berücksichtigung der Statistik der Spiculen wird das Chromosphärenmodell von Thomas u n d A t h a y (Monographie) geprüft. Mit der darin angenommenen E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r von 50000° läßt sich die I n t e n s i t ä t der K-Linie nicht erklären. Daher wird ein neues Spiculenmodell mit Temperaturen u m 6000° u n d einer Dichte von 10 13 Wasserstoffteilchen pro cm 3 vorgeschlagen. Dieses Modell s t i m m t mit dem von Coates aus der Radiostrahlung abgeleiteten Modell g u t überein. Die Anregung der Heliumlinien im Chromosphärenspektrum wird auf die kräftige UV-Strahlung der heißen interspicularen Gebiete u n d der K o r o n a zurückgeführt. Die große Breite der stärksten chromosphärischen Linien läßt sich durch Turbulenz u n d große optische Dicke erklären. Ee. * * J. I. Neschpor, O n t h e d e p t h of p e n e t r a t i o n of i o n i z i n g r a d i a t i o n of c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . Vgl. Ref. 7575. * * S. 0 . Obaschew, Ü b e r d i e S t r u k t u r P r o t u b e r a n z e n . Vgl. Ref. 6718.

der

Korona

oberhalb

von

6654. M. B. Ogir, N. E. Steschenko, P h o t o m e t r y of s o l a r l i m b f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 25 134—147 (russ. mit engl. Ref.). — Von 44 E r u p tionen der I m p o r t a n z > 2 zwischen 1957 J u n i u n d 1959 Dez. werden H^-Lichtkurven veröffentlicht u n d zusammen mit Beobachtungen a n weiteren E r u p t i o n e n diskutiert. Loh. 6655. F. Q. Orrall, J. B. Zirker, T h e c o e f f i c i e n t of t h e r m a l conduct i v i t y i n t h e S u n ' s a t m o s p h e r e . A p J 134 63—71. — Als F u n k t i o n von Teilchenzahlen u n d T e m p e r a t u r werden f ü r ein Wasserstoff-Helium-Gemisch die Koeffizienten f ü r thermische Leitfähigkeit u n d Viskosität im Hinblick auf die Verhältnisse in der Korona u n d Chromosphäre der Sonne angegeben. Die Wirkung von Magnetfeldern auf die Leitfähigkeit wird diskutiert. Selbst für ein fast vollständig ionisiertes Gas erfolgt die Wärmeleitung quer zu einem Magnetfeld zum größten Teil durch neutrale Teilchen. — Als Beispiel wird die Leitfähigkeit f ü r eine Protuberanz berechnet. Bk. 6656. F. Q. Orrall, J. B. Zirker, H e a t c o n d u c t i o n a n d t h e f i n e s t r u c t u r e of s o l a r p r o m i n e n c e s . I. O p t i c a l l y t h i n m o d e l p r o m i n e n c e s . A p J 134 72—84. — E s wird die These begründet, daß ruhende Protuberanzen über der Sonnenoberfläche die ausgestrahlte W ä r m e durch Wärmeleitung von der heißen Korona her ersetzen. Das Gleichgewicht beider Vorgänge ermöglicht die relativ lange Lebensdauer. FS

288

VII. Sonne

61, 1961

6657. D. E. Osterbrock, H e a t i n g of t h e s o l a r c h r o m o s p h e r e , p l a g e s , a n d Corona b y m a g n e t o h v d r o d v n a m i c w a v e s . A J 66 50—51. — Ref. AAS. 6658. D. E. Osterbrock, T h e h e a t i n g of t h e s o l a r c h r o m o s p h e r e , p l a g e s , a n d c o r o n a b y m a g n e t o h y d r o d y n a m i c w a v e s . A p J 134 347—388. — Verf. zeigt, daß die von der Chromosphäre, von den chromosphärischen Fackeln und von der Korona ausgestrahlte Energie der Größenordnung nach durch die Energie von Schallwellen aus der Wasserstoffkonvektionszone ersetzt wird. I m einzelnen werden untersucht : der Mechanismus der Energieumsetzung und des Energietransportes, die Bildung von Druckwellen zur Aufheizung der Chromosphäre, die Bedeutung der Magnetfelder, die für die Umwandlung von Schallwellen in magnetohydrodynamische Wellen verantwortlich sind und die Erhitzung der oberen Chromosphäre und der Korona bewirken, die Deutung der sichtbaren Spiralen als Ausdruck der nach außen eilenden Störungen und schließlich die Natur der chromosphärischen Tackeln als Gebiete mit stärkeren Magnetfeldern. H. M. * * K. Sakurai, On t h e r e l a t i v i s t i c e l e c t r o n s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 68100. 6659. W. P. Schabanskij, O n t h e o r i g i n a n d d e v e l o p m e n t of s o l a r f l a r e s a n d t h e f o r m a t i o n of a c o s m i c r a y s p e c t r u m i n f l a r e s . A J UdSSR 38 844—848 (russ. mit engl. Ref.). — Die früher (vgl. A J B 60 Ref. 68156, 61 Ref. 6665) entwickelte Vorstellung einer Eruption als äußere Erscheinung von Prozessen, die sich in der Tiefe der Sonnenphotosphäre abspielen, wird präzisiert und weiter entwickelt. Ein möglicher Mechanismus über die Bildung der schwachen Komponente (e «a 108 eV) des Spektrums der solaren kosmischen Strahlung, die man vor dem Forbush-Effekt beobachtet, wird näher betrachtet. Verf. (ü.) 6660. J. W. Schalajew, H e l i u m é m i s s i o n i n t h e s o l a r c h r o m o s p h e r e . A J UdSSR 38 997—998 (russ. mit engl. Ref.). — Für eine Höhe von 3000 km und unter Annahme verschiedener Temperaturen wird die Besetzung der Heliumniveaus bis n = 5 berechnet. Die beste Übereinstimmung zwischen berechneten und beobachteten Besetzungen erfolgt bei einer Strahlungstemperatur im Kontinuum von etwa 10000° und einer Elektronentemperatur von 10000°—15000°. Verf. (ü.) 6661. E. F. Schaposchnibowa, P h o t o m e t r y of s o l a r l i m b f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 23 122—133 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. teilt die Ergebnisse von H a -Intensitätsmessungen an Randeruptionen mit. Ein Vergleich der Entwicklung(skurven) der Eruptionen bezüglich Intensität, Höhe und Fläche zeigt, daß sich die Intensität zuerst an der Basis vergrößert und danach in Höhe und Fläche. Loh. 6662. E. Schatzman, M o d è l e s d e t a c h e s s o l a i r e s e t p r o t u b é r a n c e s d e b o r d d e t a c h e s . Ann d'Astrophys 24 251—257 = Contr. Inst, d'Astrophys. Paris (B) Nr. 222. — Als Modell für einen Sonnenfleck wird ein kraftfreies magnetisches Feld mit axialer Symmetrie vorgeschlagen, in dem die Lorentz-Kraft verschwindet. Dabei wird von der Tatsache ausgegangen, daß zwischen der magnetischen und der Gasenergiedichte ein sehr großer Unterschied besteht. Durch dieses Modell lassen sich gut erklären: die Abnahme der Intensität vom Zentrum zum Rand, der spiralförmige Verlauf der Kraftlinien, wie er auf Chromosphärenbildern sichtbar ist, und die Reduktion des Feldes mit wachsender Höhe. Aus dem Modell folgt eine Erklärung für das Entstehen von Fleckenprotuberanzen. Die Mängel des Modells und einige mögliche Modifikationen werden besprochen. H . M. 6663. E. Schatzman, S u r l ' é c a r t à l ' é q u i l i b r e t h e r m o d y n a m i q u e l o c a l d a n s l a f o n c t i o n d e d i s t r i b u t i o n d e s v i t e s s e s d e s é l e c t r o n s . Vgl. Ref. 1314 S. 639—640 = Contr. Inst, d'Astrophys. Paris (A) Nr. 265.

61, 1961

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66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

6664. A. B. Sewernv, On t h e g e n e r a t i o n of f l a r e s w i t h t h e g r o w t h of s o l a r m a g n e t i c f i e l d . A J UdSSR 38 4 0 2 ^ 0 8 (iuss. mit engl. Ref.). — Neue Beobachtungen über das Verhalten von Magnetfeldern während Eruptionen erweisen deutliche Veränderungen des Feldes bei ihrem Vergleich vor und nach der Eruption. Es sind rasche Änderungen im Umgebungsfeld angezeigt, aber nach dem Beginn keine nennenswerten Feldänderungen am Ort der Eruption selbst. Ha-Aufnahmen und Spektren von Randeruptionen zeigen Auswürfe mit einem Geschwindigkeitsgradienten längs der Bahn. Dadurch lassen sich die beobachteten äußeren Linienflügel besser deuten als durch Stark- bzw. Doppler-Verbreiterung, während in den Linienkernen bzw. ihren mittleren Gebieten manchmal die Annahme von Stark-Verbreiterung ausreicht. Zur Erklärung der Entstehung von Eruptionen wird die Kontraktion eines Plasmas unter dem Einfluß des wachsenden Magnetfeldes von Flecken betrachtet. Ba. 6665. A. B. Sewerny, W. P. Schabanskij, T h e m e c h a n i s m of s o l a r f l a r e s a n d of t h e g e n e r a t i o n of c o s m i c r a y s in f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 25 88—113 (russ. mit engl. Ref.). — Wie bisherige Arbeiten zeigen, entstehen Eruptionen durch eine Kompression des Plasmas in der Umgebung des neutralen Punktes von Magnetfeldern. Verf. diskutierten die Bedingungen, unter denen eine solche Kompression stattfinden kann. Es wird der Schluß gezogen, daß die Kompression mit einem Pinch-Effekt verbunden ist, der durch die Annäherung zweier Kraftröhren verursacht wird. Auch eine rasche Veränderung der Fleckenfelder kann die Entstehung einer Kompression bedingen. Beide Möglichkeiten führen zur Vorstellung der Existenz starker Stoßwellen, deren Front in der Nähe des neutralen Punktes der Bewegung der magnetischen Wand voranläuft. Die Wellenfront wird von der neutralen Fläche reflektiert und bewegt sich in das zusammengedrückte Plasma zurück. Hinter ihr bildet sich ein Gebiet hoher Temperatur aus. In ihm können thermonukleare Reaktionen stattfinden. Die Bedingungen für die Beschleunigung von Ladungsträgern sind dort besonders günstig. L. Fr. 6666. A. B. Sewerny, A. N. Kowal, A s t u d y of e m i s s i o n b r o a d e n i n g i n s t r o n g l i n e s of f l a r e s a n d m o u s t a c h e s . I. Mitt. Astrophys. Obs. Krim 26 3—40 (russ. mit engl. Ref.). — Die Intensitätsverteilung in den Linienflügeln von «Schnurrbärten» und eruptionsähnlichen Vorgängen können nicht durch den Stark-Effekt erklärt werden, wenn dieser zwar auch in den Kernen der starken Wasserstofflinien eine wichtige Rolle zu spielen scheint. Verf. diskutieren die Möglichkeit, daß die Emissionen der «Schnurrbarte» in einer Ausströmung mit konstantem Geschwindigkeitsgradienten erfolgt. Die Geschwindigkeit solcher Ausströmungen ist von der Größenordnung 300 km/sec. I n einigen Fällen ergeben die Beobachtungen Doppler-Verbreiterungen, die durch makroskopische Zufallsbewegungen mit Geschwindigkeiten von der Größenordnung 100 km/sec verursacht werden. L. Fr. 6667. W. E. Stepanow, On m o t i o n s in d i f f e r e n t l e v e l s of t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 25 154—173 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden Meßergebnisse von tangentialen Geschwindigkeitskomponenten in der Umgebung von Ca+-Fackeln in der H 3 - und K 3 -Linie mitgeteilt als Ergänzung zu den früheren Untersuchungen des Verf. (vgl. A J B 60 Ref. 6693). An den Rändern von Fackelflächen werden tangentiale Einwärtsströmungen von 0.6 km/sec gemessen. Messungen des lokalen Doppler-Effektes in den Fe-Linien A 5173 und A 5250 ergeben Maximalgeschwindigkeiten bis 0.45 km/sec und eine Erstreckung der Gebiete mit radial bewegter Materie bis zu 1.5 x 105 km. Ein Vergleich des Strömungsfeldes nahe bei Fleckengruppen mit Karten magnetischer Iso-Feldstärkekurven zeigt Bewegung photosphärischer Materie senkrecht zu den Feldlinien. Mit dem Kolmogoroffschen Kriterium wird die Energiedissipation in den einzelnen Schichten der Sonnenatmosphäre abgeschätzt. EHS Astronom. Jahresbericht 1961

19

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V I I . Sonne

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6668. W . E. Stepanow, T h e d e t e r m i n a t i o n of t h e m e a n g r a d i e n t of t h e c h r o r a o s p h e r i c m a g n e t i c f i e l d . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 25 174— 179 (russ. mit engl. Ref.). — Aus photoelektrischen Registrierungen magnetischer Felder in der Chromosphäre (H 3 Ca + -Linie) u n d in der Photosphäre (Fe l 5250) ergab sich ein Feldgradient von 0.01 G a u ß / k m f ü r eine Feldstärke von 50 Gauß in der Photosphäre. Das Magnetfeld dringt leicht in die Chromosphäre ein u n d ändert sich dort mit der Höhe viel langsamer als in der Photosphäre. Höheren Feldstärken entsprechen größere Gradienten. Loh. 6669. Z. Svestka, M. Kopecky, M. Blaha, Q u a l i t a t i v e d i s c u s s i o n of 2 4 4 f l a r e s p e c t r a . BAC 12 229—237. — Die in sieben ausgewählten Spektralbereichen erhaltenen Spektren von 92 Flares werden qualitativ diskutiert. Die Spektralbereiche sind so ausgewählt, daß sie alle wesentlichen Emissionslinien enthalten. Schon bei sehr geringer Linienbreitenzunahme von H a wird die BalmerSerie stark angeregt. F ü r die letzte beobachtete Balmer-Linie wird H 16 angegeben. Eine Mitte-Rand-Variation der Anregung der Balmer-Linien u n d der Linienbreite von H a wird d u r c h die Z u n a h m e des Kontrastes zum R a n d vorgetäuscht. Die intensivsten Flares werden a m äußeren R a n d e der P e n u m b r a beobachtet. Moustache-Flares in H a zeigen in den späteren Balmer-Linien ein normales Verhalten. Die Emissionslinien der Flares werden durch Turbulenz m i t Geschwindigkeiten von weniger als 100 km/sec verbreitert. Der bei Rand-Flares beobachtete V-Effekt k a n n nicht einfach als Höhendifferenz zwischen Linienkern u n d Flügel erklärt werden. EHS 6670. G. Tagliaferri, G. Righini, R i s u l t a t i p r e l i m i n a r i s u l l a c o r r e l a z i o n e f r a b r i l l a m e n t i solari e a u m e n t i bruschi degli atmosferici l o n t a n i (S. E. A.). Atti Ass. Geofis. Italiana 1960 S. 27—31 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 49. 6671. G. Tagliaferri, G. Righini, S u l l a c o r r e l a z i o n e t r a i b r i l l a m e n t i s o l a r i e g l i a t m o s f e r i c i a 27 k H z . Lincei R e n d . Sei. fis. m a t . n a t . (8) SO 622—625 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 56. — R«f. in Phys. Abstr. (A) 65 683. * * T. Takakura, M. Ono, Y e a r l y V a r i a t i o n i n a c t i v i t i e s of m i c r o w a v e b u r s t s and flares during a solar cycle, with special reference to u n u s u a l c o s m i c - r a y i n c r e a s e s . Vgl. Ref. 68110. * * E. Tandberg-Hanssen, o m r ä d e r . Vgl. Ref. 6567.

Fysiske

forhold

i solatmosf®rens

fakkel-

6672. M. S. Terjajewa, O b s e r v a t i o n s of p r o t u b e r a n c e e j e c t i o n s o n t h e h o r i z o n t a l s p e c t r o g r a p h of t h e C h i e f A s t r o n o m i c a l Observatory of t h e U k r a i n i a n S S R . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Golossejewo 4 Nr. 1 S. 99— 103 (russ. mit engl. Ref.). — Nach einer kurzen Beschreibung der Beobachtungsmethoden u n d der Bearbeitung der H a - A u f n a h m e n u n d der Spektren von (Rückkehr)-Protuberanzen wird eine Methode zur Berechnung derjenigen P a r a m e t e r dargestellt, die die physikalischen Bedingungen in solchen Protuberanzen charakterisieren. Von zwei Protuberanzen — einer in Absorption auf der Sonnenscheibe, einer in Emission am Sonnenrand — werden die Verhältnisse der Besetzungszahlen n k / n 2 berechnet u n d mittels der Sobolewschen Tabellen die Elektronent e m p e r a t u r e n ermittelt. L. F r . 6673. M. S. Terjajewa, Ü b e r d i e S p e k t r a l p h o t o m e t r i e v o n Protuber a n z e n - A u s w ü r f e n . Sonnendaten 1960j Nr. 9 S. 71—75 (russ.). — Photometrische Profile der H^j-, H v - u n d Ha-Linien von zwei ProtuberanzenAuswürfen (Surges) — u n d zwar einer auf der Sonnenscheibe mit Absorptionslinien u n d einer am Sonnenrande mit Emissionslinien — wurden bearbeitet. F ü r beide Surges wurden die Besetzungszahlen n j (i = 2, . . . 5) und die optische

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66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

291

Dicke Ta bestimmt. Die Verhältnisse ni/n2 wurden theoretisch — mit Hilfe der Sobolewschen Tabellen — und aus den beobachteten Profilen bestimmt und waren miteinander in guter Übereinstimmung. Zum Schluß wurde die Elektronentemperatur diskutiert und ihre Werte abgeschätzt. L . Fr. 6674. R. >\ Thomas, R. G. Athay, P h y s i c s o f t h e S o l a r C h r o m o s p h e r e . London—New York, Interscience Publishers, 1961. 10 4- 422 S. Preis $ 15.50. — Besprechung in A J UdSSR 39 775, Ann d'Astrophys 24 367—368 (B. E. J. P a g e l ) , Nature 193 714—715 (R. O. R e d m a n ) , Phys. Today 15 Nr. 3 S. 62, 64 (E. J. ö p i k ) , Planet. Space Sei. 8 122 (D. M c N a l l y ) , Proc. Phys. Soc. 79 228 (C. W . A l l e n ) , Sky Tel. 21 356, 23 279, 281—282 (B. E. J. P a g e l ) , Z f A 55 66—70 (C. de J a g e r ) . 6675. R. X. Thomas, On t h e e x t e n s i o n of t h e l o w - c h r o m o s p h e r e m o d e l t o t h e r e g i o n of o r i g i n o f t h e U V s o l a r s p e c t r u m . Vgl. Ref. 1314 S. 305— 311. 6676. Y. I chida, On t h e f o r m a t i o n o f s o l a r c h r o m o s p h e r i c s p i c u l e s and f l a r e - s u r g e s . Publ. Astr. Soc. Japan 13 321—334. — Bei der Ausbreitung von Stoßwellen in die Chromosphäre und Korona wird der Energieverlust durch Abstrahlung bei der Verdichtung berücksichtigt. Nimmt man an, daß die in den Spiculen beobachtete Geschwindigkeit diejenige der Materie hinter der Stoßfront ist, so ergeben sich Dichte-, Temperatur- und Druck Verhältnisse zwischen den Spiculen und der Umgebung, die mit den beobachteten Werten in etwa 6000 bis 9000 km Höhe übereinstimmen, also höhere Dichten bei niedrigeren Temperaturen in den Spiculen ergeben. Ee. 6677. A . Unsöld, Ü b e r die E r h i t z u n g der C h r o m o s p h ä r e d u r c h D i s s i p a t i o n t u r b u l e n t e r S t r ö m u n g s e n e r g i e . Z f A 52 300—302 = Sonderdruck Sternw. Kiel. — Verf. gibt eine einfache theoretische Darstellung des von mehreren Autoren behandelten Mechanismus der Erhitzung der Chromosphäre durch dissipierte mechanische Energie. FS 6678. B. Valnitfek, M o t i o n e f f e c t s in c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . BAC 12 237—244. — 11 beobachtete Flares aus den Jahren 1956—1960 werden besonders auf ihre Bewegung hin untersucht. An Beispielen wird gezeigt, daß hinsichtlich der Bewegung der Flares diese in drei Gruppen eingeteilt werden können: 1. Geschwindigkeiten bis lOkm/sec, 2. Geschwindigkeiten bis zu etwa 150 km/sec und 3. Geschwindigkeiten von 1000—2000 km/sec. Es wird angenommen, daß bei den Flares bis zu 150 km/sec ein anderer Prozeß vorherrscht als bei den Flares mit 1000—2000 km/sec Geschwindigkeit. Die hohen Geschwindigkeiten treten bevorzugt in Fleckengruppen mit starken Magnetfeldern auf. Hierbei handelt es sich um keine Materiebewegung. Bei den Flares mit Geschwindigkeiten bis zu 150 km/sec handelt es sich hauptsächlich um solche, die aus zwei Teilen bestehen. Die beobachtete Asymmetrie von H a ist mit der Lage der Flares in bezug auf die Magnetfelder korreliert; sie tritt auf, wo keine horizontalen Bewegungen stattfinden. EHS 6679. J. Veldkamp, D. van Sabben, On t h e c u r r e n t s v s t e m of s o l a r f l a r e e f f e c t s . Vgl. Ref. 1327 S. 362—374. * * 3. I. Vette, F. G. Casal, f l a r e s . Vgl. Ref. 6842.

High-energv

Röntgen-ravs

during

solar

6680. M. Waldmeier, N e u e B e o b a c h t u n g e n an den b - L i n i e n d e r P r o t u b e r a n z e n . Z f A 53 142—150 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 239. — Aus einem Beobachtungsmaterial von 1950 bis 1960 werden 254 Protuberanzen an Hand der Intensitätsverhältnisse der vier b-Linien (Mg I, F e l l ) klassifiziert: Die mittlere heliographische Breite reicht bis zu 22° für Klasse I (Fleckenprotuberanzen, kleine Flares und Surges), bis zu 26° für Klasse I I und bis zu 29° für Klasse 19»

292

VII. Sonne

61

1961

I I I (stationäre Filamente). Es ist keine Variation der relativen Häufigkeit der Klassen I bis I I I mit dem Sonnenfleckenzyklus zu erkennen. Als interessanter Einzelfall trat eine Eruption auf, die innerhalb von 2—3 Stunden alle Klassen von V bis I durchlief. Bk. 6681. M. Waldmeier, B e w e g u n g e n in S o n n e n p r o t u b e r a n z e n . V. E i n e d i r e k t e B e o b a c h t u n g des «Solar Wind». ZfA 53 198—207 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 241. — Das Aufsteigen einer Protuberanz im Bewegungsfeld der Korona (Beobachtung vom 18. März 1961) erfolgte mit nach außen ansteigender Geschwindigkeit, jedoch mit abnehmender Beschleunigung. Die Geschwindigkeit näherte sich einem Wert von etwa 500 km/sec. Während des Aufsteigens war die Kontinuitätsgleichung erfüllt. Daraus wird geschlossen, daß die Protuberanz von der stationären Strömung des Sonnenwindes nach außen geführt wurde. Bk. * * N. K . Williamson, C. M. Fullerton, D. E . Billings,

Coronal

t h e v i c i n i t y of q u i e s c e n t p r o m i n e n c e s . Vgl. Ref. 6731.

emission

in

6682. T. T. Zap, C h a r a c t e r i s t i c f e a t u r e s of t h e fine s t r u c t u r e of f l o c c u l i in t h e K 2 3 2 Ca+ line. Mitt. Astrophys. Obs. Krim 25 148—153 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berichtet über seine Untersuchungen zur Lebensdauer und Relativbewegung von Flocculi-Knötchen. Die Lebensdauern — gerechnet vom Erscheinen bis zum Verschwinden — liegen im Mittel bei ] h . Die Knötchen bewegen sich im Mittel mit einer Geschwindigkeit von 100 m/sec gegeneinander; als größte Relativgeschwindigkeit wurden 270 m/sec festgestellt. Loh. 6683. T. T. Zap, C h a r a c t e r i s t i c f e a t u r e s of t h e fine s t r u c t u r e of t h e c h r o m o s p h e r e in t h e K 2 3 2 Ca I I line. Mitt. Astrophys. Obs. Krim 26 45—51 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersuchte die Feinstruktur der Chromosphäre in der K-Linie. Es zeigte sich, daß die mittlere Lebensdauer der Chromosphärenknötchen, die Durchmesser von 1 !5 haben, 10 Minuten nicht übersteigen. Ihre gegenseitigen Geschwindigkeiten betrugen 116 ± 28 m/sec. Außerdem wurde die Elektronentemperatur in den Flocculi-Knötchen und außerhalb der aktiven Gebiete berechnet. L. Fr. 6684. H. Zirin, M a g n e t i c fields in s o l a r p r o m i n e n c e s . A J UdSSR 38 861—868 (russ. mit engl. Ref.). —Nach einer Diskussion der Zeeman-Aufspaltung von H/S entwickelt Verf. ein Verfahren zur Kalibrierung der Messung von Magnetfeldern mittels ~Hß in Protuberanzen. Eine Bearbeitung der im November und Dezember 1960 am Magnetographen des Astrophys. Obs. Krim gemachten Beobachtungen erbringt überraschend große Felder. In aktiven Protuberanzen erreichen Magnetfelder Feldstärken bis zu 200 Gauß; ihnen entsprechen fast immer Felder auf der Scheibe mit demselben Vorzeichen. Ruhende Protuberanzen haben Feldstärken von der Ordnung 50 Gauß. Verf. (ü.) 6685. H. Zirin, A. B. Sewerny, M e a s u r e m e n t of m a g n e t i c fields in solar p r o m i n e n c e s . Obs 81 155—156. — Verf. haben in mehreren Protuberanzen an verschiedenen Stellen den Verlauf des Magnetfeldes mit einem Magnetographen gemessen. In aktiven Protuberanzen beträgt die Größe der gemessenen Felder «i 200 Gauß, in ruhenden Protuberanzen werden Felder von 25—50 Gauß gemessen. Groth Einzelne Flares und Protuberanzen

6686. K. W. Alikajewa, T. W. Orlowa, Die c h r o m o s p h ä r i s c h e E r u p t i o n vom 12. J u l i 1961. Sonnendaten 1961 Nr. 7 S. 68—70 (russ.). — Verf. beschreiben die 3+-Eruption vom 12. 7. 1961. Einige Ha-Aufnahmen und Spektrogramme sind beigegeben. Eine Tabelle enthält Angaben über die relativen Intensitäten einzelner Emissionslinien während des Maximums auf Grund visueller Schätzungen. L. Fr.

61, 1961

66. Chroinosphäre, Flares, Protuberanzen

293

6687. K. Angle, O b s e r v a t i o n of a w h i t e - l i g h t f l a r e . P u b l A S P 73 227— 229. — Ein vom Lookheed Observatorium mit 2+ klassifiziertes Flare wurde a m 3. Sept. 1960 von l h 05 m bis l h 20 ra U T a m N E - R a n d der Sonnenscheibe mit einem 4 inch-Spiegelteleskop in Projektion auf 160 m m Sonnenbilddurchmesser im weißen Licht beobachtet. Der Durchmesser des zwischen zwei Flecken auftret e n d e n Flares wird auf 15" geschätzt, seine Helligkeit n a h m während 2 1 / 2 Minuten zu u n d klang in 12 1 / 2 Minuten ab. Nach dem Flare zeigte die U m g e b u n g eine starke Fleckenaktivität. Ee. 6688. M. I. Antuschewitsch, S. K. Dossybajew, A. S. Subzow, D i e eruptive P r o t u b e r a n z v o m 18. M ä r z 1 9 6 1 . Sonnendaten 1961 Nr. 9 S. 68—70 (russ.). 6689. R. G. Athay, T h e c o s m i c r a y f l a r e s of J u l y 1 9 5 9 a n d N o v e m b e r 1960 a n d some c o m m e n t s on p h y s i c a l p r o p e r t i e s a n d c h a r a c t e r i s t i c s of f l a r e s . Vgl. Ref. 1337 S. 837—848. 6690. W. G. Banin, O b s e r v a t i o n of t h e d e v e l o p m e n t of f l a s h i n s o l a r c o r o n a . AC Nr. 219 S. 18—20 (russ.). — 1960 Febr. 18.

the

6691. D. Belorizky, S u r u n e é r u p t i o n r e m a r q u a b l e a u v o i s i n a g e d u b o r d s o l a i r e , l e 1er j u i n 1 9 6 0 . CR 252 512—513. — W ä h r e n d der E r u p tion a m 1. J u n i 1960 in der N ä h e des Sonnenrandes wurden mehrere Spektren des Bereichs 3820 Â bis 4120 Â gewonnen, die neben Emissionen u n d Flare-Surges in H u n d K auch starke Emissionen in Metall I- sowie Si I- u n d Ti Ii-Linien zeigen. Der zeitliche Verlauf der spektroskopischen P h ä n o m e n e wird beschrieben. J . P. M. 6692. M. Blaha, V. Bumba, L. Krivsky, B. Valnicek, A c t i v e c h r o m o s p h e r i c p h e n o m e n o n o n t h e N W - l i m b of t h e S u n , 1 9 6 0 A u g u s t 20. BAC 12 7—12. — Ein interessantes chromosphärisches Ereignis, eine R a n d e r u p t i o n mit nachfolgendem Auswurf chromosphärischer Materie, wird im Spektrohelioskop u n d mit monochromatischen Filtern beobachtet, u n d ihr Verlauf wird genau beschrieben. Die gleichzeitigen Wirkungen auf der Erde, wie Verstärkung des E m p fangs atmosphärischer Parasiten bei langen Wellen, plötzliche Phasenanomalien, Fadings im Kurzwellenempfang, Störungen im Magnetfeld der Erde, werden zusammengestellt u n d diskutiert. Aus den beobachteten Wirkungen lassen sich einige Schlüsse auf das S p e k t r u m der bei diesem Ereignis emittierten kurzwelligen Strahlung ziehen. H . M. 6693. M. W. Bratijtschuk, R. I. Kostik, D i e r u h e n d e P r o t u b e r a n z 27. J u n i 1 9 6 0 . Sonnendaten 1961 Nr. 6 S. 68—70 (russ.).

vom

6694. V. Bumba, V. Letfus, N o t e o n E v e r s h e d ' s m e a s u r e m e n t of t h e m a g n e t i c f i e l d i n a c h r o m o s p h e r i c f l a r e . BAC 12 114—116. — An H a n d neuer Beobachtungen zeigen Verf., daß die von Evershed beobachtete starke Aufspaltung der photosphärischen Linien im Gebiet der großen E r u p t i o n vom 28. 9. 1909 nicht d u r c h ein Magnetfeld hervorgerufen wurde. E s handelt sich vielmehr u m eine scheinbare Aufspaltung, d a der Linienkern d u r c h eine Emission zugedeckt wird. Groth * * V. Bumba, J. Kleezek, O n a s u n s p o t l o o p a c t i v i t y . Vgl. Ref. 6503.

group

with

an

outstanding

* * S. S. Degaonkar, C h a n g e s i n t h e e l e c t r o n d e n s i t y distribution in t h e i o n o s p h e r e o v e r A h m e d a b a d a s s o c i a t e d w i t h solar f l a r e s a n d m a g n e t i c s t o r m s . I . J u l y 1 0 — 1 9 , 1 9 5 9 . Vgl. Ref. 7535. 6695. M. A. Ellison, S. M. P. McKenna, J . H. Reid, F l a r e s a s s o c i a t e d w i t h t h e 1 9 6 0 N o v e m b e r e v e n t a n d t h e f l a r e n i m b u s p h e n o m e n o n . MN 122 491—501 = Dunsink Obs. Repr. Nr. 21. — Einige der mit dem «November

294

V I I . Sonne

61, 1961

1960 Ereignis« zusammenhängende Flares wurden in H a in 1'"-Intervallen photographiert. Die A u f n a h m e n wurden photometriert und Lichtkurven f ü r diskrete Stellen der Flares abgeleitet. Verf. beobachten einen dunklen Halo um Flares der Klassen 3 und 3 + , den sie Flare-Nimbus nennen. Dieser erscheint nach einigen Minuten, nachdem die Filamente ihre größte Helligkeit erreicht haben. Die Erscheinung d a u e r t einige S t u n d e n und h a t einen Durchmesser von 300000 km. Gleichzeitig treten Radiostrahlungsstöße vom T y p IV auf. Es wird v e r m u t e t , d a ß der Flare-Nimbus mit den relativistischen Elektronen in Zusammenhang steht, deren Synchrotronstrahlung man in T y p IV-Strahlungsstößen zu beobachten glaubt. Groth * * L. D. de Feiter, A. Fréon, J. P. Legrand, T h e N o v . 12 a n d 1 5 , 1 9 6 0 . Vgl. Ref. 68147/148.

cosmic

ray

flares

of

6696. H. S. Ghielmetti, T h e s p e c t r u m a n d p r o p a g a t i o n of r e l a t i v i s t i c s o l a r f l a r e p a r t i c l e s d u r i n g J u l y 17 — 1 8 , 1 9 5 9 . J . Geophys. Res. 66 1611—1625. — Die Änderung der Eintreffzeiten der kosmischen Strahlung auf vielen Stationen des Weltnetzes zwischen 10. u n d 19. Juli 1959 wird analysiert m i t folgenden Ergebnissen: Die Partikel aus einer großen E r u p t i o n a m 16. J u l i durchlaufen ungeordnete Magnetfelder im interplanetaren R a u m u n d treffen dadurch völlig isotrop nach wenigen S t u n d e n auf der E r d e ein. I m Gefolge von späteren kleineren Eruptionen gelangen relativistische Partikel stark gebündelt in 9—10 Stunden zur Erde. D a d u r c h ist angezeigt, daß sich die ungeordneten interplanetaren Magnetfelder inzwischen in schwache geordnete Felder verwandelt haben. Die Ursache dieser Umwandlung ist offensichtlich eine von der ersten Eruption ausgeschleuderte dichte Plasmawolke, die auch einen magnetischen S t u r m u n d einen Forbush-Effekt auslöste. H . M. * * E. W. (iortschakow, G. A. Basilewskaja, D i e M e s s u n g d e r I n t e n s i t ä t geladener Teilchen nach der chromosphärischen Eruption am 7. J u l i 1 9 5 8 . Vgl. Ref. 7540. 6697. R. E. Gussejnow, D i e c h r o m o s p h ä r i s c h e E r u p t i o n v o m 29. M ä r z 1960 u n d ihr Z u s a m m e n h a n g mit einer Sonnenfleckengruppe. Nachr. Akad. Wiss. Aserbajdshan. SSR (Phvs.-Math., Techn.) 1960 Nr. 5 S. 137— 141 (russ. mit aserbajdshan. Ref.). — Ref." in R J U d S S R 1962 7A444. 6698. R. E. Gussejnow, L. M. Awakowa, K. I. Gussejnow, D i e c h r o m o s p h ä r i s c h e E r u p t i o n v o m 29. O k t o b e r 1 9 6 0 . Sonnendaten 1961 Nr. 5 S. 59— 62 (russ.). — Verf. beschreiben eine a m 29. 10. 1960 mit dem Chromosphärenteleskop des Astrophys. Obs. Aserbajdshan. SSR beobachtete E r u p t i o n . Der Verlauf der Intensitäten u n d Flächen einzelner K n o t e n der E r u p t i o n werden graphisch dargestellt u n d ihre Änderungen im Lauf der Zeit diskutiert. Die E r u p tion war von mehreren Radiostrahlungsstößen begleitet. L. F r . 6699. B. T. Hansen, C o s m i c - r a v f l a r e o f N o v e m b e r 2 0 , 1 9 6 0 . Rev. Letters 6 260—262. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 772—773. 66100. K. Hermann-Otavsky, A b o u t t h e a c t i v e of J u l y 1 9 6 1 . R H 42 233—234 (tschech.). 66101. R. Javanthan, T h e f l a r e of 1 9 5 7 Ref. 6633 = ' Kodaikanal Obs. Repr. Nr. 1.

centrum

September

on

the

Phvs. Sun

19. Vgl. A J B 59

66102. J . T. Jefferies, F. Q. Orrall, O n t h e i n t e r p r e t a t i o n of p r o m i n e n c e s p e c t r a . I I . T h e l i n e a n d c o n t i n u o u s s p e c t r u m of t h e s p r a y - t v p e l i m b e v e n t of M a r c h 7 , 1 9 5 9 . A p J 133 946—962. — E s wird die kontinuierliche u n d die Linienabsorption einer R a n d e r u p t i o n (7. 3. 1959, I m p o r t a n z 2) aus 12 Spektrogrammen untersucht. Aus dem K o n t i n u u m ( / 3600—4160) folgt f ü r

61, 1961

66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

295

denjenigen Teil der Eruption, in dem der Wasserstoff angeregt wird, eine kinetische T e m p e r a t u r von 2 P° 3 , 2 ) bestimmend ist, wird (vgl. A J B 60 Ref. 6719) auch durch erlaubte Übergänge zwischen diesen beiden Niveaus und einem 3 s 3 p 6 2 S-Term aufgefüllt. Da die Korona für diese Übergänge nicht mehr optisch dünn ist, muß der Strahlungstransport in diesen Linien berücksichtigt werden. Die Einflüsse einer solchen Berücksichtigung gegenüber den alten Rechnungen auf das Intensitätsverhältnis zwischen der grünen und roten Koronalinie werden diskutiert. J . P. M. 6723. C. Pecker, F. Rohrlich, F o r b i d d e n l i n e s i n t h e g r o u n d c o n f i g u rations with special regard to the coronal émission spectrum. Vgl. Ref. 1314 S. 190—192 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 263. 6724. S. B. Pikeiner, F o r m a t i o n of c o r o n a l c o n d e n s a t i o n s in a c t i v e r é g i o n s . A J UdSSR 38 552—553 (russ. mit engl. Ref.). — I n aktiven Gebieten ist der Energiefluß etwa fünfmal größer als in ungestörten Teilen der Sonne. Das entspricht einer Zunahme der Konvektionsgeschwindigkeit von weniger als 2 0 % . Die Form der Koronastrahlen ist mit dem Magnetfeld verknüpft. Ba. 6725. N. W. Pirie, S o l a r w i n d a n d t e r r e s t r i a l

o x y g e n . Nature 190 706.

6726. E. A. Ponomarew, A b s c h ä t z u n g d e r k o r p u s k u l a r e n Aktivität d e r K o r o n a a u s d e m G r a d i e n t e n d e r I o n e n k o n z e n t r a t i o n . Sonnendaten 1960 Nr. 12 S. 63—66 (russ.). — Verf. zeigt, daß die Anwesenheit der Ionen von schweren Metallen in der Sonnenkorona am besten dann erklärt werden kann, wenn man die Voraussetzung des hydrostatischen Gleichgewichts in der Korona fallen läßt. Setzt man eine dauernde Expansion der Korona voraus, dann kann man — wie Verf. theoretisch zeigt — die Geschwindigkeit der Expansionsbewegung aus Beobachtungen von zwei Ionen mit möglichst naher Ionisationsspannung bestimmen. L. Fr. 6727. I. A. Prokofjewa, T h e s o l a r C o r o n a i n a c t i v e r é g i o n s f r o m o b s e r v a t i o n s of t h e g r e e n a n d r e d c o r o n a l l i n e s a t P u l k o w o . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 4 (169) S. 9—38 (russ. mit engl. Ref.). — Die Profile der Koronalinien A 5303 und A 6374 wurden in aktiven Gebieten der Korona (Abstand vom Sonnenrand = 30') studiert. Die Spektrogramme wurden durch Kombination des Pulkowoer Koronographen mit einem Gitterspektrographen mit konisch geformtem Spalt erhalten (Dispersion: 1.336 À/mm bzw. 1.601 Â/mm). F ü r die 189 beobachteten Linienprofile werden in einer Tabelle die Zentralintensität J 0 , die radiale Geschwindigkeit v, die beobachtete Halbwertsbreite A A und die Doppler-Breite zIAd mitgeteilt. Es werden die Ionenkonzentration aus Fe X I V / F e X, die Temperatur aus der Doppler-Breite ( f t = 0) und die Temperatur aus der Ionenkonzentration (Fe X I V / F e X) bestimmt. Nur in den besonders hellen Gebieten der aktivierten Korona treten die beiden Linien A 5303 und A 6374 gleichzeitig auf. Aus der Struktur der Linien ergeben sich Andeutungen, daß in aktiven Gebieten die Korona aus zwei physikalisch unterschiedlichen Komponenten besteht. EHS

302 * * K. Saito, T h e Vgl. Ref. 9536.

V I I . Sonne Gegenschein

and

coronal

61, 1901 streamers

of t h e

Sun.

6728. 0 . B. Slee, O b s e r v a t i o n s of t h e s o l a r C o r o n a o u t t o 1 0 0 s o l a r radii. MN 123 223—231 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Chippendale. — Es werden Radiobeobachtungen mitgeteilt, die bei der Bedeckung von diskreten Radioquellen durch die Sonnenkorona erhalten wurden. Da die 13 ausgewählten Radioquellen im Bereich von —29° bis +15° ekliptikaler Breite liegen, k a n n die Streuung der Sonnenkorona bei 85.5 MHz bis zu 120 Sonnenradien bestimmt werden. Als I n s t r u m e n t diente ein Ost-West-Interferometer mit einer Basislänge von 2920 Wellenlängen. W ä h r e n d der f ü n f m o n a t i g e n Beobachtungszeit h a t t e die streuende K o r o n a eine elliptische F o r m mit einer äquatorialen Halbachse von etwa 55 R Q u n d einer polaren von etwa 40 R Q . Außerhalb dieses Gebietes beobachtete Streuungen konnten mit verstärkter Sonnena k t i v i t ä t in Verbindung gebracht werden. Bedeutende Änderungen der Streubreite im 24stündigen Beobachtungsintervall k o n n t e n nachgewiesen werden. D u r c h Kombinationen mit anderen Beobachtungen wurde die Änderung der Streubreite in Abhängigkeit vom Sonnenradius mit R - 2 - 3 abgeleitet; dies gilt in Äquatorgebieten bis zu etwa 100 Sonnenradien während des Sonnenfleckenminimums. EHS 6729. G. M. Stilstein, Thermoelektrische Erscheinungen auf der S o n n e . I. D a s e l e k t r i s c h e F e l d in d e r S o n n e n k o r o n a . A J UdSSR 88 463—473 (russ. mit engl. Ref.). — E s wird die Möglichkeit des Auftretens elektrischer Ströme in der Sonnenkorona auf Grund unterschiedlicher L a d u n g einzelner Koronagebiete mit unterschiedlicher Aufheizung betrachtet. Elektrisches Feld u n d L a d u n g der K o r o n a werden aus dem Prinzip der elektrostatischen Stationarität gefunden. E s t r i t t eine Abweichung von der Maxwellsehen Geschwindigkeitsverteilung a u f ; berücksichtigt m a n dies, so sinkt der Protonenfluß und f ü h r t zu einer Z u n a h m e des elektrischen Feldes u n d der Ladung. Auf diese Weise können beträchtliche Magnetfelder in der Korona entstehen. Ba. 6730. C. M. de Turville, T e r r e s t r i a l a c c r e t i o n f r o m t h e s o l a r w i n d . N a t u r e 190 156. — Verf. schätzt die Anzahl der von der E r d e eingefangenen Protonen ab, die von der Sonne emittiert werden. Diese beträgt 11.65 pro cm 3 . Die gesamte Masse des von der E r d e in 3.3 X 109 J a h r e n eingefangenen Wasserstoffs ist 1.7 x 10 23 g. Das entspricht einer Wassermasse von 1.53 x 1024 g (Masse der Ozeane = 1.42 x 1024 g). Groth * * M. Waldmeier, B e w e g u n g e n i n S o n n e n p r o t u b e r a n z e n . d i r e k t e B e o b a c h t u n g d e s « S o l a r W i n d » . Vgl. Ref. 6681.

V.

Eine

6731. >". K. Wiliiamson, C. M. Fullerton, D. E . Billings, C o r o n a l emission i n t h e v i c i n i t y of q u i e s c e n t p r o m i n e n c e s . A p J 133 973—977. — Der Schwund der Koronahelligkeit in der Umgebung ruhiger Protuberanzen wird genauer untersucht (Climax-Spektrogramme der Korona bei X 5303 u n d Tagesk a r t e n des Fraunhofer I n s t i t u t s Freiburg). Aus 80 Fällen wird der Helligkeitsschwund der K o r o n a mittels der Größe I 0 — I p / I 0 ( I 0 , I p : Koronahelligkeit ungestört u n d im Gebiet der Protuberanz) ermittelt. Dieselbe Größe wird f ü r eine Modellprotuberanz berechnet, wobei im Sehstrahl vor der Protuberanz keine Koronaemission angenommen wird. Die Modellrechnung liefert etwas größere Schwundbeträge als die Beobachtung, was auf Koronaemission innerhalb d e r Protuberanzen hindeutet. EHS 6732. B. D. Yallop, C o r o n a l l i n e w i d t h s a n d t h e « s o l a r w i n d » . Obs 81 235—240. — I m Anschluß an Parkers Diskussion der expandierenden Korona werden f ü r verschiedene kinetische Temperaturen T k die theoretischen Profile der Koronalinie ?. 5303 berechnet. Ihre Breite zeigt f ü r alle T k > 1.22 x 106 ° eine erhebliche Z u n a h m e m i t der Höhe im Widerspruch zu den Beobachtungen

61, 1961

68. Wellen- und Partikelstrahlung

303

von J a r r e t t und von Klüber. Daher muß T k < 1.5 X 106 ° sein und näher an der Elektronentemperatur liegen. Die größere Breite der Koronalinie kann nur auf makroskopischen Bewegungen beruhen. Gü.

§ 68 Wellen- und Partikelstrahlung l'V- und Röntgen-Strahlung 6801. C. W. Allen, S o l a r u l t r a - v i o l e t a n d R ö n t g e n - r a y l i n e e m i s s i o n . Vgl. Ref. 1314 S. 241—250 = Commun. Univ. London Obs. Xr. 42. — F ü r 38 Ionen und Atome 10 verschiedener Elemente werden Lage und Stärke der Emissionslinien bzw. -multipletts im Sonnenspektrum zwischen 44 A und 2500 A an H a n d eines Modells der Korona und der oberen Chromosphäre (Oster II) berechnet. Die Übereinstimmung mit Raketenbeobachtungen, soweit diese vorliegen, ist befriedigend. Har. 6802. R. G. Athay, S o u r c e s of s o l a r u l t r a v i o l e t r a d i a t i o n . J . Geophys. Res. 66 385—390. — E s werden die möglichen Energiequellen der ultravioletten Sonnenstrahlung, die sich in Emissionen, Resonanzlinien und Grenzkontinua zeigt, erörtert. Ferner werden die physikalischen Bedingungen in den Schichten untersucht, wo diese Strahlung entsteht. Die notwendige Energie muß aus der dicht unter der Photosphäre gelegenen Konvektionszone stammen, wobei der Mechanismus, der zur Übertragung dieser Energie in die Chromosphäre und die Korona führt, noch nicht völlig geklärt ist; wahrscheinlich spielen akustische und hydromagnetische Wellen die Hauptrolle. F ü r die Chromosphäre und die untere Korona, wo die Emissionen entstehen, wird das schon früher von Athay und Thomas vorgeschlagene Zwei-Komponentenmodell der Chromosphäre gewählt, und es wird auf dieser Basis die Temperaturverteilung daselbst abgeleitet. Schwierigkeiten bereitet dabei ein Mangel an den nötigen atomaren Daten, wie Stoßquerschnitte und Oszillatorenstärken. H. M. 6803. A.W.Bruns, W. K. Prokofjew, M e s s u n g d e r f e r n e n U l t r a v i o l e t t s t r a h l u n g d e s H e l i u m s a u f d e r S o n n e . K E Nr. 11 S. 15—22 (russ.). — Die Messungen wurden am 1.—2. X I I . 1960 auf dem dritten sowjetischen Raumschiff mit Hilfe eines photoelektrischen Gitterspektrometers durchgeführt. Die Intensität von 0.5 erg/cm 2 sec (Ungenauigkeitsfaktor 2—3) für die He II-Linie 303.8 A in den Höhen 200—210 km bei einer Zenitdistanz der Sonne von etwa 50° wurde abgeleitet. Ond. 6804. T. A. Chubb, H.Friedman, 11. W. Kreplin, R ö n t g e n - r a y a c c o m p a n y i n g s o l a r f l a r e s . Vgl. Ref. 1314 S. 216—227.

emission

6805. T. A. Chubb, H. Friedman, R. W. Kreplin, W. A. Nichols, A. E. ünzieker, M. J. Votaw, R e s u l t s f r o m t h e N R L s o l a r r a d i a t i o n s a t e l l i t e . Vgl. Ref. 1337 S. 617—623. 6806. C. R. Detwiler, J. D. Purcell, R. Tousey, T h e s o l a r c o n t i n u u m t h e e x t r e m e u l t r a v i o l e t . A J 66 281—282. — Ref. AAS.

in

6807. C. R. Detwiler, D. L. Garrett, J. D. Purcell, R. Tousey, T h e i n t e n s i t y d i s t r i b u t i o n in t h e u l t r a v i o l e t s o l a r s p e c t r u m . Ann. Geophys. 17 263—272. — Verf. berichten über bisherige Ergebnisse, die sich aus Raketenbeobachtungen des solaren UV-Spektrums ergeben haben. Die absolute Energieverteilung wird im Bereich von A 2600 bis 2800 A angegeben. Ein Vergleich der spektralen Energieverteilung mit der eines schwarzen Strahlers wird durchgeführt. Henn

304

V I I . Sonne

61, 1961

6808. C. R. Detwiler, J. D. Purcell, R. Tousey, T h e e x t r e m e s p e c t r u m of t h e S u n . Vgl. Ref. 1314 S. 253—264.

ultraviolet

6809. G. Elwert, T h e o r y of R ö n t g e n - r a y e m i s s i o n of t h e S u n . J . Geophys. 66 391—401. — Nach einer ausführlichen Diskussion der in der Sonnenkorona herrschenden Bedingungen, speziell der Temperaturen derselben, wird die Emission der K o r o n a im Gebiet des kurzwelligen Ultraviolett u n d der Röntgens t r a h l u n g berechnet. Die Emissionen resultieren aus frei-freien u n d frei-gebundenen Übergängen sowie aus Linienstrahlung; das sich ergebende S p e k t r u m wird dargestellt. Weiterhin wird der Strahlungsbeitrag des Übergangsgebietes Korona—Chromosphäre, überhitzter Gebiete in der K o r o n a u n d bei Eruptionen untersucht. Der Vergleich mit den bisher vorhandenen Beobachtungen, m i t dem Intensitätsverlauf auf der Sonnenscheibe, mit der Bildung der E-Schicht in der Erdatmosphäre, wird durchgeführt. H. M. 6810. H. Friedman, A s u r v e y of N B L r o c k e t r e s e a r c h r e s u l t s o b t a i n e d s i n c e t h e l a s t C O S P A R m e e t i n g . Vgl. Ref. 1337 S. 1021—1035. 6811. R. Gonze, E. Fourbaix, A l t i t u d e s d e 6851 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 176.

radiation.

Vgl. A J B 60 Ref.

6812. T. de Groot, F a s t - r e s p o n s e , narrow-band spectroscopy. Ref. 1309 S. 371—373. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1735.

Vgl.

* * R. E. Gussejnow, O n t h e a p p l i c a b i l i t y of t h e p r o b l e m o n a s t r o n g e x p l o s i o n t o c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . Vgl. Ref. 6629. 6813. H. E. Hinteregger, P r e l i m i n a r y d a t a o n s o l a r e x t r e m e ultrav i o l e t r a d i a t i o n i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . J . Geophys. Res. 66 2367 —2380. — E s wird eine Zusammenstellung aller Meßergebnisse der Sonnenstrahlung im extremen Ultraviolett mittels Ballon- u n d Raketenaufstiegen bis E n d e 1960 mitgeteilt. U n t e r anderem werden auch Angaben über die Strahlungsdichte, die Strahlungsenergie u n d die Absorptionsgröße in den verschiedenen Wellenlängen u n d atmosphärischen Niveaus gemacht. Gü-Li 6814. H. E . Hinteregger, Monochromator measurements of Lyman s e r i e s e m i s s i o n s of s o l a r H a n d He+. Vgl. Ref. 1314 S. I l l — 1 3 4 . 6815. H. E . Hinteregger, P r e l i m i n a r y d a t a o n v i o l e t r a d i a t i o n in t h e u p p e r a t m o s p h e r e .

solar extreme ultraVgl. Ref. 1337 S. 1036.

6816. G. S. Iwanow-Cholodny, G. M, Nikolskij, U l t r a v i o l e t s o l a r r a d i a t i o n and the transition layer between the chromosphere and corona. A J U d S S R 38 45—65 (russ. mit engl. Ref.). — E s wird ein Modell der Übergangszone zwischen Chromosphäre u n d K o r o n a f ü r aktive u n d ungestörte Gebiete der Sonne beschrieben, das mit den ionosphärischen D a t e n u n d der Radioemission der Sonne in Einklang steht. Der Temperaturgradient in der Übergangszone ist kleiner als bei den bisherigen Modellen. Ba. 6817. G. S. Iwanow-Cholodny, G. M. Nikolskij, A p r e d i c t i o n of s o l a r l i n e e m i s s i o n i n t h e e x t r e m e u l t r a v i o l e t . AJ UdSSR 38 828—843 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. geben eine Liste von 480 Emissionslinien im kurzwelligen Sonnenspektrum zwischen 20 u n d 2000 Á. Die absoluten Linienintensitäten werden auf Grund theoretischer Betrachtungen, die auf den Raketenmessungen der Linien von 17 Ionen basieren, abgeschätzt. Verf. (ü.) * * G. S. Iwanow-Cholodny, I o n i z a t i o n i n t h e t e r r e s t r i a l a t m o s p h e r e a n d t h e e n e r g y of S u n ' s s h o r t - w a v e u l t r a v i o l e t r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 7557.

61, 1961

305

68. Wellen- und Partikelstrahlung

6818. C. de Jager, N o n - t h e r m a l s o l a r R ö n t g e n - r a y s a n d r a d i o e m i s s i o n . Vgl. Ref. 1314 S. 635—638 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk Nr. 45. — Von Flares ausgehende Ströme schneller Elektronen können einerseits — wenn sie in die Photosphäre laufen — die Röntgen-Strahlung A < 1 A erzeugen (Bremsstrahlung), andererseits — wenn sie durch die Korona laufen — für die Radiostrahlungsstöße vom Tvp I I I verantwortlich gemacht werden. Har. 6819. C. de Jager, Z o n e n s t e r r e n i n u l t r a v i o l e t l i c h t g e z i e n . Vgl. Ref. 1338 S. 177—195. 6820. J . T. Jefferies, R. N. Thomas, A c o m m e n t o n t h e N R L s o l a r L v m a n - A l p h a r e s u l t s . A p J 133 606—607. — Zur Analyse von Lyman a auf der Sonne durch Morton und Widing (vgl. Ref. 6651) werden einige Bemerkungen gemacht, die den Zusammenhang mit gegenwärtigen Versuchen darstellen, Emission mit Selbstumkehr in Linienkernen, deren Ergiebigkeitsfunktion durch Stöße bestimmt wird, theoretisch zu analysieren in Abhängigkeit von Temperaturgradienten, Chromosphärenstruktur und differentieller Struktur zwischen ruhiger Sonne, Plages, Flecken und Flares. Bk. 6821. A. I. Jefremow, A. L. Podmoschenskij, 0. N. Jefimow, A. A. Lebedew, U n t e r s u c h u n g d e r k u r z w e l l i g e n S o n n e n s t r a h l u n g . K E Nr. 10 S. 3—11 (russ.). — Die mit Photonenzählern durchgeführten Messungen der kurzwelligen Sonnenstrahlung im zweiten sowjetischen Raumschiff (19. VIII. 1960) gaben folgende Resultate: in den Gebieten a) 44—110 A, Strahlungsstrom 1.5 x 107 Impulse/ cm 2 sec, konstant auf ± 8 % ; b) 8—21 A, 6.2 x 104 Impulse/cm 2 sec, konstant in den Perioden erhöhter Aktivität 1.6—3.2 mal höher; c) < 8 A, Strahlung der ruhigen Sonne sehr klein, oft unter dem Niveau nicht solarer H e r k u n f t ; d) 5—10 A, Erhöhung 11 mal während erhöhter Aktivität; e) 1.4—3 A, nur nicht solarer Hintergrund registriert. Gleichgewichtstemperaturen von 0.9 X 10® ° f ü r die ruhigen und 6.5 X 106 0 für die aktiven Perioden wurden abgeleitet. Ond. * * J. Kleczek, L. Krivsky, S o l a r p r o m i n e n c e s Ref. 6639.

and

R ö n t g e n - r a y s . Vgl.

6822. R. W. Kreplin, S o l a r R ö n t g e n - r a y s . Ann. Geophys. 17 151—161. — In den vergangenen 11 Jahren wurde die solare Röntgen-Strahlung von Raketen aus sowohl an ruhigen Tagen als zu Zeiten starker Sonnenaktivität gemessen. Die Messungen wurden mit Ionisationskammern, Photonen- und Szintillationszählern ausgeführt und erstrecken sich über die Bereiche 2—8, 8—20, 44—60 A. Es zeigt sich eine Zunahme der Röntgen-Strahlung vom Sonnenfleckenminimum zum Maximum. Beobachtungen während solarer Eruptionen zeigen neben der Verstärkung der Röntgen-Strahlung eine Verschiebung nach kürzeren Wellenlängen. Mit Hilfe von Beobachtungen während der Sonnenfinsternis vom 12. Okt. 1958 sowie einer im Jahre 1960 gemachten Aufnahme der Sonne im Röntgen-Bereich gelang es, die Gebiete auf der Sonne zu lokalisieren, aus denen die Röntgen-Strahlung stammt. Es zeigt sich, daß sie hauptsächlich aus aktiven und nicht aus homogenen Gebieten der Korona stammt. Henn 6823. R. W. Kreplin, T. A. Chubb, H. Friedman, N R L s a t e l l i t e s o l a r p h o t o m e t r y e x p e r i m e n t . Rep. Naval Res. Lab. Progr. 1960 Nr. 7 S. 1—3. — Ref. in Phys. Ber. 41 465. 6824. S. L. Mandelstam, I. P. Tindo, J. K. Woronko, A. I. Schurygin, B. N. Wassiljew, U n t e r s u c h u n g e n d e r s o l a r e n R ö n t g e n - S t r a h l u n g . I. M e s s u n g e n m i t H i l f e g e o p h y s i k a l i s c h e r R a k e t e n . K E Nr. 10 S. 12—21 (russ.). — Ergebnisse der Messungen der Sonnenstrahlung unterhalb von 10 A auf zwei geophysikalischen Raketen vom 21. Juli 1959. Die Zenitdistanz der Sonne Astronom. Jahresbericht 1961

20

306

V I I . Sonne

61, 1961

betrug etwa 90° in beiden Fällen (Früh- u n d Abendstunden). Merkbare Röntgens t r a h l u n g wurde in H ö h e n über 95 k m registriert. Die Gesamtenergie im Gebiet u n t e r 10 À betrug 7.3 bzw. 3.2 x 10~4 erg/cm 2 sec. Aus der Strahlungsverteilung wird die Elektronentemperatur zu 4.5 x 106 0 abgeleitet. Ond. 6825. S. L. Mandelstam, I. P. Tindo, J. K. Woronko, B. N. Wassiljew, A. I. Schurygin, U n t e r s u c h u n g d e r s o l a r e n R ö n t g e n - S t r a h l u n g . I I . M e s s u n g e n m i t H i l f e v o n R a u m s c h i f f e n . K E Nr. 11 S. 3—14 (russ.). — Ergebnisse der Messungen der Sonnenstrahlung unter 10 Â auf dem zweiten (19.—20. V I I I . 1960) u n d dritten (1.—2. X I I . 1960) Raumschiff. I m ersten Fall war die Sonnentätigkeit groß, der Strahlungsstrom im untersuchten Gebiet war 7 bis 8 X 10~4 erg/ cm 2 sec. Bei Eruptionen wurde kein scharfer Anstieg der Röntgen-Strahlung beobachtet. I m zweiten Fall war die Sonnentätigkeit sehr niedrig, der gemessene Strahlungsstrom von 2.5 x 10~4 erg/cm 2 sec war auf ± 2 0 % konstant. Ond. 6826. D. H. Menzel, L. R. Doherty, T h e o r e t i c a l i n t e n s i t y p r o f i l e s of t h e s o l a r s p e c t r u m n e a r L y m a n - « . Vgl. Ref. 1314 S. 295—298 = H a r v Repr Nr. 572. 6827. M. Nicolet, E f f e t s d e l ' u l t r a v i o l e t l o i n t a i n s o l a i r e s u r l ' a t m o s p h è r e d e l a T e r r e e t d e s a u t r e s p l a n è t e s . Vgl. Ref. 1314 S. 319—368. 6828. C. Pecker, F. Rohrlich, I d e n t i f i c a t i o n d e s r a i e s p e r m i s e s ' d a n s le s p e c t r e u l t r a - v i o l e t s o l a i r e . Vgl. Ref. 1314 S. 265—271 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 264. 6829. J.-C. Pecker, L e s p e c t r e u l t r a v i o l e t

d u S o l e i l . B S A F 75 307—314.

* * J.-C. Pecker, L a p r é d i c t i o n d u s p e c t r e u l t r a v i o l e t d u S o l e i l . Vgl. Ref. 10453.

des étoiles

et

6830. G. Pfotzer, A. Ehmert, H. Erbe, E. Keppler, R ö n t g e n - r a y b u r s t s i n t h e a u r o r a l z o n e o n S e p t e m b e r 2 7 t h , O c t o b e r 1st a n d 2 n d , 1960. Vgl. Ref. 1337 S. 876—886. 6831. K. A. Pounds, T h e s o f t R ö n t g e n - r a y a b s o r p t i o n of a l u m i n i u m a n d r o c k e t m e a s u r e m e n t s of s o l a r r a d i a t i o n . Planet. Space Sei. 8 120. 6832. J. D. Purcell, R. Tousey, P h o t o g r a p h y of t h e S u n i n A l p h a a n d o t h e r w a v e l e n g t h s . Vgl. Ref. 1814 S. 274—282.

Lyman-

6833. J . D. Purcell, R. Tousey, T h e p r o f i l e of s o l a r L y m a n - a . Vgl. Ref. 1314 S. 283—294. — Ein Gitterspektrograph hoher Auflösung wurde a m 21. J u l i 1959 in einer R a k e t e gestartet. E r lieferte zwischen 100 u n d 200 k m Höhe 9 Spektrog r a m m e der La-Emission der Sonne. Das Profil der Linie ist f ü r Sonnenmitte u n d -rand, f ü r gestörte u n d ungestörte Gebiete verschieden. Die Emission ist etwa 1 A breit m i t ausladenden Flügeln, h a t in der Mitte eine flache Absorption und, genau im Z e n t r u m , noch eine scharfe Absorption, die vom Wasserstoff in der Umgebung der E r d e herrührt. Har. 6834. W. A. Rense, S o l a r u l t r a v i o l e t Vgl. Ref. 1314 S. 272—273.

photospheric

and coronal

lines.

6835. I. S. Schklowskij, D i e u l t r a v i o l e t t e u n d d i e s c h w a c h e R ö n t g e n S t r a h l u n g d e r S o n n e . Fortschritte Phys. Wiss. 75 351—388 (russ.). 6836. D. W . Swift, T h e e f f e c t of s o l a r R ö n t g e n - r a y s o n t h e i o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 1329 S. 29—56.

307

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

61, 1961

6837. T. Tamburini, G. Thiessen, O n t h e o r i g i n of t h e s l o w l y v a r i a b l e s o f t R ö n t g e n - r a y r a d i a t i o n of t h e S u n . Mem SA I t (NS) 31 4 2 7 ^ 3 6 = Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 168. — E s wird nachgewiesen, daß die langsam veränderliche K o m p o n e n t e der weichen Röntgen-Strahlung von relativistischen Elektronen innerhalb von Sonnenfleckengruppen erzeugt werden k a n n . Die Strahlung sollte d a n n teilweise linear polarisiert sein u n d eine zur Sonnenachse parallele mittlere Schwingungsrichtung besitzen. B. C. 6838. J. Taubenheim, I o n o s p h ä r i s c h e U n t e r s u c h u n g e n ü b e r d i e R ö n t g e n - S t r a h l u n g v o n S o n n e n e r u p t i o n e n . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 8 549—554. * * R. N. Thomas, O n t h e e x t e n s i o n of t h e l o w - c h r o m o s p h e r e m o d e l t o t h e r e g i o n of o r i g i n of t h e U V s o l a r s p e c t r u m . Vgl. Ref. 6675. 6839. R. Tousey, S o l a r s p e c t r o s c o p y i n t h e f a r u l t r a v i o l e t . J . Optical Soc. America 51 384—395. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 648. 6840. R. Tousey, J. D. Purcell, C. R. Detwiler, s p e c t r u m of t h e S u n . Science 133 1369.

The

extreme

ultraviolet

6841. R. Tousey, O b s e r v a t i o n a l r e s u l t s o n t h e f a r u l t r a v i o l e t r a d i a t i o n of t h e S u n , i n c l u d i n g R ö n t g e n - r a y s . Vgl. Ref. 1314 S. 211—215. 6842. J . I. Vette, F. G. Casal, H i g h - e n e r g y R ö n t g e n - r a y s d u r i n g s o l a r f l a r e s . Phys. Rev. Letters 6 334—336. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 897, Phys. Ber. 40 2219. 6843. B. N. Wassiljew, J . K . Woronko, S. L. Mandelstam, I. P. Tindo, A. I . Schurygin, P r e l i m i n a r y r e s u l t s f r o m s t u d y i n g t h e S u n ' s Röntgen-ray e m i s s i o n b y m e a n s of r o c k e t s a n d s p a c e s h i p s . D A N 140 1058—1061 (russ.). — I m Bereich 2—10 A wurden m i t magnetisch geschützten Zählern bei zwei Raketenaufstiegen in 105 k m Höhe 1959 J u l i 21 morgens u n d abends (z © 90°) Ströme von 7.3 bzw. 3.2 x 10~4 erg/cm 2 sec (extrapoliert auf Atmosphärengrenze) gemessen — entsprechend einer m i t der Bremsstrahlungshypothese errechneten E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r der Sonnenkorona von 4.5 X 106 Das 2. «kosmische Schiff» m a ß mit 6 Zählern in 305—320 k m 1960 Aug. 19/20 in nie4 2 drigen geographischen Breiten 7.6 x 10~ erg/cm sec. I n höheren Breiten wurden die Messungen durch den Strahlungsgürtel der E r d e beeinflußt, so daß auch im Sonnenschatten zum Teil erhebliche Zählraten anfielen. Das 3. «kosmische Schiff» m a ß m i t 2 Zählern in 180—249 k m 1960 Dez. 1/2: 2.4 x 10" 4 erg/cm 2 sec, entsprechend T e ss 2 X 106 Die solare Röntgen-Strahlung war durchweg (recht) konstant. Die Absolutwerte können u m einen F a k t o r 2—3 ungenau sein. Die Kontrollzähleinrichtungen werden näher beschrieben. Eine Kartenskizze der RöntgenStrahlungsverteilung im Gebiet der Erdgürtel ist beigefügt. Petri 6844. K . G. Widing, T h e c o m p u t e d s o l a r c o n t i n u u m i n t h e A J 66 298. — Ref. AAS. 6845. A. P. Willmore, O b s e r v a t i o n s of t h e L y m a n - « e m i s s i o n s of t h e S u n . Vgl. Ref. 1314 S. 103—110. 6846. K. W u r m , S. 369—386.

The

UV

solar

spectrum

and

and

ultraviolet. Röntgen-ray

c o m e t s . Vgl. Ref. 1314

6847. R ö n t g e n - r a y s f r o m a s o l a r f l a r e . Sky Tel. 21 212. 6848. R ö n t g e n - S t r a h l u n g 62. — Ref.

der

Sonne

p h o t o g r a p h i e r t . VdS Nachr. 10 20«

308

VII. Sonne

61, 1961

Radiostrahlung 6849. J. Aarons, S. Basu, W. Kidd, R. Allen, V e r y - I o w - f r e q u e n c y m o d u l a t i o n of d i s c r e t e f r e q u e n c y s o l a r n o i s e b u r s t s . Nature 191 56—57. — Solare Radiostrahlungsstöße wurden mit einer 26m-Parabolantenne bei 220, 400 und 3000 MHz auf sehr niederfrequente Modulationen (5 bis 550 Hz) untersucht. Eine Analyse des Modulationsspektrums der Typ IV- (und -II-)Stöße zeigt bei allen drei Empfangsfrequenzen eine definierte Struktur mit Betonung des höherfrequenten Endes des Spektrums und merklicher Abschwächung einiger Bänder (Breite etwa 60 Hz) im mittleren Bereich. Bei einem isolierten Stoß zeigte sich eine schnelle Entwicklung von scharfen Strukturen in zwei schmalen NF-Bändern, die sich allmählich (in 4 bis 8 sec) verbreiterten. Dagegen ist bei einem Rauschgenerator und der ruhigen Sonne das NF-Spektrum flach. Jedenfalls zeigt sich bei den Stößen eine deutliche Abweichung von einer zufälligen spektralen Verteilungsfunktion. Erklärungsversuche werden kurz angedeutet. Erweiterte Untersuchungen sollen unternommen werden. HHR 6850. K. Akabane, M. H. Cohen, P o l a r i z a t i o n m e a s u r e m e n t s of t y p e I I I b u r s t s a n d F a r a d a y r o t a t i o n i n t h e c o r o n a . A p J 133 258—268. — Eine Theorie der Depolarisation durch die Faraday-Dispersion der Positionswinkel erklärt eine Serie von Beobachtungen großer T y p III-Stöße. Die Theorie liefert eine Beziehung zwischen der Empfängerdurchlaßkurve und ihrer Fourier-Transformierten fi r \, dem komplexen Korrelationsfaktor zwischen den beiden zirkulär polarisierten Komponenten. Eine Reihe von Beobachtungen zeigt: I.) Viele der großen Typ III-Stöße sind schwach elliptisch und linear polarisiert in einem 10 kHz-Band bei 200 MHz und 2.) j/¿ri| nimmt ab mit zunehmender Empfängerbandbreite. (Bei 300 kHz Bandbreite sind die Stöße entweder nicht oder nur schwach zirkulär polarisiert). Diese Ergebnisse lassen sich mit Hilfe der FaradayRotation in der Korona erklären. Viele Stöße haben Drehwinkel in der Größenordnung von 104 rad. HHR 6851. K. Akabane, D i e P o l a r i s a t i o n d e r s o l a r e n R a d i o s t r a h l u n g . Astr. Herald 54 84 (japan.). 6852. S. T. Akinjan, E. I. Mogilewskij, E i n i g e E i g e n s c h a f t e n d e r R a d i o s t r a h l u n g s s t ö ß e vom T y p IV in Z u s a m m e n h a n g m i t den B e d i n g u n g e n f ü r die E r z e u g u n g eines g e o a k t i v e n K o r p u s k u l a r s t r o m s . Geomagnetismus Aeronomie 1 156—163 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 1A376. 6853. Y. Avignon, S c i n t i l l a t i o n a n g u l a i r e o b s e r v é e s u r le S o l e i l ä 169 M H z . Ann d'Astrophys 24 168—170. — Ein ungewöhnliches Szintillationsphänomen wurde mit dem großen Nan§ay-Interferometer während der Beobachtung der Sonne entdeckt. Die Richtungsschwankungen hatten dabei eine große Amplitude (etwa 715) und dauerten meistens mehrere Minuten. Sie traten nur auf, wenn die Sonne in der Nähe des Horizontes stand. HHR 6854. Y. Avignon, A.-M. le Squeren-Malinge, D i m e n s i o n s d u S o l e i l c a l m e s u r 169 M H z . CR 253 2859—2861. — Bei einer Frequenz von 169 MHz (thermische Strahlung der Korona) wurde in den Jahren 1957—1961 mit Hilfe des großen Gitterinterferometers von Nan$ay (Auflösung Ost-West 3!8, Nord-Süd 8 1 bis 20') die Helligkeitsverteilung der Korona bestimmt. F ü r die Jahre 1957—1960 erhält man daraus eine Elliptizität von 0.8, die im folgenden J a h r um 15 % abnimmt. J . P . M. 6855. A. Boischot, L e s é m i s s i o n s r a d i o é l e c t r i q u e s 113—118.

d u S o l e i l . BSAF 75

61, 1961

309

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

6856. A. Boischot, R e l a t i o n e n t r e l e s é m i s s i o n s r a d i o é l e c t r i q u e s l e s r a y o n s c o s m i q u e s s o l a i r e s . Vgl. Ref. 1335 S. 227—231.

et

6857. J. A. Boorman, D. J. McLean, K. Y. Sheridan, J. P. Wild, T h e s p e c t r a l c o m p o n e n t s of 1 5 0 m a j o r s o l a r r a d i o e v e n t s ( 1 9 5 2 — 1 9 6 0 ) . MN 123 87—96 = Sonderdruck Division Radiophys. C. S. I . R . O. Chippendale. — Die Arbeit enthält eine Zusammenstellung aller größeren Radioausbrüche der Sonne, die im Zeitraum 1952 Aug. bis 1960 Sept. mit dem Dapto-Radiospektrographen im Frequenzbereich 25 bis 210 MHz registriert wurden. Die Zusammenstellung wird — sofern zugänglich — durch optische u n d ionosphärische Beobachtungen anderer Beobachter ergänzt. Mit E r u p t i o n e n verbundene Ausbrüche vom T y p I I u n d Geräuschstürme waren auf der nördlichen Halbkugel doppelt so häufig wie auf der südlichen. Die Tabelle zeigt die allgemeine Z u n a h m e der Sonnenaktivität nach dem Minimum 1954. Kontinuierliche Geräuschstürme im Gefolge von Ausbrüchen des Typs I I treten in der späteren Phase des Aktivitätsmaximums weit häufiger auf als a n seinem Anfang. Ba. 6858. K. Brekke, A m o d i f i e d s c h e m e of t a b u l a t i o n of s o l a r r a d i o n o i s e d a t a . Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Repr. Nr. 12 S. 87—98. 6859. C. C. Brooks, L. Oster, T h e r m a l r a d i o e m i s s i o n f r o m t h e t r a n s i t i o n - l a y e r c h r o m o s p h e r e - c o r o n a . A p J 134 940—944. — F ü r die thermische Strahlung im Wellenlängenbereich zwischen 1 cm u n d 1 m ist das Übergangsgebiet zwischen Chromosphäre u n d Korona von besonderer Bedeutung. F ü r dieses Gebiet wird die thermische Radiostrahlung unter Benutzung verbesserter W e r t e f ü r die Emissions- u n d Absorptionskoeffizienten neu berechnet, wobei kugelsymmetrische Dichte- u n d Temperaturverteilung angenommen wird. Die Übereinstimmung dieses Modells mit den neuesten Beobachtungsdaten der Radiostrahlung ist zufriedenstellend. H . M. 6860. M. H. Cohen, M i c r o w a v e p o l a r i z a t i o n a n d c o r o n a l magnetic f i e l d s . A p J 133 978—982. — Die U m k e h r u n g der R o t a t i o n der Polarisationsebene bei den «Mikrobursts» auf der Sonne wird als reines Ausbreitungsphänomen (magnetoionische Kopplung im Magnetfeld) gedeutet u n d die Stärke des Magnetfelds in etwa 105 k m H ö h e über den aktiven Regionen auf 2 bis 6 Gauß geschätzt (angenommenes Modell: Feld eines kraftfreien Dipols unter der Photosphäre). Bk. 6861. R. ('outrez, R a d i o e m i s s i o n of s o l a r o r i g i n . Vgl. Ref. 1309 S. 117— 216. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1734. 6862. A. E. Covington, G. A. Harvey, L. R. McNarry, T h e s o l a r n o i s e b u r s t of N o v e m b e r 12, 1 9 6 0 . Canadian J . Phys. 39 635—636. — Ref. in P h v s . Abstr. (A) 64 1003. 6863. A. E. Covington, S o l a r e m i s s i o n a t t e n c e n t i m e t r e 1 9 4 7 — 1 9 6 0 . J R A S Canada 55 167—172.

wave-length,

6864. A. E. Covington, G. A. Harvey, 1 0 . 7 c m s o l a r n o i s e b u r s t of N o v e m b e r 2 0 , 1 9 6 0 . Phys. R e v . Letters 6 51—52. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 405. * * A. E. Covington, G. A. Harvey, C o i n c i d e n c e of t h e e x p l o s i v e p h a s e of s o l a r f l a r e s w i t h 1 0 . 7 - c m s o l a r n o i s e b u r s t s . Vgl. Ref. 6615. 6865. F. Drago, G. Righini, R i c e r c h e d i r a d i o a s t r o n o m i a solare in Arcetri. N o t a I I — Il flusso r a d i o e l e t t r i c o del Sole quieto a 186MHz. Mem SA I t (NS) 31 437—149 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 48. — Am Radioteleskop in Arcetri wurden bei einer Frequenz von 186 MHz in der Zeit 1956 Dez.—1958 Sept. Registrierungen der solaren Radiostrahlung erhalten. Diese

310

V I I . Sonne

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werden zur Untersuchung der solaren Grundstrahlung benutzt. F ü r den Strahlungsfluß ergibt sich ein Mittelwert von 12 X 10~20 W / m 2 Hz in guter Übereinstimmung mit dem an der holländischen Station Nera abgeleiteten. B. C. 6866. A. F. Drawskich, S p e k t r e n solarer n e n d a t e n 1961 Nr. 1 S. 61—65 (russ.).

Radiostrahlungsstöße.

Son-

6867. 0 . Elgar0y, H i g h - r e s o l u t i o n s p e c t r o m e t r y of e n h a n c e d solar r a d i o e m i s s i o n . Astrophys. Norvegica 7 123—263. — Es werden dynamische Spektren der gestörten Sonnenstrahlung mit hoher Auflösung bei 190 bis 215 MHz untersucht. Strahlungsstöße vom T y p I, der am häufigsten v o r k o m m t , zeigen keine Frequenzdrift. Andere Typen zeigen Frequenzänderungen von mehreren Hertz beiderlei Vorzeichens bei Bandbreiten von 3—4 MHz. Geräuschstürme zeigen Echos mit einer Zeitdifferenz von etwa 0.5 sec. Auch Frequenzaufspaltungen k o m m e n vor. Diese Befunde lassen sich a m ehesten als Synchrotronstrahlung deuten, die durch diskrete Vorgänge in der K o r o n a frei wird. Es werden weiterhin Korrelationen dynamischer Spektren von Stößen des Typs I I I diskutiert. Ba. 6868. 0 . Elgar0y, F r e q u e n c y s p e c t r a of s o l a r n o i s e s t o r m b u r s t s i n t h e 2 0 0 M H z r a n g e . Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Rep. Nr. 12 S. 67—72. — Ein Radiospektrograph hoher Frequenz- u n d Zeitauflösung zwischen 195 u n d 205 MHz wird beschrieben. Beobachtungen solarer Geräuschstürme zeigen, daß die Zentralfrequenz der schmalbandigen T y p I-Strahlungsstöße o f t zu höheren oder niedrigen Frequenzen hindriftet. Manchmal wurde auch ein komplizierteres Driftverhalten beobachtet. HHR 6869. W. C. Erickson, O b s e r v a t i o n s of 2 6 . 3 M H z s o l a r d u r i n g A u g u s t 1 9 5 9 . J . Geophys. Res. 66 1773—1780.

radio

noise

6870. L. D. de Feiter, A. D. Fokker, O n t h e p r o d u c t i o n of s o l a r r a d i o o u t b u r s t s i n d i f f e r e n t c e n t r e s of a c t i v i t y . B A N 15 319—324. — Der I n t e n s i t ä t entsprechend werden Beobachtungen von einzelnen Strahlungsausbrüchen bei den Frequenzen 200, 545 u n d 3000 MHz mit Gewichten versehen. Mittlere Gewichte für Flares der einzelnen optischen Klassen dienen dann als Grundlage f ü r die Bestimmung einer Ausbruch-Produktivität einzelner Aktivitätszentren. Die P r o d u k t i v i t ä t verschiedener Aktivitätszentren unterscheidet sich u m mehr als einen F a k t o r fünf. Ee. 6871. R. Fleischer, M. Oshima, P o s i t i o n s of 5 1 7 - M H z s o l a r b u r s t s . A J 43. — Ref. AAS.

66

6872. A. D. Fokker, P o l a r i z a t i o n b e h a v i o u r of e n h a n c e d s o l a r r a d i o e m i s s i o n a t 2 0 0 M H z . Vgl. Ref. 1309 S. 374—384. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1735. 6873. A. D. Fokker, S o m e n o t e s o n n o i s e s t o r m s . Vgl. Ref. 1309 S. 385— 394. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1735. * * A. D. Fokker, J. Roosen, R a d i o c h a r a c t e r i s t i c s of s o l a r f l a r e f a m i l i e s . Vgl. Ref. 6622. 6874. W. L. Ginsburg, W. W. Shelesnjakow, N o n c o h e r e n t m e c h a n i s m s of s p o r a d i c s o l a r r a d i o e m i s s i o n i n t h e c a s e of m a g n e t o a c t i v e p l a s m a . A J U d S S R 38 3—20 (russ. m i t engl. Ref.). — Verf. untersuchen die Möglichkeit, b e s t i m m t e Arten der gestörten Radiostrahlung der Sonne durch nichtkohärente Strahlungsmechanismen zu erklären. Als nichtkohärent werden Mechanismen definiert, f ü r die die Ausstrahlung einer Teilchengruppe als algebraische Summe der einzelnen Beiträge angeschrieben werden k a n n . Die sogenannten Plasmaschwin-

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68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

311

gungen werden also ausdrücklich ausgeschlossen. Verf. zeigen, daß auf diese Weise zwar die Intensivierung der Radiostrahlung oberhalb von Sonnenflecken und die Ausbrüche des Typs V verstanden werden können, nicht aber die Ausbrüche der Typen I, I I u n d I I I . Oster * * M. N. Gnewyschew, R. S. Gnewyschewa, Ü b e r den Zusammenhang z w i s c h e n d e n B e w e g u n g e n in d e r P h o t o s p h ä r e u n d d e r R a d i o s t r a h l u n g d e r S o n n e . Vgl. Ref. 6507. 6875. 0 . Hachenberg, G. Wallis, D a s S p e k t r u m d e r B u r s t s d e r R a d i o f r e q u e n z s t r a h l u n g d e r S o n n e i m c m - W e l l e n b e r e i c h . ZfA 52 42— 72 = Mitt. Heinrich-Hertz-Inst. Berlin-Adlershof. — Das kontinuierliche Spekt r u m von Mikrowellenstößen wurde bei sechs verschiedenen Frequenzen zwischen 500 u n d 25000 MHz registriert u n d die spektrale Intensitätsverteilung analysiert. Das Beobachtungsverfahren, die Auswertung der Registrierungen u n d die Merkmale von zehn ausgewählten typischen Stößen werden an H a n d von zahlreichen graphischen Abbildungen beschrieben. Die theoretische Interpretation der Ergebnisse versucht die E n t s t e h u n g s u m s t ä n d e der Stöße durch A n n a h m e eines strahlenden Plasmas zu erklären, das bei den niedrigen Frequenzen optisch dicht, bei den höheren Frequenzen optisch d ü n n ist (Elektronentemperatur etwa 1 bis > 5 X 10' Bei einem Teil der Stöße m u ß noch zusätzlich eine Synchrotronstrahlungsquelle aus nichtrelativistischen Elektronen in Magnetfeldern von 100 bis 1000 Gauß angenommen werden. HHR 6876. 0 . Hachenberg, D e t e c t i o n a n d O b s e r v a t i o n of s o l a r e m i s s i o n i n t h e r ä n g e of c e n t i m e t r e - w a v e s . Vgl. Ref. 1809 S. 217—280. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1734. 6877. M. P. Hughes, S o l a r r a d i o e m i s s i o n s a n d g e o p h y s i c a l d i s t u r b a n c e s d u r i n g J u l y 1 9 5 9 . J . Geophys. Res. 66 651—653 = H a r v R e p r Nr. 570. 6878. W. N. Ichsanowa, G. E. Lesnik, E i n i g e E r g e b n i s s e v o n B e o b a c h t u n g e n der zweidimensionalen Verteilung der Radiohelligkeit auf d e r S o n n e n s c h e i b e b e i 3 . 1 5 c m W e l l e n l ä n g e . Sonnendaten 1961 Nr. 1 S. 66—69 (russ.). 6879. C. de Jager, I n t e r p r e t a t i o n of s o l a r r a d i o - o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1309 313—364 = Sterrewacht «Sonnenborgh» U t r e c h t Overdruk Nr. 46. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1734—1735. 6880. T. Kakinuma, R a d i o o b s e r v a t i o n s of s o l a r a c t i v e c m - d m w a v e l e n g t h s . A J 66 287—288. — Ref. AAS.

regions

6881. T. Kakinuma, G. Swarup, P o l a r i z a t i o n m e a s u r e m e n t s of e m i s s i o n a t a w a v e l e n g t h of 9 . 1 c m . A J 66 288. — Ref. AAS. * * J. Kleczek, E r u p t i v e p r o m i n e n c e s a c c o m p a n i e d a n d e n h a n c e m e n t s of a t m o s p h e r i c s . Vgl. Ref. 6638.

by radio

at

solar bursts

6882. T. Krishnan, R. F. Mullaly, D e c i m e t r e r a d i o b u r s t s concurrent w i t h s o l a r t y p e I V r a d i a t i o n . N a t u r e 192 58—59 = Sonderdruck Division Radiophys. C. S. I. R . O. Chippendale. — Interferometrische T y p IV-Strahlungsstoßmessungen bei 1420 MHz werden mit denen zwischen 45 u n d 60 MHz verglichen. Es zeigt sich im Unterschied zur Meterwellenstrahlung, daß die d m - T y p IV-Strahlung aus einer H ö h e unter 50000 k m über der Photosphäre von einem Ort h e r k o m m t , der immer in nächster N ä h e der simultanen E r u p t i o n liegt. W ä h r e n d die Meterwellenquelle großräumige Bewegungen zeigt, bleibt die dmWellenquelle stationär. Die typische Quellengröße zwischen 2' u n d 5' u n d die

312

VII. Sonne

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Helligkeitstemperaturen von 108 bis 109 ° deuten auf einen nichtthermischen Mechanismus hin. Die große Entfernung der Quelle für die dm-Wellen von der für die m-Wellen stützen die These, daß Typ IV-Stöße bei dm-Wellen keine hochfrequente Komponente der bei m-Wellen sind, sondern eine völlig andere Art von Radiostrahlungsstößen. HHR 6883. M. R. Kundu, S o m e s t u d i e s o n t h e o c c u r r e n c e of t y p e I V b u r s t s of c o n t i n u u m r a d i a t i o n . A J 66 289. — Ref. AAS.

solar

6884. M. R. Kundu, J. A. Roberts, C. L. Spenccr, J. W. Kuiper, A c o m p a r i s o n of t h e d y n a m i c s p e c t r a of s o l a r r a d i o b u r s t s in t h e d e c i m e t e r a n d m e t e r - w a v e - l e n g t h r a n g e s . ApJ 133 255—257. — Ein Vergleich der Radiospektren im Bereich von 500 bis 950 MHz und 2000 bis 4000 MHz mit denen bei 100 bis 580 MHz zeigt: 1.) Es gibt zwei Klassen von solaren Radiostößen mit schneller Frequenzdrift (Typ III). Die eine entspricht den Meterwellenstößen, die vorwiegend bis zur unteren Grenzfrequenz von 100 MHz auftreten, die andere den dm-Stößen, die meistens über 400 MHz enden, und zwar zwischen 400 und 550 MHz. 2.) Ferner gibt es — wie ein Beispiel zeigt — Stöße, die aus einer kurzen Kontinuumszunahme im 500 bis 950 MHz-Bereich bestehen und mit einer Gruppe von Meterwellen-Typ III-Stößen zeitlich koinzidieren, die einem Typ II-Stoß vorangeht. Ein anderes Beispiel von einem ähnlichen Stoß zeigt, daß die Kontinuumszunahme sich bis zu den höheren Frequenzen ( < 2 0 0 0 bis >4000 MHz) fortsetzt. HHR 6885. M. R. Kundu, S o m e s t u d i e s o n t h e o c c u r r e n c e of t y p e I V s o l a r b u r s t s of c o n t i n u u m r a d i a t i o n . A p J 134 96—104. — Radiospektrographische Beobachtungen zwischen 25 und 580 MHz zeigen, daß Typ IV-Stöße in zwei verschiedenen Phasen auftreten: Die erste Phase meist über 250 MHz (sie dehnt sich anscheinend bis zu den cm-Wellen aus), die zweite meist unter 250 MHz. Während die zweite Phase eng mit vorangehenden Typ Ii-Stößen korreliert ist, tritt die erste bereits vor diesen Stößen auf oder auch unabhängig von ihnen. In der ersten Phase liegt die Strahlungsquelle tief in der Chromosphäre, zeigt keine Fortbewegung und hat einen kleinen Durchmesser (meist unter 4'). I n der zweiten liegt die Quelle hoch in der Korona, bewegt sich zeitweise mit mehr als 1000 km/sec und hat einen großen Durchmesser (meist 10' oder mehr). Die beobachteten Eigenschaften stehen mit der Vorstellung in Einklang, daß die Typ IV-Stöße durch Synchrotronstrahlung entstehen und zwar während der ersten Phase in der Chromosphäre durch Elektronen, die während einer Eruption erzeugt werden, und während der zweiten Phase durch Elektronen, die von einer Stoßwelle in einer Gaswolke mit eingefrorenem Magnetfeld in die höhere Korona transportiert werden. HHR 6886. M. R. Kundu, J. W. Firor, I n t e r f e r o m e t r i c s t u d i e s of t y p e I V s o l a r b u r s t s of c o n t i n u u m r a d i a t i o n o n 3 4 0 a n d 87 M H z . A p J 134 389—393. — Interferometrische Messungen bei 340 und 87 MHz zeigen folgende Eigenschaften der Typ IV-Stöße: (1) Bei 340 MHz liegt die Quelle in der Sonnenatmosphäre niedriger als 40000 km, hat einen kleinen Durchmesser (meist unter 4') und zeigt keine Verlagerungen von mehr als ±2'. (2) Bei 87 MHz liegt die Quelle in der Korona in einer Höhe über 200000 km, hat einen großen Durchmesser (10' oder mehr) und zeigt starke Bewegungen. Diese deutlichen Unterschiede stützen die Annahme, daß bei Typ IV-Stößen zwei unterschiedliche Phasen auftreten. Eine (typisch für cm-Wellen-Kontinuumsstrahlung) erstreckt sich bis hinab zu Frequenzen um 250 MHz, die andere (typisch für Meterwellen-Kontinuumsstrahlung) tritt bei Frequenzen unter etwa 250 MHz auf. HHR 6887. M. R. Kundu, F. T. Haddock, C e n t i m e t e r - w a v e s o l a r b u r s t s a n d a s s o c i a t e d e f f e c t s . I R E Trans. Antennas Propagation AP-9 82—88. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 775, Phys. Ber. 40 1825.

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313

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

6888. M. R. Kundu, B u r s t s of c e n t i m e t e r - w a v e é m i s s i o n a n d the r é g i o n of o r i g i n of R ö n t g e n r a y s f r o m s o l a r f l a r e s . J . Geophys. Res. 66 4308—4312. — Zur P r ü f u n g der Frage, welcher Mechanismus f ü r die Erzeugung der Emission von Röntgen-Strahlung in Sonneneruptionen verantwortlich ist, werden 7 Strahlungsausbrüche im cm- u n d m-Wellenbereich, registriert durch Ballon- u n d Raketenaufstiege, untersucht. Die Röntgen-Strahlungsemission zeigt eine sehr enge Korrelation mit den Strahlungsausbrüchen im cm-Gebiet. Dagegen besteht n u r eine lockere Korrelation zu den Ausbrüchen im m-Gebiet. Verf. schließt daraus, daß die Röntgen-Strahlung ihren Ursprung in heißen Kondensationen in 10000 bis 20000 k m Höhe über der Photosphäre hat, von wo auch die cm-Strahlung h e r k o m m t . H . M. 6889. G. W. Kusnezowa, N. S. Sobolewa, B e o b a c h t u n g e n d e r R a d i o s t r a h l u n g der S o n n e a m g r o ß e n R a d i o t e l e s k o p von P u l k o w o im Mai 1 9 6 0 b e i 8 . 7 c m W e l l e n l ä n g e . Sonnendaten 1961 Nr. 3 S. 70—72 (russ.). * * A. E. Lilley, G. R. Huguenin, L o w - f r e q u e n c y c o s m i c r a d i o Vgl. Ref. 13432.

émission.

6890. F. Link, S u r u n m o y e n d ' é t u d i e r l e s f l u c t u a t i o n s s o l a i r e s d a n s le d o m a i n e d e c o u r t e s l o n g u e u r s d ' o n d e . Vgl. Ref. 1314 S. 387—389. 6891. M. Minnaert, G e n e r a l d i s c u s s i o n o n r a d i o b u r s t s . Vgl. Ref. 1309 S. 429—436 = Sterrewacht «Sonnenborgh» U t r e c h t Overdruk Nr. 48. * * I. G. Moissejew, A n e s t i m a t e of t h e e l e c t r o n d e n s i t y of t h e r o n a f r o m o b s e r v a t i o n s of s o l a r r a d i o é m i s s i o n . Vgl. Ref. 6713.

Co-

6892. A. P. Moltschanow, T h e s p e c t r u m of l o c a l s o u r c e s of s o l a r r a d i o é m i s s i o n . A J U d S S R 38 • 849—854 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. bestimmt das S p e k t r u m einer solaren Radioquelle, welche während der Sonnenfinsternis vom 19. April 1958 beobachtet wurde. Das Spektrum ist relativ zum S p e k t r u m der ungestörten Sonne angegeben, u n d zwar f ü r Wellenlängen zwischen 1 cm u n d 30 cm. Die starke Variation schließt thermische Emission ohne Magnetfelder oder ähnliche Effekte aus. Oster 6893. A. P. Moltschanow, N. L. Kajdanowskij, N. G. Peterowa, B e o b a c h t u n g e n lokaler Radioquellen der Sonne mit dem großen Radioteleskop des A s t r o n o m i s c h e n H a u p t o b s e r v a t o r i u m s bei 2.3 cm W e l l e n l ä n g e . Sonnendaten 1961 Nr. 3 S. 68—69 (russ.). — Vorläufige Ergebnisse. 6894. M. Morimoto, T h e m o t i o n a n d t h e h e i g h t of t y p e I I I a n d t y p e I V b u r s t s of s o l a r r a d i o é m i s s i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 285— 293 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 215. — Interferometrische Positionsbestimmungen bei 200 MHz f ü r die Quellen der T y p I I I - u n d IV-Stöße f ü h r e n auf Höhen von 0.4 bzw. 0.3 Sonnenradien über der Photosphäre in guter Übereinstimmung mit den Ergebnissen bei niedrigeren Frequenzen. Die Beobachtungen der T y p I I I Stöße deuten auf einen vorwiegend senkrechten Aufstieg der von Flares herrührenden Störungen in die Korona hin. F ü r die T y p IV-Stöße wird keine Ausschleuderungsbewegung beobachtet. Ee. 6895. M. Morimoto, K. Kai, T h e h e i g h t of t h e s o l a r r a d i o b u r s t s a t 2 0 0 M H z . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 294—302 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 216. — F ü r die Radiostrahlungsstöße der Typen I I I u n d I bei 200 MHz wird die Höhe der Quellen in der K o r o n a statistisch untersucht. Vergleicht m a n den m i t dem Multiphaseninterferometer bestimmten scheinbaren Ort der Stöße mit den entsprechenden optischen Phänomenen, so ergeben sich f ü r T y p I eine Höhe von etwa 0.2 bis 0.3 Sonnenradien über der Photosphäre u n d f ü r den T y p I I I eine etwas größere Höhe. Bei Annäherung a n den Sonnenrand wachsen diese Höhen.

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Dieses Ergebnis wird mit der Höhe des Wendepunktes der Bahn der 200 MHzStrahlung verglichen, wobei einmal das Koronamodell von Baumbach-Allen zu Grunde liegt, und das andere Mal eines mit der zehnfachen Elektronendichte. Letzteres gibt bessere Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Während die Häufigkeitsverteilung der Typ I-Stöße auf der Scheibe eine bemerkenswerte Konzentration zur Scheibenmitte zeigt, konzentrieren sich die Typ HI-Stöße zum Rand. Ee. 6896. F. Moriyama, On t h e t h e r m a l r a d i o é m i s s i o n f r o m t h e S u n a n d g a l a c t i c H I I r é g i o n s . Ann. Tokyo Astr. Obs. (2) 7 127—161. — I. Der Absorptionskoeffizient im Radiowellenbereich für frei-frei-Übergänge im ionisierten Medium wird aus dem Emissionskoeffizienten abgeleitet, wobei die Debyesche Abschirmungslänge als obere Grenze für den Stoßparameter angenommen wird. F ü r nichtbrechende Medien ergibt er sich unabhängig von der Dichte. II. Radiostrahlung der Chromosphäre. Es werden Methoden entwickelt, um an H a n d der Beobachtungen homogerfe und inhomogene Chromosphärenmodelle zu prüfen. Die auf Grund von optischen Daten konstruierten Modelle widersprechen den Radiobeobachtungen. Es wird ein neues inhomogenes Chromosphärenmodell vorgeschlagen, das sowohl die optischen als auch die Radiobeobachtungen erklärt. I I I . Radiostrahlung von H II-Gebieten. Unter besonderer Berücksichtigung der Art der anregenden Sterne wird die Radiostrahlung von galaktischen Emissionsnebeln untersucht und ihre Identifikation mit Radioquellen bestätigt. Aus der Radiostrahlung läßt sich die räumliche Dichte der O-Sterne in der Nähe der Nebel abschätzen. Für die Quelle Cygnus X werden H II-Gebiete in 1.5 kpc Entfernung verantwortlich gemacht. Ee. 6897. M. Moutot, A. Boischot, E t u d e d u r a y o n n e m e n t t h e r m i q u e d e s c e n t r e s d ' a c t i v i t é s o l a i r e s u r 169 M H z . Ann d'Astrophys 24 171—179. — Mit dem 169 MHz-Nançay-Interferometer wurde die langsam veränderliche Komponente der solaren Radiostrahlung untersucht, die — wie bei cm- und dmWellen — durch thermische Strahlung von koronalen Kondensationen verursacht wird. Die Strahlungsquellen haben eine durchschnittliche Höhe von 150000 km über der Photosphäre, und ihr Durchmesser liegt zwischen 10' und 20', ist also viel größer als bei höheren Frequenzen. Eine wichtige Eigenschaft dieser Strahlungsquellen ist ihre Richtungsabhängigkeit, so daß sie praktisch nur beobachtet werden, solange das Fackelgebiet, das die koronale Kondensation begleitet, weniger als 10' vom Zentralmeridian entfernt ist. Ihre Helligkeitstemperatur liegt in der Größenordnung von 1.2 x 106 ° und kann als Koronatemperatur in 150000 km Höhe über der Photosphäre betrachtet werden. HHR * * J. Neufeld, P. H. Doyle, E l e c t r o m a g n e t i c i n t e r a c t i o n of c h a r g e d p a r t i c l e s w i t h p l a s m a . Vgl. Ref. 1688.

of

a

beam

* * G. Newkirk jr., T h e s o l a r c o r o n a i n a c t i v e r é g i o n s a n d t h e t h e r m a l o r i g i n of t h e s l o w l y v a r y i n g c o m p o n e n t of s o l a r r a d i o r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 6717. 6898. T. Orhaug, G. Wallén, S o m e o b s e r v a t i o n s of s o l a r n o i s e i n t h e m e t r e w a v e l e n g t h r é g i o n . Univ. Gothenburg Astr. Notes Nr. 5 S. 3—8. — Es wird über Beobachtungen der radiofrequenten Sonnenstrahlung während des geophysikalischen Jahres bei 150 MHz berichtet. Einige typische Beispiele der Registrierung sind dargestellt, ferner wird noch besonders der Zusammenhang zwischen Eruptionen und Strahlungsausbrüchen im Meterwellengebiet diskutiert. H . M. 6899. M. Pick-Gutmann, E v o l u t i o n des émissions radioélectriques solaires de t y p e IV et leur r e l a t i o n avec d ' a u t r e s p h é n o m è n e s s o l a i r e s e t g é o p h y s i q u e s . Ann d'Astrophys 24 183—210. — Die Eigenschaften und die Entwicklung von T y p IV-Stößen werden untersucht. E s zeigt

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68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

315

sich: 1) T y p IV-Stöße werden im allgemeinen von großen Ausbrüchen im cm-Wellenbereich begleitet. 2) Bei der Entwicklung der Strahlung lassen sich zwei Phasen unterscheiden. Von beiden werden die Haupteigenschaften untersucht (Richtwirkung, Polarisation u n d Variabilität). 3) In einigen Fällen war die zweite Phase intensiv u n d von ungewöhnlich langer Dauer. Diese Erscheinung wird als «Kontinuum-Sturm» bezeichnet. Sie h a t eine Reihe kennzeichnender Eigenschaften. Auch die Eigenschaften der Aktivitätszentren, die die T y p IVStöße begleiten, werden untersucht, sowie die Beziehungen zwischen T y p IVStößen u n d der kosmischen Strahlung, die in der N ä h e der E r d e beobachtet wurde. Zum Schluß werden einige theoretische Interpretationen diskutiert. HHR * * W. Priester, S o l a r a c t i v i t y e f f e c t a n d d i u r n a l V a r i a t i o n i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 7262. 68100. K. Sakurai, O n t h e r e l a t i v i s t i c e l e c t r o n s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . J . Geomagn. Geoelectr. 12 Nr. 2 S. 70—76. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1481. 68101. K. Sakurai, H. Maeda, A r e l a t i o n b e t w e e n s o l a r r a d i o e m i s s i o n a n d l o w - e n e r g y s o l a r c o s m i c r a y s . J . Geophys. Res. 66 1966—1969. 68102. K . V . S h e r i d a n , G. H. Trent, S p e c t r a l o b s e r v a t i o n s of t w o m a j o r s o l a r o u t b u r s t s i n t h e f r e q u e n c y r ä n g e 15 t o 2 1 0 M H z . Obs 81 71—73 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Chippendale. — 1960 Nov. 11 u n d 15. 68103. P. Simon, S o m e r e m a r k s o n t y p e — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1735.

I V . Vgl. Ref. 1309 S. 4 0 3 - ^ 0 7 .

68104. P. A. Sturrock, S p e c t r a l c h a r a c t e r i s t i c s of t y p e I I s o l a r r a d i o b u r s t s . N a t u r e 192 58. — Zwei H a u p t m e r k m a l e der T y p II-Strahlungsstöße, die bisher unerklärt blieben, sind: Das A u f t r e t e n der Grund- u n d ersten Oberwelle m i t vergleichbaren Intensitäten beim Pehlen aller höheren Oberwellen u n d das häufige Aufgespaltensein dieser beiden Harmonischen, u n d zwar in gleicher Weise u m einige Prozent. Eine E r k l ä r u n g wird hier durch A n n a h m e bestimmter Kopplungsmechanismen zwischen Plasmaschwingungen u n d elektromagnetischer Welle zu geben versucht. Dabei spielt das solare Magnetfeld eine wesentliche Rolle. Aus dem Grad der Aufspaltung werden Aussagen über die Magnetfeldstärke gewonnen. HHR 68105. S. Suzuki, S t u d i e s o n s o l a r n o i s e s t o r m a t 2 0 1 M H z . Ann. Tokyo Astr. Obs. (2) 7 75—124. — E s werden die wesentlichen Züge der solaren R a u s c h s t ü r m e beschrieben, die mit einem Polarimeter u n d Multiphaseninterferometer bei 201 MHz beobachtet wurden. Die Abhängigkeit des Polarisationssinns vom Magnetfeld a m E n t s t e h u n g s o r t wird, abgesehen von einigen Ausnahmen, bestätigt. Die S t ü r m e mit veränderlicher oder gemischter Polarisation wurden in einem kleinen Gebiet auf der Sonne beobachtet, das eine unwahrscheinlich lange Lebensdauer h a t t e . Die Häufigkeit der S t ü r m e wird auf der westlichen Hemisphäre größer beobachtet als auf der östlichen. Diese Ost-West-Asymmetrie ist also derjenigen der T y p H I - S t ö ß e entgegengesetzt. Auf Grund von Messungen der Ausdehnung der Quellen auf der Sonne wird eine Vorstellung entwickelt, wie teilweise polarisierte Radiostrahlungsstöße entstehen können. Ee. 68106. G. Swarup, R a d i o p i c t u r e s of t h e 9 . 1 c m . A J 66 296—297. — Ref. AAS.

Sun

at

a

wavelength

of

68107. T. Takakura, K. Kai, S p e c t r a of s o l a r r a d i o t y p e I V b u r s t s . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 94—107 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 208. — Die Untersuchung des Spektrums intensiver langandauernder solarer Radiostrahlungs-

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ausbräche («type I V events») in einem Frequenzbereich von 9400 bis 67 MHz mit Hilfe von 7 Einzelfrequenzregistrierungen läßt zwei grundsätzlich verschiedene Gruppen von Stößen im Verlaufe eines solchen Ausbruches erkennen: Gruppe A ist ein langandauernder breitbandiger cm-Wellenausbruch, Gruppe B ist vermutlich ein T y p IV-Meterwellenstoß. Diese Gruppen sind entweder durch eine deutliche Frequenzlücke getrennt oder überlappen sich in einem gewissen Frequenzbereich, wobei sie o f t von einer dritten Gruppe bei den dm-Wellen begleitet werden (Gruppe A—B). Auf die Gruppe B folgt oft nach einer U n t e r b r e c h u n g von 30 bis 60 min eine ähnliche, aber länger dauernde u n d schwächere Strahlung (Gruppe C). Die Eigenschaften dieser vier Gruppen u n d ihre Entstehungsmechanismen werden diskutiert. Als N a m e n werden vorgeschlagen: «cm-, dm- u n d meter-wave t y p e IV» f ü r die Gruppen A, A—B u n d B u n d «meter-wave postt y p e IV» f ü r Gruppe C. HHR 68108. T. Takakura, A c c e l e r a t i o n of e l e c t r o n s i n t h e s o l a r a t r n o s p h e r e a n d t y p e I V r a d i o o u t b u r s t s . Publ. Astr. Soe. J a p a n 13 166 —172 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 212. — I m starken magnetischen Feld oberhalb von Sonnenflecken werden thermische Elektronen in der unteren K o r o n a d u r c h Kollision m i t den dort sehr schnell laufenden Alfven-Wellen beschleunigt. Bevor sie wiederholt beschleunigt werden können, müssen die Elektronen allerdings jedesmal ihre Bewegungsrichtung ändern. Dies k a n n durch Zusammenstoß m i t thermischen Elektronen geschehen. Elektronen mit bis zu 0.8facher Lichtgeschwindigkeit sammeln sich d a n n a n Stellen hoher Magnetfeldstärke, u n d wir beobachten ihre Synchrotronstrahlung als Radiostrahlungsstoß vom T y p IV. Har. 68109. T. Takakura, L i m i t i n g p o l a r i z a t i o n of s o l a r m i c r o w a v e e m i s s i o n . P u b l . Astr. Soc. J a p a n 13 312—320 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 218. — I m Anschluß an eine Arbeit von Cohen (vgl. A J B 60 Ref. 1617) wird die Frage diskutiert, in welchen heliographischen Längen die U m k e h r des Rotationssinns zirkulär polarisierter Radiowellen stattfindet, die von einem Sonnenfleckenpaar ausgesandt werden. Finsternisbeobachtungen widersprechen dem Resultat der Theorie, wofür eine E r k l ä r u n g durch die S t r u k t u r des Magnetfeldes aufgestellt wird. FS 68110. T. Takakura, M. Ono, Y e a r l y V a r i a t i o n i n a c t i v i t i e s of m i c r o wave b u r s t s and flares during a solar cycle, with special refer e n c e t o u n u s u a l c o s m i c - r a y i n c r e a s e s . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 15 263—269 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 225. — Besondere Anstiege der Höhenstrahlung sowie auch intensive Ausbrüche im Gebiet der cm-Wellen t r e t e n besonders häufig im ansteigenden u n d abfallenden Ast des Sonnenfleckenzyklus auf, nicht dagegen im Maximum. Die Gründe dieses Effektes scheinen eher in der Sonne selbst als im interplanetaren R a u m zu liegen. v. H . 68111. H. Tanaka, R a d i o - o b s e r v a t i o n s of t h e S u n a t microwave f r e q u e n c i e s . Vgl. Ref. 1309 S. 4 0 8 - ^ 1 3 . — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 1735. 68112. A. R. Thompson, S p e c t r a l o b s e r v a t i o n s of s o l a r r a d i o b u r s t s . I. R e c e i v i n g e q u i p m e n t . A p J 133 643—648 = H a r v R e p r Nr. 580. — D a s Spektrum solarer Radioausbrüche wird in F o r t Davis/Texas seit F e b r u a r 1960 außer im Bereich von 25 bis 580 MHz auch im Bereich 2100—3900 MHz täglich von Sonnenauf- bis -Untergang beobachtet. Sechs Panoramaempfänger, von denen jeder etwa eine Oktave dreimal in der Sekunde überstreicht, werden von Breitb a n d a n t e n n e n gespeist, die in den beiden Bereichen u n t e r 100 MHz aus je einem Dipol mit Reflektorwand bestehen, in den anderen aus einem parallaktisch montierten Parabolspiegel ( 0 = 8.5 m) mit vier Speisesystemen. Die Ausgangsspannungen der E m p f ä n g e r werden auf den Schirmen von sechs Kathodenstrahlröhren als helligkeitsmodulierte Linien dargestellt u n d photographisch registriert.

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68. Wellen- und Partikelstrahlung

317

Nach Sonnenuntergang wird täglich eine Intensitätseichung der Empfangsanlage durch Registrierung von Signalen bekannter Intensität aus einem Rauschgenerator vorgenommen. HHR 68113. C. W. Tolbert, A. W. Straiton, S o l a r e m i s s i o n a t m i l l i m e t e r w a v e l e n g t h s . A p J 134 91—95. — Verf. messen die Strahlung der Sonne im Wellenlängengebiet zwischen 2.15 mm und 4.3 mm. Die Ergebnisse zeigen, daß die beobachtete thermische Strahlung vorwiegend aus der Photosphäre stammt und einer Temperatur von 6000° entspricht. Groth 68114. J . P . W i l d , S o l a r r a d i o i n t e r f e r o m e t r y . Vgl. Ref. 1309 S. 281—295 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Chippendale. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1734. 68115. J . P. Wild, S o l a r r a d i o s p e c t r o s c o p y . Vgl. Ref. 1309 S. 296—312 = Sonderdruck Division Radiophvs. C.S.I.R.O. Chippendale. — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 1734. * * B. M. Wladimirskij, A. S. Dworjaschin, X. X. Jerjiischen, I. G. Moissejew, J. I. Neschpor, M. B. Ogir, I. Ji. Odinzowa, T h e c h r o m o s p h e r i c f l a r e of A u g u s t 22, 1958 a n d c o n n e c t e d r a d i o a n d g e o p h y s i c a l e f f e c t s . Vgl. Ref. 66120. 68116. M.B.Wood, S l o w d r i f t s o l a r r a d i o b u r s t s : h a r m o n i c f r e quency ratios, solar longitude dependence, and frequency drift r a t e s . Australian J . Phys. 14 234—241. — Das Frequenzverhältnis der ersten Oberwelle zur Grundwelle wurde bei 19 Ausbrüchen vom Typ I I bestimmt. Es ergaben sich f ü r die Kanten der Ausbrüche höherer Frequenz ein Mittelwert von 2 und für die Kanten der Ausbrüche niederer Frequenz ein Mittelwert von etwa 1.9. Weder die Anzahl noch das Frequenzverhältnis der Ausbrüche zeigten eine definierte Abhängigkeit von ihrem Abstand vom Zentralmeridian; auch fällt bei Quellen mit großem Zentralmeridianabstand die Grundwelle nicht aus. Es ergab sich keine definierte Beziehung zwischen der Frequenzdriftgeschwindigkeit und der geomagnetischen Wirksamkeit der Ausbrüche. HHR 68117. C. W. Young, C. L. Spencer, G. E. Moreton, J. A. Roberts, A p r e l i m i n a r y s t u d y of t h e d y n a m i c s p e c t r a of s o l a r r a d i o b u r s t s in t h e f r e q u e n c y r ä n g e 5 0 0 — 9 5 0 M H z . A p J 133 243—254. — Eine vorläufige Übersicht über die Radiospektren von solaren Radiostrahlungsausbrüchen im Frequenzbereich von 500—950 MHz zeigt drei neuartige Erscheinungen: 1. Die breitbandige Kontinuumsstrahlung, das Hauptkennzeichen großer Radiostrahlungsausbrüche, ist oft in eine Folge von Ausbrüchen sehr kurzer Dauer ( < 0.3 sec) aufgelöst; 2. Ausbrüche kurzer Dauer ( < 1 sec bei einer Frequenz) mit mittelschneller Frequenzdrift (etwa 30 MHz/sec von hohen zu tiefen Frequenzen) treten gewöhnlich als Komponenten großer Radiostrahlungsausbrüche auf; 3. Ausbrüche mit schneller Frequenzdrift können sowohl eine positive als auch eine negative Driftrichtung haben. HHR * * T h e c o s m i c r a y f l a r e o n N o v e m b e r 12, 1 9 6 0 , a n d s o l a r a c t i v i t y d u r i n g t h e p e r i o d N o v e m b e r 10 — 15, 1960. Vgl. Ref. 66121.

Korpuskularstrahlung * * W. I. Atanassjewa, F a m i l i e n g e o m a g n e t i s c h e r K o r p u s k e l s t r ö m e . Vgl. Ref. 7601.

Stürme

und

solare

68118. K. A. Anderson, S o l a r p a r t i c l e s a n d c o s m i c r a y s . Sei. American 202 Nr. 6 S. 64—71, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1351.

318

V I I . Sonne

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68119. R. R. Brown, R. G. D'Arcy, S o l a r p r o t o n s f r o m t h e f l a r e o f J u l y 10, 1959. Vgl. Ref. 1331 S. 4 4 3 ^ 4 7 . — Ref. in Phys. Abstr. ( A ) 64 2001. 68120. L. R. Davis, C. E. Fichtel, D. E. Guss, K . W . Ogilvie, R o c k e t o b s e r v a t i o n s o f s o l a r p r o t o n s on S e p t e m b e r 3, 1960. Phys. Rev. Letters 6 492—494. — Ref. in Phys. Abstr. ( A ) 64 1053, Phys. Ber. 41 205. 68121. L. I. Dorman, B e s t i m m u n g des T r e f f p u n k t s der E r d e mit e i n e m K o r p u s k e l s t r o m , des C h a r a k t e r s d e r E r d b e w e g u n g i n n e r h a l b des S t r o m s und der S t r o m g e s c h w i n d i g k e i t a u f G r u n d e i n e r detaillierten Untersuchung der Intensitätsänderung der kosm i s c h e n S t r a h l u n g w ä h r e n d e i n e s m a g n e t i s c h e n S t u r m s . Publ. Jakut. Abt. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 1960 Nr. 3 S. 158—165 (russ.). 68122. A. S. Dworjaschin, L. S. Lewizkij, A . K . Pankratow, Active solar r e g i o n s and t h e i r corpuscular e m i s s i o n . A J UdSSR 38 419—438 (russ. mit engl. Ref.). — Aus dem Zusammenhang zwischen geomagnetischen Störungen und Vorgängen in aktiven Gebieten auf der Sonne wird auf die Bildung von Protonen hoher Energie (10 bis 100 MeV) in ihnen geschlossen. Aus der Laufzeit, der Dauer und der Isotropie der einfallenden Teilchen wird die Existenz eines interplanetaren radialsymmetrischen Magnetfeldes abgeleitet, dessen Quelle die Magnetfelder aktiver Regionen und das allgemeine Magnetfeld der Sonne sind. Ba. * * A. S. Dworjaschin, L. S. Lewizkij, A . K . Pankratow, Chromospheric f l a r e s and c o r p u s c u l a r s o l a r e m i s s i o n in t h e r e g i o n of l o w a n d h i g h e n e r g i e s . Vgl. Ref. 6618. 68123. A. Ehmert, H. Erbe, G. Plotzer, P e c u l i a r i t i e s o f t h e o u t b u r s t of s o l a r h i g h e n e r g y p a r t i c l e s on N o v e m b e r 1960. Vgl. Ref. 1337 S. 778 —786. 68124. M. A. Ginsburg, E l e c t r o m a g n e t i c r a d i a t i o n f r o m s o l a r c o r p u s c u l a r s t r e a m s . Phys. Rev. Letters 7 399—401. — Ref. in Phys. Abstr. ( A ) 65 684. 68125. T. Gold, P r e s e n t e v i d e n c e c o n c e r n i n g m a g n e t i c f i e l d s p a r t i c l e f l u x e s in t h e s o l a r s y s t e m . Vgl. Ref. 1337 S. 828—836.

and

* * K . I. Gringaus, W . W . Besrukich, W . D. Oserow, R. J. Rybtschinskij, D i e Erforschung des interplanetaren Gases, energiereicher Elekt r o n e n und der s o l a r e n K o r p u s k u l a r s t r a h l u n g d u r c h d i e z w e i t e s o w j e t i s c h e k o s m i s c h e R a k e t e . Vgl. Ref. 9519. * * G. E. Hill, E f f e c t s o f c o r p u s c u l a r e m i s s i o n s on t h e p o l a r s p h e r e f o l l o w i n g s o l a r f l a r e s . Vgl. Ref. 7548.

iono-

68126. T. Kelsall, S o l a r p r o t o n i m p a c t zones. J. Geophys. Res. 66 4047 —4070. — 4000 Störmer-Bahnen für Protonenenergien zwischen 50 MeV und 50 beV wurden numerisch integriert. Es ergeben sich gut definierte Einfallgebiete, die für geringe Energie sehr klein sind. Besonders untersucht wird die Klasse der fast-eingefangenen Teilchen und ihr Zusammenhang mit den van Alien-Gürteln. v. H. 68127. J. Kleczek, C o r p u s c u l a r r a d i a t i o n in t h e i n t e r p l a n e t a r y Pokroky 6 154—167 (tschech.).

space.

68128. W . I. Krassowskij, J. M. Kuschnir, G. A. Bordowskij, G. F. Sacharow, E. M. Swetlizkij, T h e o b s e r v a t i o n o f c o r p u s c l e s b y m e a n s o f t h e t h i r d a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e . Planet. Space Sei. 5 248—249.

61, 1961

68. Wellen- und Partikelstrahlung

319

68129. 0. N. Mitropolskaja, On t h e r a d i a l i t y o f c o r p u s c u l a r s t r e a m s f r o m p l a g e s . A J UdSSR 38 189—190 (russ. mit engl. Ref.). — Die statistische Bearbeitung der Erscheinungen der magnetischen Störungen und Plocculi zeigt einen Zusammenhang der beiden Phänomene nur dann, wenn die Flocculi vom Sonnenzentrum nicht mehr als 6° entfernt sind. L. Fr. * * E. I. Mogilewskij, Ü b e r das E i n d r i n g e n lokaler F e l d e r in d i e S o n n e n k o r o n a und ü b e r d i e E r z e u g u n g K o r p u s k u l a r s t r ö m e . Vgl. Ref. 6712.

magnetischer geoeffektiver

68130. R. F. Mullaly, E v i d e n c e f o r t h e t r a n s f e r o f c o r p u s c l e s t o d i s t a n t p a r t s o f t h e Sun f o l l o w i n g a s o l a r r a d i o burst. Australian J. Phys. 14 540—543 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Chippendale. — Mit dem Christiansen-Kreuz wurde in drei Fällen beobachtet, daß 8—9 Minuten nach Beginn eines Ausbruches an einer etwa 1/2 Sonnenradius entfernten Stelle eine deutliche Zunahme der Emission stattfand; auch in Ha-Aufnahmen finden sich Andeutungen für eine solche Zunahme. Als Erklärung werden Stoßwellen oder Plasmawolken mit Geschwindigkeiten von 1000—2000 km/sec vorgeschlagen. v. H. 68131. E. R. Mustel, C o r p u s c u l a r s t r e a m s and t h e s o l a r Corona a b o v e a c t i v e r e g i o n s . A J UdSSR 88 385—401 (russ. mit engl. Ref.). — Eine Reihe von Argumenten bestätigt, daß die Quelle der M-Korpuskeln aktive Gebiete sind. Es wird bestätigt, daß die Stabilität der M-Ströme mit lokalen Magnetfeldern der aktiven Gebiete verknüpft sind; die Sonnenflecken und ruhenden Filamente spielen hierbei keine wesentliche Rolle. Die Konzeption, nach der jeder Korpuskelstrom über einem aktiven Gebiet eine Anhäufung relativ dichter und stabiler Kraftlinien mit eingefrorenen Magnetfeldern darstellt, wird bestätigt durch a) die nachgewiesene Anwesenheit eingefrorener Magnetfelder in den Strömen, b) erhöhte Koronadichte über aktiven Gebieten nach Ausweis radioastronomischer, polarimetrischer und optischer Befunde, c) Strahlen über aktiven Gebieten auf Finsternisaufnahmen, d) die Feinstruktur der Korpuskularströme. Einige Besonderheiten magnetischer Kraftlinien «Schläuche» über aktiven Gebieten und das Problem ihrer Entstehung werden betrachtet und ihre Stabilität genauer untersucht. Das Auftreten relativ heißer und dichter Gasmassen in der Korona über einem aktiven Gebiet führt zur Expansion und Aufwärtsbewegung im lokalen Magnetfeld mit einer Grenzgeschwindigkeit von 3 c0 = 650 km/sec. Die Querausdehnung bleibt durch die Anwesenheit des Magnetfeldes klein und dadurch der Korpuskelstrom selbst in großen Sonnenabständen radial gerichtet. Ba. 68132. T. Obayashi, S o l a r c o r p u s c u l a r r a d i a t i o n and p o l a r ionos p h e r i c d i s t u r b a n c e s . Ann. Geophys. 17 292—304. — Die Untersuchung von Störungen in der polaren Ionosphäre liefert wertvolle Argumente für die Existenz energiereicher Partikel, die mit solaren Eruptionen verbunden sind. Es werden zwei Arten des «Polar Blackout» unterschieden. Die erste tritt in der Polarkappe einige Stunden nach einem solaren Ausbruch vom T y p I V auf und ist auf nördliche Breiten bis etwa 60° beschränkt. Sie wird durch solare Partikel mit Energien zwischen 10 und 100 MeV hervorgerufen. Die zweite Form tritt in der Polarlichtzone auf und steht im Zusammenhang mit geomagnetischen Stürmen und Polarlichterscheinungen. Sie wird durch Partikel mit Energien 1 MeV ausgelöst. Aus den gewonnenen Ergebnissen wird das Energiespektrum der mit solaren Eruptionen verbundenen Partikel abgeleitet. Es besitzt eine nicht-Maxwellsche überthermische Fortsetzung, die von einigen keV bis zu relativistischen Werten reicht. Der Hauptteil der solaren Wolken besteht aus Teilchen geringer Energie mit Maxwellscher Verteilung. Eine Diskussion über die Natur der solaren Korpuskelwolken und ihre Wirkung auf die Ionosphäre schließt sich an. Henn

320

VII. Sonne

* * T. Obayashi, ¥ . Hakura, P o l a r i o n o s p h e r i c d i s t u r b a n c e s c o r p u s c u l a r e m i s s i o n s . Vgl. Ref. 7577.

61, 1961 and

solar

68133. J. T. Wasson, R a d i o a c t i v i t y p r o d u c e d i n D i s c o v e r e r XVII b y N o v e m b e r 12, 1 9 6 0 , s o l a r p r o t o n s . J . Geoplys. Res. 66 2659—2663. — Mit Hilfe eines Szintillationsspektroskops (AgBr) in der Rückkehrkapsel des Erdsatelliten Discoverer 17 (1960 o) wurde während einer Periode erhöhter Aktivität der solaren kosmischen Strahlung am 12. Nov. 1960 die Intensität der kosmischen Strahlung hoher Energie gemessen, und zwar aus der Radioaktivität des Ag 106 (8.4 Tage Zerfallszeit). Entsprechende Messungen an Ag 105 und Cd 109 waren erfolglos. Gü-Li Solare kosmische Strahlung, Beziehungen zur allgemeinen kosmischen Strahlung 68134. R. L. Arnoldy, R . A . H o f f m a n , J. R. Winckler, S o l a r c o s m i c r a y s a n d s o f t r a d i a t i o n o b s e r v e d a t 5000 000 k m f r o m E a r t h (in t h e s p a c e p r o b e P i o n e e r V). Vgl. Ref. 1331 S. 451—454. 68135. F. Bachelet, P. Balata, A. M. Conforto, G. Marini, C o s m i c r a y a n d g e o m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s f r o m J u l y 1957 t o J u l y 1958. I I I . T h e c o r r e l a t i o n w i t h s o l a r r a d i o b u r s t s . Nuovo Cimento (10) 21 648—658. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1617. * * F. Bachelet, C o l l o q u i u m o n t h e e f f e c t s of t h e s o l a r a c t i v i t y o n t h e c o s m i c r a y i n t e n s i t y a t t h e E a r t h . Vgl. Ref. 18505. 68136. L. Biermann, Ü b e r d e n U r s p r u n g d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g . Sonderdruck aus «Werner Heisenberg und die Physik unserer Zeit». Braunschweig, Verlag Friedr. Vieweg & Sohn, 1961 S. 73—83.' 68137. S. Biswas, P. S. Freier, T h e h i g h - e n e r g y c o s m i c - r a y f l a r e of M a y 4, 1960. 2. E m u l s i o n m e a s u r e m e n t s . J . Geophys. Res. 66 1029— 1033. — Während der solaren Eruption vom 4. Mai 1960 wurde bei Ballonflügen eine starke Zunahme des Protonenflusses festgestellt. Das differentielle Energiespektrum wurde gemessen. Es läßt sich in der Form d N = (0.65 ± 0.15) X 10~3 R - i . i ± o . 5 dR darstellen. Während der Beobachtungszeit konnten keine «-Teilchen nachgewiesen werden. Der Partikelfluß für Teilchen mit Z ä 3 war normal. Henn 68138. S. Biswas, F o r b u s h d e c r e a s e of t h e f l u x of h e a v y p r i m a r y n u c l e i of c o s m i c r a y s o n M a y 12 a n d J u l y 12, 1959. J . Geophys. Res. 66 2653—2657. — Es wird die Methode zur Messung des Stromes der schweren Teilchen der primären kosmischen Strahlung beschrieben. Die Abnahme des Stromes f ü r Teilchen der Kernladung Z > 3 bei Forbush-Effekten, die nach zwei starken Eruptionen zu Beginn der magnetischen Stürme auftraten, ergab sich zu 53 % bzw. 43 % ; gleichzeitig zeigten Neutronenzähler in Meereshöhe eine Reduktion von 12 % bzw. 7.5 % an. Diese Untersuchungen sind für die Erklärung des Mechanismus des Forbush-Effektes von Bedeutung. H . M. 68139. J. L. Bloch, 0 . 1 . Inosemzewa, N. S. Kaminer, J. M. Kopylow, W, K. Kojawa, A. W. Sergejew, D i e I n t e n s i t ä t s ä n d e r u n g e n der kosmischen S t r a h l u n g v o m 12. b i s 15. N o v e m b e r 1960. Geomagnetismus Aeronomie 1 441 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 6A279. 68140. H. Carmichael, J . F. Steljes, D. C. Rose, B. G. Wilson, Cosmic-ray n e u t r o n i n c r e a s e s f r o m a f l a r e o n t h e f a r s i d e of t h e S u n . Phys. Rev. Letters 6 49—50. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 324.

61, 1961

321

68. Wellen- und Partikelstrahlung

68141. D. Cattani, M. Galli, P. Randi, D i u r n a l v a r i a t i o n a n d F o r b u s h d e c r e a s e . Nuovo Cimento (10) 21 923—934. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1843. 68142. A. M. Conforto, N. Iucci, C o s m i c r a y e v e n t s in N o v e m b e r 1960. Nuovo Cimento (10) 21 294—300. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1306. 68143. A. M. Conforto, N. Iucci, C o s m i c r a y e v e n t s i n N o v e m b e r Vgl. Ref. 1337 S. 787.

1960.

68144. L. I. Dorman, E. W. Kolomejez, G. A. Sergejewa, U n t e r s u c h u n g d e r I n t e n s i t ä t s ä n d e r u n g e n der kosmischen Strahlung und der Eigenschaften des Korpuskularstroms während des magnetischen S t u r m s i m J u l i 1958. Geomagnetismus Aeronomie 1 326—332 (russ.). 68145. J. A. Earl, B a l l o o n m e a s u r e m e n t of s o l a r c o s m i c r a y a t F o r t C h u r c h i l l , C a n a d a , d u r i n g J u l y 1959. J . Geophys. Res. 66 3095—3102. * * M. A. Ellison, S. M. P. McKenna, J. H. Reid, Ref. 6619.

Cosmic

ray

flares.

Vgl.

68146. K. K. Fedtschenko, Ü b e r d i e g e r i c h t e t e A n i s o t r o p i e i m M e c h a nismus der I n t e n s i t ä t s a b n a h m e n der kosmischen S t r a h l u n g vom F o r b u s h - T y p . Geomagnetismus Aeronomie 1 346—358 (russ.). 68147. L. D. de Feiter, A. Fréon, J. P. Legrand, T h e c o s m i c r a y f l a r e s of N o v . 12 a n d 15, 1960. Proc. K. Nederl. Akad. Wet. (B) 64 325—333 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk 4° Nr. 25. — Es wird der auf drei Flares folgende Anstieg der kosmischen Strahlung untersucht, der an vier Stationen in fast gleicher geomagnetischer Länge mit Grenzenergien zwischen 1 und 4 GeV beobachtet wurde. F ü r den ersten Anstieg am 12. Nov. und den am 15. Nov. wird ein Potenzgesetz mit dem Exponenten —7 gefunden. Der zweite Anstieg am 12. Nov. fällt mit einer Zunahme der geomagnetischen Aktivität zusammen und ist daher erheblich verwickelter. Man nimmt an, daß infolge des geomagnetischen Sturms die Grenzenergien herabgesetzt sind. Für den 12. Nov. wurde eine Breitenabhängigkeit der Zeitkonstante des Abklingens beobachtet, jedoch nicht für das Ereignis vom 15. Nov. Ee. 68148. L. D. de Feiter, A. Fréon, J . P. Legrand, T h e c o s m i c r a y N o v e m b e r 12 a n d 15, 1960. Vgl. Ref. 1337 S. 776—777.

flares

of

68149. C. E. Fichtel, D. E. Guss, H e a v y n u c l e i i n s o l a r c o s m i c r a y s . Phys. Rev. Letters 6 495—497. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1053, Phys. Ber. 41 205. 68150. S. Fukushima, M. Kodama, Y. Muraishi, T i m e v a r i a t i o n of c o s m i c r a y i n t e n s i t y i n t h e a n t a r c t i c r e g i o n I I . U n u s u a l i n c r e a s e . J . Geomagn. Geoelectr. 12 216—221. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 967. 68151. S. Fukushima, M. Kodama, S o l a r m o d u l a t i o n e f f e c t o n t h e l a t i t u d e d e p e n d e n c e i n c o s m i c r a y i n t e n s i t y . Sei. Pap. Inst. Phys. Chem. Res. 55 37—41. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 572. 68152. 0 . K. Gordejew, A. F. Kowalewskij, A. I. Lichatschew, Ü b e r d e n Z u s a m m e n h a n g der s o n n e n t ä g l i c h e n V a r i a t i o n e n an ruhigen Tagen m i t d e m Z e n i t w i n k e l d e r S o n n e . Publ. Sibir. Phys.-Techn. Inst. Univ. Tomsk 1960 Nr. 38 S. 57—60 (russ.). 68153. Y. Hakura, T. Goh, U n u s u a l 1959. Vgl. Ref. 1337 S. 803—812. Astronom. Jahresbericht 1961

solar-terrestrial

events

in

July 21

322

V I I . Sonne

61, 1961

68154. P. J . Kellogg, J . R . Winckler, C o s m i c r a y e v i d e n c e f o r a r i n g c u r r e n t . J . Geophys. Res. 66 3991—4001. — F ü r Ballonhöhen in Minneapolis wird die Höhenstrahlung durch das Erdfeld normalerweise unterhalb von 250— 400 MeV abgeschnitten. W ä h r e n d magnetischer Stürme wurden jedoch Protonen bis herab zu 75 MeV beobachtet. Zusammen mit anderen D a t e n ergibt sich das Modell eines Ringstromes u m die Erde, im ungestörten Zustand in etwa 8 Erdradien A b s t a n d mit einem magnetischen Moment gleich dem halben Moment der Erde. W ä h r e n d eines magnetischen Sturmes kontrahiert der Ring auf r u n d den halben Abstand, während sich das magnetische Moment um einen F a k t o r 4—6 vergrößert. v. H . 68155. M. Kodama, M. K i t a m u r a , S o m e f e a t u r e s of t h e N o v e m b e r 1 9 6 0 e v e n t s a s i n f e r r e d ' f r o m c o s m i c r a y s . Vgl. Ref. 1337 S. 766—775. * * L. Krivsky, P. Mokry, J . Hladky, C o s m i c r a d i a t i o n a n d t h e d i s t u r b a n c e of t h e l o w e r i o n o s p h e r i c l a y e r d u r i n g t h e f l a r e o n 6. 10. 1 9 5 9 . Vgl. Ref. 66106. 68156. L. W . Kurnossowa, L. A. Rasorenow, M. I. Fradkin, M i t d e r S o n n e n tätigkeit v e r b u n d e n e kurzfristige Z u n a h m e n der I n t e n s i t ä t der n u k l e a r e n K o m p o n e n t e d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g . K E Nr. 6 S. 132 —138 (russ.). — Engl. Übersetzung in A R S J 32 831—834, Planet. Space Sei. 9 41—46. 68157. L. W . Kurnossowa, L. A. Rasorenow, M. I. Fradkin, C o s m i c f r o m t h e S u n . Priroda 50 Nr. 1 S. 94—96 (russ.).

radiation

68158. A. I . Kusmin, G. F. Krymskij, G. W. Schäfer, J. G. Schafer, Cosmic r a y o u t b u r s t s of N o v e m b e r 1 2 — 1 5 , 1 9 6 0 . D A N 137 844—847 (russ.). 68159. Lekh Vir, P. S. Gill, L a t i t u d e - d e p e n d e n c e of a F o r b u s h t y p e d e c r e a s e . Nuovo Cimento (10) 20 498—501. — Verf. können eine Breitenabhängigkeit der Forbush-Abnahmen der kosmischen Strahlung feststellen. Sie zeigen, d a ß eine Abflachung der Amplituden hinter dem Breitenknie nicht stattfindet. E s k a n n eher ein Anstieg nachgewiesen werden. Eine Symmetrie der relativen Amplituden u m den geomagnetischen Äquator besteht nicht. Henn 68160. J. A. Lockwood, M. A. Shea, V a r i a t i o n s of t h e i n N o v e m b e r 1 9 6 0 . J . Geophys. Res. 66 3083—3093.

cosmic

radiation

68161. K . Maeda, V. L. Patel, A n o t e o n s o l a r f l a r e c o s m i c r a y s . J . Geophys. Res. 66 1288—1289. 68162. K. Maeda, V. L. Patel, S. F. Singer, S o l a r f l a r e c o s m i c - r a y e v e n t of M a y 4 , 1 9 6 0 . J . Geophys. Res. 66 1569—1572. — W ä h r e n d einer chromosphärischen E r u p t i o n a m 4. Mai 1960 wurde auf vier Stationen (Banff, Climax, College P a r k u n d Thüle) ein Anstieg der I n t e n s i t ä t der kosmischen Höhenstrahlung gemessen. Die Ergebnisse werden hinsichtlich der Höhe der Maxima u n d ihrer Einsatzzeiten verglichen. Gü-Li 68163. K . Maeda, P r o d u c t i o n of a t m o s p h e r i c n e u t r o n s b y s o l a r y r a y s . Nuovo Cimento (10) 20 587—590. — H a y m e s h a t t e 1959 (vgl. A J B 59 R~ef. 13520) Ballontestflüge zur Registrierung der langsamen Neutronenstrahlung bis in etwa 30 k m Höhe durchgeführt. Verf. versucht in vorliegender Note, den Beitrag der energiereichen solaren Gamma-Strahlung zu den von H a y m e s beobachteten P h ä n o m e n e n aufzuzeigen. Henn 68164. T. Mathews, T. Thambyahpillai, W . R . W e b b e r , A n o t e o n t h e u n u s u a l v a r i a t i o n s of c o s m i c r a y i n t e n s i t y d u r i n g t h e p e r i o d 1 9 6 0 N o v e m b e r 10 t o 16. MN 123 97—111. — I n London wurden 1960 Nov. 10 bis 16 während der starken solaren u n d geophysikalischen Aktivität außerge-

«1, 1961

68. Wellen- und Partikelstrahlung

323

wohnliche Variationen der kosmischen Strahlung beobachtet; so wurde unter anderem in diesem Zeitraum zweimal kosmische Strahlung in Seehöhe festgestellt. Der solare Energiefluß von Partikeln geringer Energie wird auf das 10 5 fache des normalen geschätzt. Die Kompilation der verschiedensten Beobachtungen dieses Zeitraums bietet Informationen über die derzeitigen physikalischen Bedingungen im interplanetaren R a u m und dem äußeren Magnetfeld der Erde. Ba. 68165. K. G. McCracken, T h e l a r g e s c a l e f e a t u r e s of t h e i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d a s d e d u c e d f r o m c o s m i c r a y o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1337 S. 813—827. 68166. P. Meyer, R. Vogt, T h e p r i m a r y c o s m i c - r a y e l e c t r o n f l u x d u r i n g a F o r b u s h - t y p e d e c r e a s e . J . Geophys. Res. 66 3950—3952. — Messungen von primären kosmischen Partikeln mittels Ballonaufstiegen in Verbindung mit Messungen der Neutronenintensität von Bodenstationen aus führen zu dem Ergebnis, daß während eines Forbush-Effektes im Anschluß an eine Sonneneruption die primären Protonen mit Energien über 350 MeV um 9 % reduziert wurden, während der Elektronenfluß im Energieintervall 100 bei 1000 MeV um mehr als 40 % gemindert wurde. Dieses ähnliche Verhalten läßt vermuten, daß die primären kosmischen Elektronen sowie die Protonen galaktischen Ursprungs sind. H. M. 68167. L. Mitrani, B. Betjew, S. Kawlakow, D. Apostolow, 27 d a y v a r i a t i o n s in t h e i n t e n s i t y of t h e / / - m e s o n c o m p o n e n t of c o s m i c r a y s d u r i n g t h e p e r i o d of g r e a t s o l a r a c t i v i t y . Mitt. Phys. Inst. A N E B 9 121—131 (bulgar.). — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 571. 68168. T. Obayashi, Y. Hakura, P r o p a g a t i o n of s o l a r c o s m i c r a y s t h r o u g h t h e i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d . Rep. Ionosphere Space Res. J a p a n 14 427—434, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 341. 68169. T. Obayashi, P r o p a g a t i o n of s o l a r c o s m i c r a y s t h r o u g h i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 1331 S. 499—505. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 2002. 68170. M. A. Pomerantz, S. P. Duggal, K. Xagashima, S o l a r - p r o d u c e d c o s m i c r a y s n e a r t h e n o r t h a n d s o u t h p o l e s . Phys. Rev. Letters 6 123—125. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 947. 68171. M. A. Pomerantz, S. P. Duggal, K. Nagashima, T h e u n u s u a l c o s m i c r a y i n t e n s i t y i n c r e a s e s o n N o v e m b e r 12, 1960. Vgl. Ref. 1337 S. 788— 802. 68172. J. G. Roederer, J. R. Manzano, 0. R. Santochi, N. W. Nerurkar, 0 . Troncoso, R. A. R. Palmeira, G. Schwachheim, C o s m i c r a y p h e n o m e n a d u r i n g t h e N o v e m b e r 1 9 6 0 s o l a r d i s t u r b a n c e s . J . Geophys. Res. 66 1603— 1610. — Es wird eine Analyse der starken Eruptionen zwischen 10. und 15. Nov. 1960 und den von ihnen ausgelösten Radiostößen, kosmischen Strahlungsschauern, magnetischen Stürmen und Forbush-Effekten durchgeführt. Die hier vorliegende Häufung der solar-terrestrischen Effekte, die zu verschiedenen Überlagerungen führte, bot eine günstige Gelegenheit, Schlüsse auf die Bewegung der Sonnenpartikel im interplanetaren R a u m zu ziehen. H . M. 68173. J. G. Roederer, J. R. Manzano, 0 . R. Santochi, N.W. Nerurkar, 0 . Troncoso, R. A. R. Palmeira, G. Schwachheim, C o s m i c r a y m o d u l a t i n g f i e l d s i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e d u r i n g t h e N o v e m b e r 1 9 6 0 d i s t u r b a n c e s . Vgl. Ref. 1337 S. 754—765. 68174. D. C. Rose, S. M. Lapointe, A s y m m e t r y in t h e r e c o v e r y f r o m a v e r y d e e p F o r b u s h - t y p e d e c r e a s e in c o s m i c - r a y i n t e n s i t y . . Canadian J. Phys. 39 239—251. 21*

324

VII. Sonne

61, 1961

68175. K. Saktirai, M o t i o n of l o w - e n e r g y s o l a r c o s m i c r a y p a r t i c l e s i n t h e E a r t h ' s m a g n e t i c f i e l d . J . Geomagn. Geoelectr. 12 Nr. 2 S. 59—69. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1307. 68176. A. E. Sandström, P r e d i c t i o n s of c o s m i c r a y s t o r m s f r o m g e o m a g n e t i c d a t a . Astronaut. Acta 7 141—149. — Die Forbush-Abnahme, die den Beginn eines Sturms der kosmischen Strahlung kennzeichnet, ist normalerweise mit dem plötzlichen Beginn eines geomagnetischen Sturms verbunden. Es wird nun untersucht, inwieweit es möglich ist, daraus Vorhersagen zu treffen. Verf. * * W. P. Schabanskij, On t h e o r i g i n a n d d e v e l o p m e n t of s o l a r f l a r e s a n d t h e f o r m a t i o n of a c o s m i c r a y s p e c t r u m i n f l a r e s . Vgl. Ref. 6659. * * A. B. Sewerny, W. P. Schabanskij, T h e m e c h a n i s m of s o l a r a n d of t h e g e n e r a t i o n of c o s m i c r a y s i n f l a r e s . Vgl. Ref. 6665.

flares

68177. J . A. Simpson, C o s m i c r a d i a t i o n a n d g e o m a g n e t i s m . Cosmic r a d i a t i o n a n d e l e c t r o m a g n e t i c c o n d i t i o n s in i n t e r p l a n e t a r y space. Vgl. Ref. 1325 S. 18—23. 68178. K. Sinno, M e c h a n i s m of c o s m i c r a y s t o r m s i n f e r r e d f r o m s o m e s t a t i s t i c a l r e s u l t s . J . Radio Res. Lab. 8 289—299. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1167. 68179. S. Standil, R. P. Bukata, F. K. Chin, T h e s u d d e n i n c r e a s e i n t h e p h o t o n c o m p o n e n t of c o s m i c r a d i a t i o n o n M a y 4, 1960. Canadian J . Phys. 39 229—230. 68180. J. F. Steljes, H. Carmichael, K. G. McCracken, C h a r a c t e r i s t i c s a n d f i n e s t r u c t u r e of t h e l a r g e c o s m i c - r a y f l u c t u a t i o n s i n N o v e m b e r 1960. J . Geophys. Res. 66 1363—1377. — Verf. beschreiben das Verhalten des Neutronen- und Mesoneneinfalles während zweier Einfälle von kosmischer Höhenstrahlung im Gefolge einer chromosphärischen Eruption der Klasse 3 am 12. und 15. November 1960. Die verwendeten Messungen wurden am Deep River Laboratory, Canada, gewonnen und sind graphisch sowie numerisch mitgeteilt. Zwei schematische Diagramme des Magnetfeldes im Gebiet zwischen Erde und Sonne vom 12. und vom 15. November zeigen ähnliche Struktureigenschaften. Ein Zeitplan veranschaulicht den Ablauf der beobachteten Erscheinungen einschließlich der magnetischen Effekte. Gü-Li 68181. A. A. Stepanjan, B. M. Wladimirskij, On t h e e m i s s i o n of h i g h - e n e r g y p a r t i c l e s b y t h e S u n . A J UdSSR 38 439 -442 (russ. mit engl. Ref.). — Aus den im I G J und IGC gewonnenen Beobachtungen zeigt sich, daß die Gesamtenergie von Teilchen hoher Energie anscheinend alle anderen Energieformen übersteigt, die während Eruptionen in Frage kommen. Die Lebensdauer von Protonen hoher Energie im Plasma oberhalb der Chromosphäre werden abgeschätzt und mögliche Mechanismen des Ausstoßes hochenergetischer Teilchen aus der Sonne vorgeschlagen. Ba. 68182. A. A. Stepanjan, S o m e p r o b l e m s of t h e t h e o r y t>f t h e m a g n e t i c s t o r m e f f e c t i n c o s m i c r a y s ( t h e F o r b u s h e f f e c t ) . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 25 268—276 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berechnet den Intensitätsabfall der kosmischen Höhenstrahlung an der Erdoberfläche (Forbush-Effekt) unter der Annahme, daß die Ejektion solarer Partikel den Intensitätsabfall verursacht. Als Modell für den Teilchenstrom wird angenommen, daß die Teilchen von geschlossenen magnetischen Kraftlinien des allgemeinen Magnetfeldes der Sonne eingefaßt sind. Zusätzlich wird das resultierende Spektrum berechnet. Oster 68183. A. A. Stepanjan, A s t u d y of t h e F o r b u s h e f f e c t . I I . T h e e n e r g y Variation spectrum. The connection between the spectrum and the

61, 1961

68. Wellen- und Partikelstrahlung

325

c h a r a c t e r of d e c a y a n d d u r a t i o n of t h e e f f e c t . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 26 136—143 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht Daten über die nukleonische und die mesonische Komponente der kosmischen Höhenstrahlung während der sogenannten Forbush-Abnahmen. Die Synopsis spricht für ein primäres Spektrum von der Form E - 1 . Oster * * S. I. Syrowatskij, Ü b e r d a s S p e k t r u m d e r g a l a k t i s c h e n u n d s o l a r e n k o s m i s c h e n S t r a h l u n g . Vgl. Ref. 13555. 68184. J. N. Tandon, C o s m i c r a y i n c r e a s e s d u r i n g t h e s u n s p o t m i n i m u m of 1953. J . Atmosph. Terr. Phys. 21 203—205. — Beobachtungen der kosmischen Ultrastrahlung in Huancayo und Cheltenham zeigen einen Anstieg um 0.3 bis 0.4 etwa 2 bis 3 Tage nach der geomagnetischen Störung von ruhigen M-Gebieten. Während das von Simpson u. a. (vgl. A J B 55 Ref. 6565) gefundene Maximum der Ultrastrahlung zur Zeit des Durchgangs einer unipolaren Region durch den Zentralmeridian nicht beobachtet wurde, konnten die 4 Tage später einsetzenden 27-tägigen geomagnetischen Störungen bestätigt werden. Ee. 68185. M. I. Tjasto, A k t i v e S o n n e n l ä n g e n d e r I n t e n s i t ä t d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g u n d d e r m a g n e t i s c h e n S t ö r u n g . Sonnendaten 1961 Nr. 3 S. 60—63 (russ.). 68186. nents 1959. Abstr.

B. Trumpy, T. Svanes, I n t e n s i t y i n c r e a s e of d i f f e r e n t c o m p o of c o s m i c r a d i a t i o n p r i o r t o t h e m a g n e t i c s t o r m of M a y 11, Arbok Univ. Bergen (Math.-Nat.) 1961 Nr. 8, 14 S. — Ref. in Phys. (A) 64 1170.

68187. B. Trumpy, T. Svanes, S o l a r - p r o d u c e d c o s m i c r a y s f o l l o w i n g t h e s o l a r f l a r e s of N o v e m b e r 12 a n d 16, 1960. Arbok Univ. Bergen (Math.Nat.) 1961 Paper 14, 14 S. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1618. 68188. A. N. Tscharachtschjan, W. F. Tulinow, T. N. Tscharachtschjan, E i n i g e D a t e n ü b e r d i e k o s m i s c h e S t r a h l u n g d e r S o n n e . Geomagnetismus Aeronomie 1 150—152 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1961 11A279. 68189. A. N. Tscharachtschjan, W. F. Tulinow, T. N. Tscharachtschjan, Das E n e r g i e s p e k t r u m und die zeitliche A b h ä n g i g k e i t der I n t e n s i t ä t d e r P r o t o n e n d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g v o n d e r S o n n e . J . Experim. Theoret. Phys. 41 735—746 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1962 7A279. 68190. J . R. Winckler, P. D. Bhavsar, L. Peterson, T h e t i m e v a r i a t i o n s of s o l a r c o s m i c r a y s d u r i n g J u l y 1 9 5 9 a t M i n n e a p o l i s . J . Geophys. Res. 66 995—1022. — Die hier diskutierten Registrierungen der solaren kosmischen Strahlung wurden von unbemannten Ballonen aus in 30 km Höhe zu einer Zeit großer Sonnenaktivität durchgeführt. Während der Hauptphase magnetischer Stürme im Gefolge von Sonneneruptionen nahm die kosmische Strahlung stark zu. Das Anwachsen während der Hauptphase, wo im allgemeinen das horizontale Erdfeld negativ wird, läßt erkennen: Nicht Intensitätsschwankungen des Korpuskelstromes im interplanetaren Raum, sondern die Verhältnisse im Magnetfeld der Erde sind für das Anwachsen verantwortlich. Der Mechanismus dieser Effekte, wozu auch noch eine kurze Abnahme der restlichen kosmischen Strahlung beim Beginn des Sturmes gehört, wird durch Annahme eines Ringstromsystems im äußeren Erdfeld erklärt. H. M. 68191. J. R. Winckler, A. J . Masley, T. C. May, T h e h i g h - e n e r g y r a y f l a r e of M a y 4, 1960. 1. H i g h - a l t i t u d e i o n i z a t i o n a n d m e a s u r e m e n t s . J . Geophys. Res. 66 1023—1027.

cosmiccounter

326

VIII. Erde

61, 1961

68192. J. R. Winckler, P. D. Bhavsar, A. J. Masley, T.C.May, D e l a y e d p r o p a g a t i o n of s o l a r c o s m i c r a y s o n S e p t e m b e r 3, 1960. Phys. Rev. Letters 6 488—491. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1053, Phvs. Ber. 41 204— 205. 68193. H. Yagoda, R. Filz, K. Fukui, E m i s s i o n of c a r b o n g r o u p h e a v y n u c l e i f r o m a 3~ s o l a r f l a r e . Phys. Rev. Letters 6 626—628. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1170. 68194. H. Yagoda, R a d i a t i o n s t u d i e s f r o m n u c l e a r e m u l s i o n s a n d m e t a l l i c c o m p o n e n t s r e c o v e r e d f r o m p o l a r s a t e l l i t e o r b i t s . Vgl. Ref. 1337 S. 849—866. 68195. W. Zwanzig, Z u r 2 7 - t ä g i g e n P e r i o d e d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g . Z. Naturforschung 16a 1237—1239. — Es wird die Existenz einer persistenten 27.2tägigen Welle der Intensität der kosmischen Strahlung nachgewiesen. Verf. 68196. D i e V a r i a t i o n d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g u n d d i e s o l a r e n K o r p u s k u l a r s t r ö m e . S a m m l u n g v o n A u f s ä t z e n . Moskau, Verlag Akad. Wiss. UdSSR, 1960. 147 S. (russ.).

VIII. Erde § vi Erdkörper 7101. L. W. Altschuler, S. B. Kormer, Ü b e r d e n i n n e r e n A u f b a u d e r E r d e . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Geophvs.) 1961 Nr. 1 S. 33—37 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1961 10A263. 7102. W. M. Altschuler, D i e a b l e n k e n d e K r a f t d e r E r d r o t a t i o n u n d i h r e B e r ü c k s i c h t i g u n g b e i d e r G e z e i t e n b e r e c h n u n g . Publ. Staatl. Ozeanograph. Inst. 1961 Nr. 63 S. 3—7 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 3A136. 7103. E. Anders, C o m m e n t s o n t h e o r i g i n of n a t u r a l d i a m o n d s . A p J 184 1006—1007. — Bemerkung zur Untersuchung von Wentorf und Bovenkerk (vgl. Ref. 7172). 7104. W. G. Balenko, D i e M e t h o d e n d e r h a r m o n i s c h e n A n a l y s e v o n D o o d s o n u n d L e c o l a z e t . Publ. Gravimetr. Obs. Poltawa 9 48—94 (russ.). 7105. W. G. Balenko, S. N. Sachartschenko, Ü b e r d e n V e r g l e i c h d e r Met h o d e n d e r h a r m o n i s c h e n A n a l y s e d e r G e z e i t e n . Publ. Gravimetr. Obs. Poltawa 10 20—37 (russ.). 7106. W. G. Balenko, D e r E i n f l u ß d e r M e t h o d e n d e r h a r m o n i s c h e n Analyse der Gezeiten auf die zufälligen F e h l e r der Ausgangso r d i n a t e n . Publ. Gravimetr. Obs. Poltawa 10 38—43 (russ.). 7107. W. G. Balenko, D e r E i n f l u ß d e r l a n g p e r i o d i s c h e n W e l l e n a u f d i e E r g e b n i s s e d e r h a r m o n i s c h e n A n a l y s e d e r m o n a t l i c h e n Gez e i t e n - B e o b a c h t u n g s r e i h e . Publ. Gravimetr. Obs. Poltawa 10 44—50 (russ.).

61, 1961

327

71. Erdkörper

7108. W. G. Balenko, Ü b e r d i e M e t h o d e d e r h a r m o n i s c h e n A n a l y s e d e r G e z e i t e n v o n D o o d s o n u n d L e n n o n . Publ. Gravimetr. Obs. Poltawa 10 51—56 (russ.). * * W. I. Baranow, K. G. Knorre, A l t e r u n d E n t w i c k l u n g d e r m e t e o r i t i s c h e n u n d i r d i s c h e n M a t e r i e im L i c h t e n e u e r e r U n t e r s u c h u n g e n . Vgl. Ref. 5602. 7109. A. E. Beck, E n e r g y r e q u i r e m e n t s Geophys. Bes. 66 1485—1490.

of

an

expanding

Earth.

J.

7110. J. C. Bhattacharji, C o m m e n t s a n d s o m e s u g g e s t i o n s o n H u n t e r ' s f o r m u l a of r e d u c t i o n of o b s e r v e d v a l u e s of g r a v i t y t o t h e E a r t h m o d e l f o r u s e i n S t o k e s ' s i n t e g r a l . Geophys. J . RAS. 5 162—170. 7111. A. Bjerhammar, O n t h e g r a v i t y S. 43—53.

f i e l d of t h e E a r t h . Vgl. Ref. 1210

7112. J . Bougka, D e r P l a n e t E r d e . R H 42 129—132 (tschech.). 7113. F. Burdeeki, E a r t h a n d p l a n e t s s e e n f r o m a s p a c e v e h i c l e ; s t u d y i n p e r s p e c t i v e . MN ASSA 20 125—133.

a

7114. M. Bursa, B e i t r a g z u r B e s t i m m u n g d e r K r ü m m u n g d e r d i e Erdgestalt vorstellenden Fläche aus astronomisch-geodätischen u n d g r a v i m e t r i s c h e n A n g a b e n . Studia 5 95—107 (russ. mit deutsch. Ref.). 7115. M. BurSa, T h e o r i e d e r L ö s u n g d e r g e o d ä t i s c h e n G r u n d a u f g a b e n und der Bildung eines einheitlichen geodätischen W e l t s y s t e m s aus B e o b a c h t u n g e n v o n k ü n s t l i c h e n E r d s a t e l l i t e n . Studia 5 264—269. 7116. M. Buräa, B e s t i m m u n g d e r g e o d ä t i s c h e n K o o r d i n a t e n u n d d e r relativen Quasigeoidhöhen aus Beobachtungen von künstlichen E r d s a t e l l i t e n . Studia 5 312—318 (russ. mit deutsch. Ref.). — Es wird eine Methode zur Bestimmung der geodätischen Koordinaten und der relativen Quasigeoidhöhe eines Punktes an der Erdoberfläche mitgeteilt. Als Ausgangsgrößen dienen die topozentrischen und geozentrischen Äquatorialkoordinaten und die Entfernung von Satelliten, abgeleitet aus optischen oder Radiomessungen. J . B. 7117. S. P. Clark jr., H e a t f l o w f r o m a d i f f e r e n t i a t e d E a r t h . J . Geophys. Res. 66 1231—1234. 7118. A. H. Cook, T h e comparison of t h e E a r t h ' s gravitational potential derived from satellite observations with g r a v i t y observ a t i o n s o n t h e s u r f a c e . Geophys. J . RAS 5 29—33. * * A. H. Cook, R e s o n a n t o r b i t s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s a n d l o n g i t u d e t e r m s in t h e E a r t h ' s e x t e r n a l g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l . Vgl. Ref. 18170. 7119. A. Cox, R. R. Doell, c h a n g e in t h e E a r t h ' s

Palaeomagnetic evidence r a d i u s . Nature 189 45—47.

7120. F. K. Dalton, T i d a l - e l e c t r i c 23—33, 57—72.

power

relevant

to

a

g e n e r a t i o n . J RAS Canada 55

7121. R. M. Demenizkaja, D i e w e s e n t l i c h e n M e r k m a l e d e s A u f b a u e s d e r E r d k r u s t e n a c h g e o p h y s i k a l i s c h e n G r u n d l a g e n . Publ. Wiss.Forschungsinst. Geol. Arktis 115, 223 S. (russ.). — Ref. in R J UdSSR 6G205. 7122. M. Dobrzycka, T i d a l v a r i a t i o n s of g r a v i t y . Astr. Latitude Station Polish Acad. Sei. Borowiec Circ. Nr. 12 S. 1.

328

VIII. Erde

61, 1961

7123. L. Egyed, P a l a e o m a g n e t i s m a n d t h e a n c i e n t r a d i i of t h e N a t u r e 190 1097—1098.

Earth.

7124. A. E. Filippow, D i e D r e i a c h s i g k e i t d e r E r d e a u s d e n E r g e b n i s s e n d e r B r e i t e n b e o b a c h t u n g e n v o n 1 8 9 4 b i s 1 9 5 7 . Abh. Polytechn. Inst. Lwow (Geod.) 1961 Nr. 8 S. 18—22 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 8G206. 7125. I. Fischer, T h e p r e s e n t e x t e n t of t h e a s t r o - g e o d e t i c g e o i d a n d t h e g e o d e t i c w o r l d d a t u m d e r i v e d f r o m i t . Bull. geod. (NS) Nr. 61 S. 245— 264. — U n t e r Mitverwendung der seit 1957 neu erhaltenen Geoidprofile wurde eine Verbindung der beiden Hemisphären über den Nordatlantik versucht. Eine Serie von Lösungen f ü r ein allgemeines Ellipsoid u n d ein Weltsystem ergab Ellipsoide m i t großen Halbachsen von r u n d 6378160 m u n d Abplattungen von etwa 1/298.2. Die Übereinstimmung zwischen astronomisch-geodätischen u n d gravimetrischen Geoidprofilen wird durch die E i n f ü h r u n g eines so kleinen Ellipsoids wesentlich verbessert. Sehr. 7126. J . Gadomski, E l i p t y c z n o ä c r o w n i k a z i e m s k i e g o . U r a n i a K r a k o w 82 311—312. — Ref. der in Ref. 7134 zitierten Arbeit über die Bestimmung der Elliptizität des E r d ä q u a t o r s aus Beobachtungen der Satelliten Vanguard 2 u n d 3. E. R. 7127. S. German, D a s P o t s d a m e r S c h w e r e s y s t e m . S e i n e G e s c h i c h t e b e i d e n i n t e r n a t i o n a l e n O r g a n i s a t i o n e n . Deutsche Geod. Kommission Bayer. Akad. Wiss. (E) Nr. 3, 20 S. 7128. S. W. Gromow, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e s a l l g e m e i n e n Erde l l i p s o i d s . Bote Univ. Leningrad 1961 Nr. 7 S. 136—141 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in Math. Rev. 23 5B2502, R J U d S S R 1962 2G157. 7129. N. P. Gruschinskij, Ü b e r d e n Z u s a m m e n h a n g d e r M o h o r o v i c i ö Oberfläche mit dem Relief und den Anomalien der Schwerkraft. Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau Nr. 119 S. 3—25 (russ. mit engl. Ref.). 7130. B. Gutenberg, P h y s i c s of t h e E a r t h ' s i n t e r i o r . Vgl. A J B 59 Ref. 7124. — Weitere Besprechung in Math. Rev. 23 6B3009. 7131. B. Haurwitz, C o m m e n t s o n t i d a l w i n d s i n t h e h i g h P l a n e t . Space Sei. 5 196—201. 7132. R. A. Hirvonen, T h e 1471—1478.

reformation

atmosphere.

of g e o d e s y . J . Geophys. Res. 66

7133. P. M. Hurley, H o e o u d i s d e a a r d e ? Elseviers Natuurwetenschappelijke Pockets, 1960. Preis f 1.90. — Besprechung in H e D 59 283 (H. P. B e r l a g e ) . 7134. I. G. Izsak, A d e t e r m i n a t i o n of t h e e l l i p t i c i t y of t h e E a r t h ' s e q u a t o r f r o m t h e m o t i o n of t w o s a t e l l i t e s . A J 66 226—229 = H a r v R e p r (2) Nr. 175. — Aus den genauesten mit Baker-Nunn-Kameras erhaltenen Beobachtungen von 1959 A, u n d 1959 JJ (Vanguard I I u n d I I I ) wird der größte von der geographischen Länge abhängende Term des Erdpotentials b e s t i m m t u n d daraus die Exzentrizität des E r d ä q u a t o r s sowie die Lage seiner großen Halbachse z u m Nullmeridian abgeleitet (3.21 x 10~5 bzw. —33?15; z u m Vergleich sind die von anderen Autoren gefundenen W e r t e angegeben). Böh. 7135. I. G. Izsak, A d e t e r m i n a t i o n of t h e e l l i p t i c i t y of t h e E a r t h ' s e q u a t o r f r o m t h e m o t i o n of t w o s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 1337 S. 352—359. 7136. J . A . J a c o b s , S o m e a s p e c t s of t h e t h e r m a l h i s t o r y of t h e Geophys. J . R A S 4 267—275.

Earth.

61, 1961

329

71. Erdkörper

7137. N. Jobert, C a l c u l a p p r o c h é d e l a p é r i o d e d e s o s c i l l a t i o n s r o ï d a l e s d e l a T e r r e . Geophys. J . RAS 4 242—258.

sphé-

7138. M. I. Jurkina, N. P. Makarow, W. F. Jeremejew, Ü b e r d e n gegenwärtigen S t a n d der Theorie der E r f o r s c h u n g der Figur der physis c h e n O b e r f l ä c h e d e r E r d e . P u b l . Zentr. Wiss.-Forschungsinst. Geod. L u f t bildaufnahme Kartographie Nr. 139 S. 45—59, 1960 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 2G134. 7139. W. M. Kaula, A n a l y s i s of g r a v i t a t i o n a l a n d g e o m e t r i c a s p e c t s of g e o d e t i c u t i l i z a t i o n of s a t e l l i t e s . Geophys. J. RAS 5 104—133. 7140. W. M. Kaula, E s t i m a t i o n of l o n g i t u d i n a l v a r i a t i o n s i n the E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l f i e l d f r o m M i n i t r a c k o b s e r v a t i o n s . J . Astron a u t . Sei. 8 83—88. 7141. W. M. Kaula, A g e o i d a n d w o r l d g e o d e t i c s y s t e m b a s e d o n a c o m b i n a t i o n of g r a v i m e t r i c , a s t r o g e o d e t i c , a n d s a t e l l i t e data. J . Geophys. Res. 66 1799—1811. — Die vorhandenen gravimetrischen D a t e n , zusammen mit den astronomisch-geodätischen Unterlagen von etwa 19 % der Erdoberfläche u n d den Kenntnissen über säkulare u n d langperiodische Bahnänderungen der Satelliten 1957 ß u n d 1958 ß, dienten zur E r m i t t l u n g eines Geoids u n d eines geodätischen Weltsystems. Das bestmögliche Bezugsellipsoid h a t eine große Halbachse von 6378163 ± 21 m, eine A b p l a t t u n g von 1/(298.24 ± 0.01) und eine Schwere a m Äquator von 978043.6 mgal (Potsdamer System). Die Verschiebungen der gebräuchlichen Systeme gegen das Weltsystem sind angegeben. Die Geoidhöhen des Weltsystems sind m i t Fehlern zwischen ± 1 0 m u n d ± 2 2 m behaftet. Sehr. 7142. W. M. Kaula, A n a l y s i s of s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s f o r l o n g i t u d i n a l v a r i a t i o n s of t h e g r a v i t a t i o n a l f i e l d . Vgl. Ref. 1337 S. 360—372. 7143. D. G. King-Hele, T h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l , d e d u c e d f r o m t h e o r b i t s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Geophys. J . RAS 4 3—16. — Bei der Berechnung höherer harmonischer Glieder im Gravitationspotential der E r d e aus Bahnstörungen von Satelliten geht Verf. von neueren Arbeiten verschiedener Autoren aus u n d gibt bisher ermittelte Ergebnisse wieder. Von den Bahnen Sputnik 2, Vanguard 1 u n d Explorer 7 wurden die zweite, vierte u n d sechste Harmonische neu bestimmt. Sehr. 7144. Y. Kozai, T h e g r a v i t a t i o n a l f i e l d of t h e m o t i o n s of t h r e e s a t e l l i t e s . A J 66 8—10.

Earth

derived

from

7145. Y. Kozai, T e s s e r a l h a r m o n i c s of t h e g r a v i t a t i o n a l potential of t h e E a r t h a s d e r i v e d f r o m s a t e l l i t e m o t i o n s . A J 66 355—358. 7146. K. Ledersteger, Ü j k u t a t â s a h e t e r o g é n s z f e r o i d i k u s s u l y i a l a k o k e l m é l e t é b e n . Geodézia és Kartogrâfia 13 1—8.

egyen-

7147. K. Ledersteger, D a s N o r m a l s p h ä r o i d d e r E r d e a l s z w e i t e i l i g e G l e i c h g e w i c h t s f i g u r u n d d i e m i t t l e r e T i e f e d e r L i t h o s p h ä r e . Sitzber. Österreich. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. A b t . I I 169 225—239. — N a c h einer exakten Definition des Normalsphäroides der E r d e wird der systematische A u f b a u der komplizierteren Gleichgewichtsfiguren entwickelt. F a ß t m a n das Normalsphäroid der E r d e als zweiteilige Gleichgewichtsfigur auf, welche aus einer von einem homogenen Ozean umschlossenen einparametrigen Festerde besteht, so k a n n die mittlere Tiefe der Lithosphäre u n d d a m i t die auf der E r d e vorhandene Wassermenge ohne Heranziehung von Echolotungen sehr genau auf Grund der

330

VIII. Erde

61, 1961

statischen u n d dynamischen A b p l a t t u n g berechnet werden. Diese beiden D a t e n d ü r f t e n demnach von größter Wichtigkeit f ü r einen Einblick in die innere Strukt u r des Erdkörpers sein, womit wohl die bedeutendste geophysikalische Anwendungsmöglichkeit der künstlichen Satelliten aufgezeigt ist. Verf. 7148. J.-J. Levallois, L a B S A F 75 465—471. 7149. G. J. F. MacDonald, 1663—1668.

géodésie The

et

Earth's

ses

problèmes

free

fondamentaux.

oscillations.

Science 134

7150. P. S. Matwejew, D i e h a r m o n i s c h e A n a l y s e d e r m o n a t l i c h e n S e r i e v o n F l u t b e o b a c h t u n g e n . Publ. Gravimetr. Obs. P o l t a w a 9 3—47 (russ.). 7151. P. S. Matwejew, V o r l ä u f i g e E r g e b n i s s e v o n B e o b a c h t u n g e n d e s G e z e i t e n g e f ä l l e s d e r E r d o b e r f l ä c h e i n S c h m a k o w o . Publ. Gravimetr. Obs. P o l t a w a 10 3—13 (russ.). 7152. P. S. Matwejew, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e r W e l l e O t u n d d i e Berücksichtigung einiger kleiner Wellen bei der harmonischen A n a l y s e d e r m o n a t l i c h e n G e z e i t e n - B e o b a c h t u n g s r e i h e . Publ. Gravimetr. "Obs. Poltawa 10 57—66 (russ.). 7153. P. S. Matwejew, W. G. Golubizkij, D e r E i n f l u ß d e r g e z e i t e n e r z e u genden K r ä f t e des Mondes und der Sonne auf die H ä u f i g k e i t der E r d b e b e n T r a n s k a u k a s i e n s . Publ. Gravimetr. Obs. Poltawa 10 67—74 (russ.). 7154. W. G. Milne, W. R. H. White, A s e i s m i c s u r v e y i n t h e v i c i n i t y of V a n c o u v e r I s l a n d , B r i t i s h C o l u m b i a . Publ. Dominion Obs. Ottawa 24 145—154, 1960. 7155. W. G. Milne, K. A. Lucas, S e i s m i c a c t i v i t y i n w e s t e r n 1 9 5 5 t o 1 9 5 9 i n c l u s i v e . Publ. Dominion Obs. O t t a w a 26 1—23.

Canada

7156. M. S. Molodenskij, M. W. Kramer, G e z e i t e n u n d N u t a t i o n d e r Moskau, Verlag Akad. Wiss. U d S S R , 1961. 40 S. Preis 20 K o p . (russ.). 7157. H. Moritz, E i n e I n t e g r a l g l e i c h u n g träge Geophys. 70 373—379.

des

Geoides.

Gerlands

7158. R. R. Newton, H. S. Hopfield, R. C. Kline, O d d h a r m o n i c s E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l f i e l d . N a t u r e 190 617—618.

of

Erde. Beithe

7159. A. E. Ostrowskij, P. S. Matwejew, W. N. Londar, D i e G e z e i t e n g e f ä l l e d e r E r d o b e r f l ä c h e i n P o l t a w a n a c h B e o b a c h t u n g e n in d e n J a h r e n 1 9 5 8 u n d 1 9 5 9 . Publ. Gravimetr. Obs. Poltawa 10 14—19 (russ.). 7160. A. E . Ringwood, C h a n g e s i n s o l a r l u m i n o s i t y a n d s o m e p o s s i b l e t e r r e s t r i a l c o n s e q u e n c e s . Geochim. Cosmochim. Acta 21 295—296. — Infolge der Vergrößerung der solaren L e u c h t k r a f t in den vergangenen 5 x 10® J a h r e n u m einen F a k t o r «»1.6 sind heute bekannte geologische Prozesse damals wesentlich anders verlaufen oder haben ü b e r h a u p t nicht stattfinden können. Loh. 7161. P. H. Roberts, F. J. Lowes, E a r t h c u r r e n t s of d e e p i n t e r n a l o r i g i n . J . Geophys. Res. 66 1243—1254. 7162. M. U. Sagitow, D i e v e r t i k a l e K o m p o n e n t e d e r A n z i e h u n g s k r a f t für einige kuppeiförmige K ö r p e r einfacher geometrischer Form. Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau Nr. 119 S. 32—61 (russ. mit engl. Ref.).

61, 1961

331

71. Erdkörper

7163. M. U. Sagitow, B e r e c h n u n g d e r h o r i z o n t a l e n K o m p o n e n t e d e r S c h w e r k r a f t im o b e r e n H a l b r a u m u n d i h r e V e r w e n d u n g zur Bes t i m m u n g a n o m a l e r M a s s e n . Publ. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau 30 209—218 (russ.). 7164. W. A. Sarytschew, E i n f l u ß d e r E r d a b p l a t t u n g a u f d i e R o t a t i o n s b e w e g u n g e i n e s k ü n s t l i c h e n S a t e l l i t e n . K E Nr. 6 S. 3—10 (russ.). — Engl. Übersetzung in ARS J 32 834—838, Planet. Space Sei. 8 173—178. 7165. N. Sekiguchi, O n t h e s t r o n g c o u p l i n g b e t w e e n t h e m a n t l e a n d t h e c o r e of t h e E a r t h . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 23—50 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 206. * * I. D. Shongolowitsch, E a r t h s a t e l l i t e s a n d g e o d e s y . Vgl. Ref. 1852. 7166. D. E. Smith, D e t e r m i n a t i o n of t h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l f r o m s a t e l l i t e o r b i t s . Planet. Space Sei. 8 43—48. — Aus optischen und radiotechnischen Beobachtungen von vier Erdsatelliten werden neue Werte für die 2., 4. und 6. Harmonische des Gravitationspotentials der Erde bestimmt u n d mit acht früheren Bestimmungen verglichen. Die Berechnungen beruhen auf einer Analyse der täglichen Präzession des aufsteigenden Knotens. Gü-Li 7167. R. Sneyers, E t u d e d e s p r o p r i é t é s s t a t i s t i q u e s d e s p l u s m a r é e s à O s t e n d e ( B e l g i q u e ) . Ciel et Terre 77 202—212.

fortes

7168. B. Stoneley, T h e i n t e r i o r of t h e E a r t h . Nature 191 983. 7169. H. Takeuchi, RAS 4 259—264.

Torsional

oscillations

of

the

E a r t h . Geophys.

J.

7170. C. Tsuboi, N u m e r i c a l t a b l e s u s e f u l f o r s t u d y i n g t h e g r a v i t a t i o n a l f i e l d a t h i g h e r e l e v a t i o n s of t h e E a r t h . Geophvs. J . RAS 4 73—82. 7171. J. Verhoogen, H e a t b a l a n c e of t h e E a r t h ' s c o r e . Geophvs. J . RAS 4 276—281. 7172. R. N. Wentorf jr., H. P. Bovenkerk, On t h e o r i g i n of n a t u r a l d i a m o n d s . A p J 134 995—1005. — Ref. in Sky Tel. 23 130—131. — Experimente bei der künstlichen Diamantenherstellung lassen Schlüsse auf die Formung der natürlichen Diamanten ziehen: a) Bildung von Diamanten in Meteoriten bei hohem Druck ( > 55000 bar) und tiefen Temperaturen (1200°); schwarze, polykristalline Klumpen, b) Irdische Diamanten; höhere Temperaturen (>1600°) und Drucke (>60000 bar); Formung durch Druckanstieg oder/und Temperatürerniedrigung. Bk. 7173. P. L. Willmore, S o m e p r o p e r t i e s of h e a v i l y d a m p e d e l e c t r o m a g n e t i c s e i s m o g r a p h s . Geophvs. J . RAS 4 389—404 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 5 Nr. 3. 7174. P. L. Willmore, A. M. Bancroft, T h e t i m e t e r m a p p r o a c h t o r e f r a c t i o n s e i s m o l o g v . Geophys. J . RAS 4 419—432 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 5 Nr. 2. * 7175. P. J. Winter, H. D. Yalliant, A. C. Hamilton, P e n d u l u m o b s e r v a t i o n s at Ottawa, Gander, Teddington, Paris, Rome and Bad Harzburg. Bull. géod. (NS) Nr. 60 S. 142—166 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 3 Nr. 29. 7176. J. Witkowski, R e c h e r c h e s s u r l e s p e n d u l e s d o u b l e s t y p e L e t t a u f a î t e s à l a s t a t i o n d e l a t i t u d e de l ' A c a d e m i e P o l o n a i s e d e s S c i e n ces à B o r o w i e c . Vgl. Ref. 1332 S. 186—188 = Polish Acad. Sei. Astr. Latitude Station Borowiec Repr. Nr. 10.

332

VIII. Erde

61, 1961

7177. T h e E a r t h T o d a y . Herausgegeben von A. H . C o o k , T. F. G a s k e l l . Edinburgh, Oliver & Boyd, 1961. 11 + 404 S. Preis 8 0 s . — Besprechung in Planet. Space Sei. 9 289—290 (D. C. T o z e r ) . 7178. A d v a n c e s i n G e o p h y s i c s , V o l . 7. Herausgegeben von H. E . L a n d s b e r g , J . v a n M i e g h e m . New York, Academic Press, 1961. 333 S. Preis $ 11.00. — Besprechung in Math. Rev. 23 5B2497, Sky Tel. 22 355. 7179. A d v a n c e s i n G e o p h y s i c s , V o l . 8. Herausgegeben von H . E . L a n d s b e r g , J . v a n M i e g h e m . London—New York, Academic Press, 1961. 10 + 392 S. Preis $ 13.00. — Besprechung in Math. Rev. 23 5B2498, Sky Tel. 23 106. 7180. G e o d e t i c u s e s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . 191. — Geophys. Diskussion RAS. 7181. E l l i p t i c i t y of t h e V d S N a o h r . 10 107—108. * * Vulkane

Earth's

Geophys. J . R A S 5 187—

e q u a t o r . Sky Tel. 21 275. — Ref. in

u n d M o n d f i n s t e r n i s s e . Vgl. Ref. 8380.

§ 72

Atmosphäre 7201. J. Aarons, H. E. Whitney, R. S. Roger, J. Thomson, J. Bournazel, E . Vassy, H. A. Hess, K. Rawer, N. Carrara, P. Checeacci, B. Landmark, J. Trölm, B. Hultqvist, L. Liszka, A t m o s p h e r i c p h e n o m e n a n o t e d i n simultaneous o b s e r v a t i o n s of 1 9 5 8 ô 2 ( S p u t n i k I I I ) . Planet. Space Sei. 5 169—184. * * W. Altenholl, P. G. Mezger, H. Straßl, H. Wendker, G. Westerhout, M e ß p r o g r a m m e b e i d e r W e l l e n l ä n g e 11 c m a m 2 5 m - R a d i o t e l e s k o p S t o c k e r t . Vgl. Ref. 22103. * * P. B. Babadshanow, D i e D i c h t e d e r H o c h a t m o s p h ä r e n a c h p h o t o g r a p h i s c h e n B e o b a c h t u n g e n v o n M e t e o r e n i m J a h r e 1 9 5 7 . Vgl. Ref. 9302. 7202. D. R. Bates, T. N. L. Patterson, H y d r o g e n a t o m s a n d i o n s t h e r m o s p h e r e a n d e x o s p h e r e . Planet. Space Sei. 5 257—273. 7203. L. Berkofsky, R. Shapiro, A d y n a m i c a l m o d e l f o r of t h e d o w n w a r d t r a n s f e r of e n e r g y i n t r o d u c e d b y s p h e r i c h e a t i n g . Vgl. Ref. 1340 S. 4 3 4 ^ 4 4 .

in

the

investigation upper atmo-

7204. J. E. Blamont, C. de Jager, U p p e r a t m o s p h e r i c t u r b u l e n c e n e a r t h e 1 0 0 k m l e v e l . Ann. Géophys. 17 134—144 = Sterrewacht «Sonnenborgh» U t r e c h t Overdruk 4° Nr. 26. 7205. J. E. Blamont, M. L. Lory, J. P. Schneider, G. Courtès, M e s u r e d e l a t e m p é r a t u r e d e l a h a u t e a t m o s p h è r e à l ' a l t i t u d e d e 3 7 0 k m . Vgl. Ref. 1337 S. 974—980. * * J. C. Brandt, I n t e r p l a n e t a r y r e s t r i a l o r i g i n . Vgl. Ref. 9508.

gas.

V. A h y d r o g e n

cloud

of

ter-

7206. N. W. Bystrowa, A. N. Demidowa, B e s t i m m u n g d e r H ö h e d e r t u r b u l e n t e n Schicht in der E r d a t m o s p h ä r e aus S o n n e n b e o b a c h t u n g e n . Sonnendaten 1960 Nr. 11 S. 77—78 (russ.).

72. Atmosphäre

61, 1961

333

7207. N. W. Bystrowa, A. N. Demidowa, N. A. Lasarewa, D e r S p r u n g B r e o h u n g s i n d e x der L u f t im o p t i s c h e n B e r e i c h in der H ö h e T r o p o p a u s e . Sonnendaten 1961 Nr. 8 S. 77—78 (russ.). 7208. K. S. W. Champion, R. A. Minzner, H . L. Pond, R e v i e w of t h e m o d e l a t m o s p h e r e , 1 9 5 9 . Vgl. Ref. 1340 S. 4 5 4 ^ 1 6 2 . 7209. K. P. Chopra, P r o d u c t i o n Planet. Space Sei. 5 164—166.

of c a r b o n

in t h e

upper

des der

ARDC

atmosphere.

7210. K. P. Chopra, I n t e r a c t i o n s of r a p i d l y m o v i n g b o d i e s i n t e r r e s t r i a l a t m o s p h e r e . Rev. Modern P h y s . 33 153—189, mit einer Berichtigung S. 624—625. — Von Bedeutung f ü r die Bewegung eines Satelliten in der oberen Atmosphäre sind eine Vielzahl elektro- u n d magnetohydrodynamischer Phänomene. I h r e Bremswirkung auf den Satelliten wird ausführlich diskutiert. Als Ergebnis f ü r die Atmosphäre zwischen 200 u n d 20000 k m Höhe werden die Dichte neutraler Teilchen u n d der Elektronen, die T e m p e r a t u r u n d der Druck angegeben. Zum Schluß werden Laboratoriumsexperimente angegeben, die unter genau umrissenen Bedingungen Aufschlüsse über die Eigenschaften der oberen Atmosphäre geben können. Bk. 7211. H. Craig, D. Lai, T h e p r o d u c t i o n 13 85—105. 7212. F. Daniels, C h e m i c a l r e s e a r c h s i c a l Y e a r . Vgl. Ref. 1325 S. 29—37.

r a t e of n a t u r a l in

the

t r i t i u m . Tellus

International

Geophy-

7213. T. M. Donahue, J. E. Blamont, S o d i u m i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Ann. Geophys. 17 116—133 = Publ. Obs. Haute-Provence 5 Nr. 33. 7214. J. P. Dougherty, T h e a n i s o t r o p y of l e v e l . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 210—213. * * N. H. Fletcher, 9323.

Freezing

nuclei,

turbulence

meteors,

and

at

the

meteor

r a i n f a l l . Vgl. Ref.

7215. B. D. Fomenko, Ü b e r d e n s y n o p t i s c h e n Zusammenhang der S o n n e n a k t i v i t ä t m i t P r o z e s s e n i n d e r T r o p o s p h ä r e . Sonnendaten 1961 Nr. 9 S. 74—78 (russ.). 7216. H . Friedman, O p t i c a l d e t e r m i n a t i o n s t u r e . Vgl. Ref. 1335 S. 83—91.

of

atmospheric

struc-

7217. S. N. Ghosh, K. D. Sharma, T h e n u m b e r of N 2 m o l e c u l e s i n E a r t h ' s a t m o s p h e r e f r o m r o c k e t d a t a . Planet. Space Sei. 8 9—12. 7218. J. S. Greenhow, E. L. Neufeld, W i n d s i n t h e u p p e r atmosphere. Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 87 472—489 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell B a n k Repr. Nr. 251. 7219. G. V. Groves, M e t h o d s of c a l c u l a t i n g a t m o s p h e r i c f r o m s a t e l l i t e o r b i t d a t a . Planet. Space Sei. 5 314—320.

densities

7220. G. V. Groves, L a t i t u d e a n d d i u r n a l v a r i a t i o n s of a i r d e n s i t i e s f r o m 190 t o 280 k m as d e r i v e d f r o m t h e o r b i t s of D i s c o v e r e r s a t e l l i t e s . Proc. Roy. Soc. (A) 263 212—216. 7221. G. V. Groves, C o r r e l a t i o n with geomagnetic activity, —753. 7222. R. A. Helliwell,

The

upper

of u p p e r November

a t m o s p h e r e air density 1 9 6 0 . Vgl. Ref. 1337 S. 751

atmosphere.

Vgl. Ref. 1325 S. 24—28.

334

VITI. Erde

61, 1961

7223. G. M. Idlis, H e r k u n f t u n d D u r c h m e s s e r v e r t e i l u n g v e r s c h i e d e n a r t i g e r S t ä u b c h e n in v e r s c h i e d e n e n S c h i c h t e n d e r E r d a t m o s p h ä r e . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 12 99—103 (russ. mit engl. Ref.). 7224. W. G. Istomin, N i t r o g e n i o n s i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e a n d i o n i z a t i o n of t h e r e g i o n a t n i g h t . DAN 137 1102—1105 (russ.).

the

7225. W. G. Istomin, M a s s e n s p e k t r o m e t r i s c h e Messungen der gasförmigen Komponente der E r d a t m o s p h ä r e mit Raketen und k ü n s t l i c h e n E r d s a t e l l i t e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 359—368 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 7A714. 7226. L. G. Jacchia, I r r e g u l a r i t i e s in a t m o s p h e r i c d e n s i t i e s f r o m s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . Ann. Geophys. 17 273—276. 7227. L. G. Jacehia, A w o r k i n g Nature 192 1147—1148.

model

for

the

upper

deduced

atmosphere.

7228. J. E. Jackson, S. J. Bauer, R o c k e t m e a s u r e m e n t of a d a y t i m e e l e c t r o n - d e n s i t v p r o f i l e u p t o 6 2 0 k i l o m e t e r s . J . Geophvs. Res. 66 3055—3057. 7229. F. S. Johnson, T h e d i s t r i b u t i o n of h y d r o g e n in t h e t e l l u r i c h y d r o g e n c o r o n a . A p J 133 701—705. — Die WasserstofTkorona setzt sich aus den Partikeln in den verschiedenen möglichen Gravitationsbahnen zusammen. Mit zwei verschiedenen Annahmen über die Besetzung dieser Bahnen und für 1000° und 1500° Temperatur der Exosphäre wird die Dichteverteilung aus der Kontinuitätsbedingung für den auswärts gerichteten Partikelfluß berechnet. Har. * * F. S. Johnson, T h e t e l l u r i c h y d r o g e n c o r o n a a s t h e s o u r c e of n i g h t t i m e L y m a n - A l p h a r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 7444. 7230. L. M. Jones, U p p e r a i r s t r u c t u r e r o c k e t s . Vgl. Ref. 1337 S. 1037—1048.

measurements

with

small

7231. H. K. Kallmann-Bijl, B. L. F. Boyd, H. Lagow, S. M. Poloskow, W. Priester, C i r a 1961. C O S P A R I n t e r n a t i o n a l R e f e r e n c e A t m o s p h e r e , 1961. Amsterdam, North-Holland Publishing Company, 1961. 190 S. Preis hfl. 11.00. — Besprechung in ZfA 54 64—66 (K. R a w e r ) . 7232. H. K. Kallmann-Bijl, D a y t i m e a n d n i g h t t i m e a t m o s p h e r i c p r o p e r t i e s d e r i v e d f r o m r o c k e t a n d s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . J . Geophvs. Res. 66 787—795. 7233. H. K. Kallmann Bijl, V a r i a b l e a t m o s p h e r i c p r o p e r t i e s d e r i v e d f r o m r o c k e t a n d s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1329 S. 330—337. 7234. H. K. Kallmann-Bijl, I n t r o d u c t i o n t o a p r o p o s a l f o r a n n a t i o n a l r e f e r e n c e a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1337 S. 889—895.

inter-

7235. D. G. King-Hele, D. M. C. Walker, A t m o s p h e r i c d e n s i t i e s a t h e i g h t s of 1 8 0 — 7 0 0 k m . Ann. Geophys. 17 162—171. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1996. 7236. D. G. King-Hele, D. M. C. Walker, D e n s i t y of t h e u p p e r sphere determined from satellite orbits, and its variation 1957 — 61. Nature 191 114—118.

atmoduring

7237. D. G. King-Hele, S a t e l l i t e s a n d t h e E a r t h ' s o u t e r a t m o s p h e r e . Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 87 265—281. — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 6i> 465.

335

72. Atmosphäre

61, 1961

7238. D. G. King-Hele, D. M. C. Walker, U p p e r - a t m o s p h e r e d e n s i t y during t h e y e a r s 1957 to 1 9 6 1 , d e t e r m i n e d from s a t e l l i t e o r b i t s . Vgl. Ref. 1837 S. 918—957. 7239. N. I. Koshewnikow, Ü b e r die B e s t i m m u n g der H ö h e der t u r b u l e n t e n S c h i c h t in der E r d a t m o s p h ä r e . Sonnendaten 1961 Nr. 8 S. 75—77 (russ.). 7240. W. I. Krassowskij, Some p r o b l e m s a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1335 S. 518—524. 7241. W. G. Kurt, Die H o c h a t m o s p h ä r e Medium. Priroda 50 Nr. 2 S. 23—30 (russ.). 7242. G. Kvifte, T e m p e r a t u r e Space Sei. 5 153—157.

of

physics

und

measurements

das

of

the

upper

interplanetare

from OH bands. Planet.

7243. S. H. Landberg, D e n s i t y of t h e upper a t m o s p h e r e d e r i v e d from D i s c o v e r e r s a t e l l i t e s . ARS J 31 155—157. 7244. F. Link, P o s s i b i l i t é s d ' e x p l o r a t i o n de la h a u t e a t m o s p h è r e f o u r n i e s par les é c l i p s e s des s a t e l l i t e s a r t i f i c i e l s . Vgl. Ref. 1337 S. 70—75. 7245. A. Lundbak, A b o u t air d e n s i t i e s at a l t i t u d e s of 4 0 0 — 7 0 0 km (remarks on r e f e r e n c e a t m o s p h e r e ) . Vgl. Ref. 1337 S. 1005—1012. 7246. H. A. Martin, W. Neveling, W. Priester, M. Römer, Model of t h e upper a t m o s p h e r e from 130 t h r o u g h 1 6 0 0 k m , d e r i v e d from s a t e l l i t e o r b i t s . Vgl. Ref. 1337 S. 902—917 = Mitt. Univ.-Sternw. Bonn Nr. 35. 7247. B. A. Mirtow, R a k e t e n , S p u t n i k i und die E r f o r s c h u n g H o c h a t m o s p h ä r e . Priroda 50 Nr. 10 S. 23—31 (russ.).

der

7248. S. K. Mitra, U p p e r a t m o s p h e r e and s p a c e e x p l o r a t i o n with a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Proc. National Inst. Sei. India (A) 26 215—232, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1494. 7249. M. Nicolet, H e l i u m , an i m p o r t a n t c o n s t i t u e n t e x o s p h e r e . J . Geophys. Res. 66 2263—2264. 7250. M. Nicolet, S t r u c t u r e 1—32. 7251. M. Nicolet, Les 1337 S. 896—901.

of

modèles

the

thermosphere.

atmosphériques

in

the

lower

Planet. Space Sei. 5

et l ' h é l i u m . Vgl. Ref.

* * M. Nicolet, E f f e t s de l ' u l t r a v i o l e t l o i n t a i n s o l a i r e sur s p h è r e de la T e r r e et des a u t r e s p l a n è t e s . Vgl. Ref. 6827.

l'atmo-

7252. R. C. Nigam, A d e t e r m i n a t i o n of t h e a t m o s p h e r i c o b l a t e n e s s from t h e m o t i o n of two low s a t e l l i t e s . A J 66 292. — Ref. AAS. 7253. J . Olsen, L u f t h a v e t o m k r i n g J o r d e n . Kebenhavn, Ejnar Munksgaards Forlag, 1961. 93 S. Preis Kr. 8. — Besprechung in Urania Kebenhavn 18 31. 7254. H. K. Paetzold, A p r e l i m i n a r y model upper a i r d e n s i t i e s . Nature 190 35—36.

for

the

variations

of

7255. H. K. Paetzold, Ü b e r eine j ä h r l i c h e V a r i a t i o n der D i c h t e der h ö c h s t e n E r d a t m o s p h ä r e . Z. Naturforschung 16a 50—56. — Die Beob-

VIII. Erde

336

61, 1961

achtung erdnaher künstlicher Satelliten h a t erhebliche Schwankungen ihrer Abbremsung durch die hohe E r d a t m o s p h ä r e ergeben. Die daraus folgenden Variationen der Luftdichte haben verschiedene Ursachen: solare Wellen- u n d Korpuskelstrahlung, Wechsel von T a g u n d N a c h t u n d ein jährlicher Effekt. Dieser h ä n g t vermutlich mit dem Zustand der interplanetaren Materie zusammen u n d läßt vielleicht auf das Vorhandensein eines interstellaren Windes schließen. Verf. 7256. H. K. Paetzold, Ü b e r d i e Z u s a m m e n s e t z u n g d e r t e r r e s t r i s c h e n E x o s p h ä r e . Z. Naturforschung 16a 521—523. 7257. H. K. Paetzold, H. Zschörner, T h e s t r u c t u r e of t h e u p p e r a t m o s p h e r e a n d i t s v a r i a t i o n s a f t e r s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1337 S. 958—973. 7258. A. B. Pittock, 14 55—59.

Upper

atmosphere

physics.

J . Astr. Soc. Victoria

7259. A. A. Pochunkow, M a s s e n s p e k t r o s k o p i s c h e U n t e r s u c h u n g e n d e r S t r u k t u r p a r a m e t e r d e r E r d a t m o s p h ä r e in d e n H ö h e n v o n 100 b i s 2 1 0 k m . K E Nr. 7 S. 89—100 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 269—279. 7260. J. Pokrzywnicki, P y l o w e s a t e l i t y Z i e m i . Urania K r a k o w 32 49—50. — Verf. berichtet über die Ansicht von F. L. Whipple, wonach die E r d e bis in 13000 k m Höhe von einem S t a u b m a n t e l umgeben ist. E. R. 7261. J. Pressman, F. F. Marino, M e a s u r e m e n t of a i r d e n s i t y a t 4 3 0 k m b y s o d i u m r e s o n a n c e c l o u d t e c h n i q u e s . A R S J 31 819—821. 7262. W. Priester, S o l a r a c t i v i t y e f f e c t a n d d i u r n a l v a r i a t i o n i n t h e upper atmosphere. J . Geophys. Res. 66 4143—4148. — Zwischen der Dichte Q der Hochatmosphäre (aus Satelliten-Beobachtungen) u n d der Intensität S der solaren Radiostrahlung im Dezimeterbereich besteht die Beziehung Q ~ S m . Der E x p o n e n t m wird f ü r die H ö h e n 350, 650 u n d 1300 k m in Abhängigkeit von der Ortszeit bestimmt. F ü r die tägliche Temperaturschwankung in 650 k m Höhe wird eine Abhängigkeit von der Sonnenaktivität ermittelt, die es nahelegt, außer der Aufheizung der F-Schicht d u r c h die UV-Strahlung noch eine andere Wärmequelle anzunehmen. Gü-Li 7263. S. I. Rasooi, E f f e c t of m a j o r m e t e o r i c s h o w e r s o n t h e d e n s i t i e s of t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Science 134 385—386. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 2008. 7264. G. Righini, L ' e s o s f e r a t e r r e s t r e e d il c o n t r i b u t o r i c e r c h e s p a z i a l i . Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 51, 7 S.

italiano

alle

7265. M. Römer, M o d e l l d e r E x o s p h ä r e i m H ö h e n b e r e i c h 1000— 1700 k m , berechnet aus den Bahnänderungen des Satelliten E c h o I. Forschungsber. Nordrhein-Westfalen Nr. 997, 34 S. = Mitt. Univ.S t e m w . Bonn Nr. 37. — Ref. in Sterne 37 251, VdS Nachr. 10 121. — Mit einer Methode, die die Abhängigkeit der L u f t d i c h t e von der wahren Ortszeit berücksichtigt, wurden die B a h n d a t e n des Satelliten 19601 1 analysiert. Die periodischen Bahnenergieänderungen durch den solaren Strahlungsdruck wurden abgeschätzt u n d die beobachteten Umlaufszeitänderungen damit korrigiert. Die täglichen Maxima der L u f t d i c h t e im Bereich 1000 k m bis 1700 k m f ü r den Zeitraum Aug. 12 bis Dez. 19, 1960, wurden ermittelt. Die Dichten zeigen eine Korrelation zur solaren 20 cm-Strahlung u n d einen systematischen Gang, der d u r c h einen jährlichen E f f e k t gedeutet werden k a n n . Aus der resultierenden

61, 1961

72. Atmosphäre

337

Dichteverteilung werden unter Annahme der Isothermie die Verteilung des mittleren Molekulargewichts u n d die T e m p e r a t u r der Exosphäre bis 1700 k m Höhe bestimmt. Verf. 7266. M.Römer, T e r r e s t r i a l N a t u r e 191 238—240.

exosphere

at

7267. S. Rubin, M e t h o d f o r d e t e r m i n i n g s p h e r e . A R S J 31 1456—1457.

h e i g h t s of scale

heights

1000—1700km. in t h e

atmo-

7268. G. P. Serbu, R. E. Bourdeau, J. L. Donley, E l e c t r o n temperature m e a s u r e m e n t s o n t h e E x p l o r e r V I I I s a t e l l i t e . J . Geophys. Res. 66 4313—4315. 7269. M. Stuiver, V a r i a t i o n s in radiocarbon concentration and s u n s p o t a c t i v i t y . J . Geophys. Res. 66 273—276. — Bei A n n a h m e einer umgekehrt proportionalen Beziehung zwischen der Sonnenfleckenaktivität u n d der P r o d u k t i o n des Kohlenstoffisotops C 14 in der Atmosphäre wird die ( ^ - K o n zentration f ü r die letzten 13 J a h r h u n d e r t e berechnet u n d graphisch dargestellt. Gü-Li 7270. J. Veldkamp, D e h o o g s t e l u c h t l a g e n . Vgl. Ref. 1338 S. 169—176. 7271. S. V. Venkateswaran, J . G. Moore, A. J . Krueger, D e t e r m i n a t i o n of t h e v e r t i c a l d i s t r i b u t i o n of o z o n e b y s a t e l l i t e p h o t o m e t r y . J . Geophys. Res. 66 1751—1771. 7272. E. Vigroux, L ' o z o n e a t m o s p h é r i q u e . Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 278. 7273. M. Wähnl, D i e W a s s e r s t o f f - K o r o n a sternw. Wien Nr. 4 S. 129—130.

Ciel et Terre 77 257—272 = der

Erde.

Veröff. Urania-

7274. C. A. Whitney, D e t e r m i n a t i o n of a t m o s p h e r i c d e n s i t i e s s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . Ann. Géophys. 17 237—244. — Ref. in Abstr. (A) 64 1996. 7275. S. P. Wyatt, T h e d i u r n a l a t m o s p h e r i c s a t e l l i t e m o t i o n s . A J 66 299. — Ref. AAS.

bulge

and

from Phys.

its effect

on

7276. H a n d b u c h d e r A e r o l o g i e . Herausgegeben von W. H e s s e . Leipzig, Akademische Verlagsgesellschaft Geest & Portig KG., 1961. 897 S. Preis DM80.00. — Besprechung in Sky Tel. 22 102. 7277. S a t e l l i t e E n v i r o n m e n t H a n d b o o k . Herausgegeben von F . S. J o h n s o n . Stanford, Calif., Stanford University Press, 1961. 155 S. Preis $ 5.50 bzw. 38 s. 6 d. — Besprechung in Ann d'Astrophys 24 550—551 (F. B a r l i e r ) , J . Atmosph. Terr. Phys. 22 225 (E. V. A p p l e t o n ) , Proc I R E 49 1970 (M.G. M o r g a n ) , P u b i A S P 74 174 (W. P e t r i e ) , Sky Tel. 22 102, 23 100—101 (G. S. H a w k i n s ) , Spaceflight 4 169—170 (G. V. G r o v e s ) . 7278. P h v s i c s o f t h e U p p e r A t m o s p h e r e . Herausgegeben von J . A. R a t c l i f f e . Vgl. A J B 60 Ref. 7248. — Weitere Besprechung in ZfMG 91 431—432 (K. R a w e r ) . 7279. Z m i a n y g ç s t o s c i a t m o s f e r y z i e m s k i e j n a n i e k t ó r y c h w y s o k o s c i a c h . Urania K r a k ó w 32 11. — Ref. der in A J B 60 Ref. 7234 zitierten Arbeit über die Änderungen der Atmosphärendichte durch solare Einflüsse, ermittelt aus Satelliten-Beobachtungen. E. R.

Astronom. Jahresbericht 1961

22

338

V I I I . Erde

61, 1961

§ 73 Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima Refraktion 7301. D. C. Brown, O p t i c a l r e f r a c t i o n w i t h e m p h a s i s on c o r r e o t i o n f o r p o i n t s o u t s i d e t h e a t m o s p h e r e . ARS J 31 549—550. 7302. H. E. Dali, A t m o s p h e r i c

d i s p e r s i o n . J B A A 71 75—78.

7303. B . L . J o n e s , Photogrammetric refraction angle: Satellite v i e w e d f r o m E a r t h . J . Geophys. Res. 66 1135—1138. — Es wird die Wirkung der Refraktion auf den scheinbaren Ort eines künstlichen Satelliten untersucht. Sie hängt von der Höhe des Satelliten über der Erdoberfläche ab, von der Zenitdistanz, vom Brechungsindex und von der astronomischen Refraktion, wie sie sich für einen Fixstern ergeben würde. Die letztgenannte Abhängigkeit ist sehr empfindlich, auffälligerweise gerade für kleine Zenitdistanzen. Für einen 400 km hohen Satelliten z. B . wirkt sich bei 10° Zenitdistanz ein Fehler der astronomischen Refraktion beim Satelliten 15-fach aus. Für die beabsichtigte Verwendung der Satelliten als Triangulationspunkte ist das wichtig. Frlb. 7304. A. A. Michajlow, S o m e c o n s i d e r a t i o n s on t h e c o m p u t a t i o n o f r e f r a c t i o n . A J UdSSR 38 754—757 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird eine Regel zur Berechnung der Refraktion für den Fall gegeben, daß die Luft im Inneren der Beobachtungshütte durch ein Planparallelglas von der Außenluft getrennt ist. Als Beispiel wird das Polarrohr der Sternwarte Pulkowo angeführt. Gü-Li 7305. B. A. Orlow, On t h e m e a n r e f r a c t i o n o f t h e P u l k o w o t a b l e s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 3 (168) S. 51—55 (russ. mit engl. Ref.). 7306. S. N. Sehuxtowa, D i e a t m o s p h ä r i s c h e D i s p e r s i o n und i h r E i n f l u ß a u f die G e n a u i g k e i t d e r B e s t i m m u n g d e r r e l a t i v e n P o s i t i o n e n v o n D o p p e l s t e r n e n b e i den B e o b a c h t u n g e n a m 3 8 cmAstrographen des Observatoriums M o s k a u . Abh. Staatl. Pädagog. Inst. Swerdlowsk 1959 Nr. 17 S. 65—74 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1961 12 A 284. Szintillation 7307. B. H. Briggs, T h e c o r r e l a t i o n o f r a d i o s t a r s c i n t i l l a t i o n s w i t h g e o m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s . Geophys. J . RAS 5 306—317. — Der Versuch, eine Beziehung zwischen Beobachtungen der Szintillation der Radioquelle Cassiopeia A und geomagnetischen Störungen aufzudecken, führt zu keiner klaren Vorstellung und widerspricht den Ergebnissen früherer Untersuchungen. Ho. 7308. D. S. Bugnolo, R a d i o s t a r s c i n t i l l a t i o n a n d m u l t i p l e s c a t t e r i n g in t h e i o n o s p h e r e . I R E Trans. Antennas Propagation AP-9 89—96. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 889. 7309. N. W. Bystrowa, A. N. Demidowa, T h e i n f l u e n c e o f a t m o s p h e r i c u n s t e a d i n e s s on t h e s o l a r i m a g e . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 4 (169) S. 89—98 (russ. mit engl. Ref.). — Visuelle Untersuchungen des Einflusses der atmosphärischen Turbulenz auf astronomische Objekte mit Hilfe des 20 cm-Meniskusteleskops. Simultane Beobachtungen der Größe der Szintillation an Wega und der Sonne ergaben praktisch die gleichen Werte. Ho.

61, 1961

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

339

7310. N. W. Bystrowa, A. N. Demidowa, D i e L a g e a t m o s p h ä r i s c h e r , Sonnenrand deformierender Inhomogenitäten an klaren w o l k i g e n T a g e n . Sonnendaten 1961 Nr. 3 S. 73 (russ.).

den und

7811. P. A. Forsyth, K. V. Paulson, R a d i o - s t a r s c i n t i l l a t i o n s a n d t h e a u r o r a l z o n e . Canadian J . Phys. 39 502—509. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 889. 7312. S. Gruber, S t a t i s t i c a l a n a l y s i s of r a d i o s t a r scintillation. J . Atmosph. Terr. Phys. 20 59—71. — Bei Frequenzen von 50 und 200 MHz wurden mit zwei Empfängern, die in gegenseitigen Abständen von 100, 250 und 400 m in nord-südlicher Richtung aufgestellt werden konnten, die Korrelationsfunktionen der Intensitäts- und Phasenschwankungen der Strahlung von Radioquellen beobachtet. Die Messungen werden an H a n d der Theorie von Booker, RatclifFe und Shinn diskutiert; sie lassen sich durch die Annahme eines unveränderlichen, horizontal sich bewegenden «Schlierensystems» beschreiben. Die Beobachtungen zeigen, daß die «Schlieren» nicht notwendig zufällig angeordnet sein müssen, in den Korrelationsfunktionen treten diskrete Frequenzen stark heraus. Eis. 7313. M. Kerimbekow, D i e S z i n t i l l a t i o n d e s S o n n e n r a n d e s i n v e r s c h i e d e n e n W e l l e n l ä n g e n . Nachr. Akad. Wiss. Aserbajdshan. SSR (Phys.Math., Techn.) 1960 Nr. 6 S. 171—174 (russ. mit aserbajdshan. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1962 1A414. 7314. I. G. Koltschinskij, U n t e r s u c h u n g d e r S z i n t i l l a t i o n d e r S t e r n e i n T e l e s k o p e n . Mitt. Astr. Hauptobs. Golossejewo 3 Nr. 2 S. 27—67 (russ.). — Es werden die durch Szintillation verursachten Intensitäts- und Ortsschwankungen der Gestirne und die in einer turbulenten Atmosphäre auftretenden Farbeffekte behandelt. Ho. 7315. I. G. Koltschinskij, T h e a u t o c o r r e l a t i o n f u n c t i o n of f l u c t u a t i o n s of d i r e c t i o n s of l i g h t r a y s f r o m o b s e r v a t i o n s of s t a r i m a g e m o t i o n . Mitt. Astr. Hauptobs. Golossejewo 4 Nr. 1 S. 13—30 (russ. mit engl. Ref.). — Mit einem 40 cm-Astrographen (f = 550 cm) wird die Richtungsszintillation bei hellen Sternen photographisch nach der Methode der bewegten Photoplatte registriert. Die ausgemessenen Richtungsabweichungen des Sternlichts führen auf eine Autokorrelationsfunktion R (t), die mit der von R. B. Muchmore und A. D. Wheelon ermittelten theoretischen Funktion R (r) genähert übereinstimmt. Das Amplitudenspektrum der Richtungsabweichungen zeigt ein Maximum bei niedrigen Frequenzen in der Größenordnung von 0.1 Hz in Übereinstimmung mit früheren Ergebnissen. Gü-Li 7316. N. F. Kuprewitsch, T h e simultaneous television registration of t h e l i g h t f l u x a n d t h e f o r m of a s c i n t i l l a t i n g s t e l l a r i m a g e . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 4 (169) S. 58—64 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird eine Fernsehapparatur beschrieben, die gleichzeitig sowohl den Gesamtlichtstrom eines Fixsterns als auch die Form seines durch die Szintillation entstellten Fokalbildes im Fernrohr zu registrieren gestattet. Mit einem Schnellverschluß, der auf lichtelektrischem Wege vom Gesamtlichtstrom betätigt wird, soll erreicht werden, den Stern in den Momenten der geringsten Deformation seines Bildes zu photographieren. Eine solche automatische Bildauswahl gelingt aber nicht in der gewünschten Vollkommenheit, wie eine beigefügte Bildtafel zeigt. Gü-Li 7317. R. S. Lawrence, J. L. Jespersen, R. C. Lamb, A m p l i t u d e a n d a n g u l a r s c i n t i l l a t i o n s of t h e r a d i o s o u r c e C y g n u s - A o b s e r v e d a t B o u l d e r , C o l o r a d o . J . Res. National Bureau Standards (D) 65 333—350. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1003. 22*

340

VIII. Erde

7318. U. Mayer, B e o b a c h t u n g e n 1959 S. 53—54. — Ref. AG.

der

61, 1961

Richtungsszintillation.

7319. W . M. Protheroe, S t e l l a r s c i n t i l l a t i o n . Flower a n d Cook Obs. Repr. Nr. 133.

Mitt. AG

Science 134 1593—1599 =

7320. G. C. Beid, D i s c u s s i o n of t h e p a p e r « O b s e r v e d v a r i a t i o n s i n t h e a m p l i t u d e s c i n t i l l a t i o n s of t h e C a s s i o p e i a ( 2 3 N 5 A ) s o u r c e » b y H . J . A. C h i v e r s . J . Atmosph. Terr. Phys. 20 300. 7321. H . Schefiler, Z u r s t r a h l e n o p t i s c h e n T h e o r i e d e r S z i n t i l l a t i o n . Beiträge Phys. Atmosphäre 34 198—233 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 56. — E s wird die Ausbreitung von Strahlung in einem Medium mit schwachen, statistisch verteilten u n d zeitlich veränderlichen Inhomogenitäten des Brechungsindexverlaufes (Schlieren) untersucht. Dabei werden gewisse Voraussetzungen über das Schwankungsfeld des Brechungsindex u n d über die Strömungsgeschwindigkeit gemacht. F ü r zwei Fälle werden die Charakteristiken der Raum-ZeitVerteilung der Richtungs- u n d Intensitätsverteilungen der a m Beobachtungsort ankommenden Strahlung abgeleitet: (1) f ü r parallele Strahlen (Sterne) u n d (2) f ü r endlich ausgedehnte Strahlungsquellen. Zur Illustration der Ergebnisse werden einige spezielle Beispiele mit einfachen Ansätzen f ü r das «Schlierenspektrum» diskutiert u n d durch Diagramme veranschaulicht. Verf. (gek.) 7322. D. G. Singleton, O n t h e a p p a r e n t l o n g t e r m n e g a t i v e c o r r e l a t i o n b e t w e e n s c i n t i l l a t i o n s a n d s p r e a d - F . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 219—220. 7323. A. Tsuchiya, M. Morimoto, A n o m a l o u s s c i n t i l l a t i o n of s o l a r r a d i o e m i s s i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 303—311 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 217. — Eine besondere Art von Szintillation der solaren Radiostrahlung wurde bei gleichzeitigen Beobachtungen mit einem Polarimeter u n d einem Interferometer bei 201 MHz mit einer Bandbreite von 100 k H z gefunden. Der Ursprung dieser Art von Szintillation k a n n nicht der Ionosphäre, sondern m u ß der Troposphäre zugeschrieben werden. Entsprechend der Theorie der troposphärischen Streuung wird zwischen einer selektiven u n d einer langperiodischen, nicht-selektiven Szintillation unterschieden. Ee. 7324. A. Tsuchiya, M. Morimoto, Anomalous scintillation of solar r a d i o e m i s s i o n . Rep. Ionosphere Space Res. J a p a n 14 450—452, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 694.

Extinktion 7325. L. H . Aller, T h e t r a n s p a r e n c y of s p a c e . Vgl. Ref. 1314 S. 4 6 7 ^ 6 8 . 7326. A. Angstrom, T e c h n i q u e s of d e t e r m i n i n g a t m o s p h e r e . Tellus 13 214—223.

the turbiditv

of

the

7327. A. Biskupski, W z o r y n a e k s t y n k c j ? r o z n i c o w ^ . Urania K r a k o w 32 278—279. — E s werden Formeln zur Berechnung der differentiellen E x t i n k t i o n bei visuellen Helligkeitsschätzungen veränderlicher Sterne angegeben. E. R. 7328. P. N. Bojko, G. S. Liwschiz, T r a n s p a r e n c y of t h e a t m o s p h e r e a n d d a i l y i l l u m i n a t i o n . Mitt. Astrophvs. Inst. Alma-Ata I I 97—104 (russ. mit engl. Ref.). 7329. R. A. Bozula, E i n i g e B e o b a c h t u n g s e r g e b n i s s e ü b e r d i e a t m o sphärische Durchsicht am Astronomischen Engelhardt-Observ a t o r i u m . Bull. Astr. Engelhardt-Obs. K a s a n Nr. 36 S. 8—27 (russ.).

61, 1961

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

341

7330. B. A. Bozula, E i n i g e E r g e b n i s s e v o n B e o b a c h t u n g e n d e r a t m o sphärischen Durchsichtigkeit am Astronomischen EngelhardtO b s e r v a t o r i u m . Vgl. Ref. 1322 S. 78—80. 7331. D. Deirmendjian, A t m o s p h e r i c e x t i n c t i o n of i n f r a - r e d radiat i o n . Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 86 371—381, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1991. 7332. J. Gadomski, T h e a v e r a g e v i s u a l e x t i n c t i o n in t h e z e n i t h t h e d i f f e r e n t s p o t s i n P o l a n d . Urania Krakow Suppl. Nr. 3 S. 49. 7333. S. N. Ghosh, V. Malaviya, M i c r o w a v e a b s o r p t i o n a t m o s p h e r e . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 243—256.

in

the

for

Earth's

7334. M. Golay, N o t e s u r l ' e f f e t d e l a l a r g e u r de l a b a n d e p a s s a n t e d a n s la d é t e r m i n a t i o n du c o e f f i c i e n t d ' e x t i n c t i o n a t m o s p h é r i q u e . Arch. Sei. Genève 14 105—113 = Publ. Obs. Genève (A) Fasc. 61 I I . — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 688. 7335. N. I. Koshewnikow, E. A. Makarowa, On t h e l i m i t s of a p p l i c a b i l i t y of B o u g u e r ' s m e t h o d f o r d e t e r m i n i n g t h e i n t e n s i t y of l i g h t f r o m a c e l e s t i a l s o u r c e . A J UdSSR 38 536—540 (russ. mit engl. Ref.). — Die Untersuchung ergab, daß Bouguers Verfahren nicht auf eine absorbierende Atmosphäre anwendbar ist, die Schichten mit Diskontinuitäten aufweist. Verf. (ü., gek.) 7336. F. Möller, A t m o s p h e r i c w a t e r v a p o r m e a s u r e m e n t s a t 6—7 m i c r o n s f r o m a s a t e l l i t e . Planet. Space Sei. 5 202—206. 7337. D. G. Murcray, F. H. Murcray, W. J. Williams, F. E. Leslie, S t u d y of 1.4 fi, 1.9 /ti, a n d 6 . 3 /i w a t e r v a p o r b a n d s a t h i g h a l t i t u d e s . J . Optical Soc. America 51 186—195. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 635—636. 7338. E. W. Pjaskowskaja-Fessenkowa, P. N\ Bojko, G. M. Beljak, W. W. Bojko, S o m e d a t a w e a k e n i n g a n d s c a t t e r i n g of l i g h t a b o u t a t t h e d i f f e r e n t a l t i t u d e s a b o v e s e a - l e v e l . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 11 78 —88 (russ. mit engl. Ref.). 7339. L. J. Robinson, A n a n a l y s i s of t h e s e e i n g a n d t r a n s p a r e n c y s c a l e s a s u s e d b y a m a t e u r o b s e r v e r s . Strolling Astr. 15 205—212. 7340. C. W. Tolbert, A. W. Straiton, A n a n a l y s i s of r e c e n t measurem e n t s of t h e a t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n of m i l l i m e t r i c r a d i o w a v e s . Proc I R E 49 649—650. Astroklima 7341. G. W. Achundowa, S. P. Dartschija, V o r l ä u f i g e Ergebnisse der B e a r b e i t u n g visueller B e o b a c h t u n g e n ü b e r die Güte von S t e r n b i l d c h e n . Nachr. Akad. Wiss. Aserbajdshan. SSR (Phys.-Math., Techn.) 1961 Nr. 1 S. 167—179 (russ. mit aserbajdshan. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1961 12A283. 7342. H. C. Aslyng, B. F. Nielsen, T h e r a d i a t i o n b a l a n c e a t Copenh a g e n . Arch. Meteorol. Wien (B) 10 342—358. — Ref. in Phys. Ber. 41 454. 7343. H. J. de Boer, A c a l c u l a t i o n of g l o b a l r a d i a t i o n i n t h e N e t h e r l a n d s w i t h t h e a i d of r e l a t i v e d u r a t i o n of s u n s h i n e . Arch. Meteorol. Wien (B) 10 537—546. — Ref. in Phys. Ber. 41 454.

342

VIII. Erde

61, 1961

7344. S. P. Dartschija, S o m e r e s u l t s of s t u d i e s of t h e a s t r o c l i m a t e m a d e b y e x p e d i t i o n s of t h e P u l k o w o O b s e r v a t o r y . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 4 (169) S. 99—113 (russ. mit engl. Ref.). — Die Beobachtungen der Szintillation und der Güte der Sternbildchen wurden an der Station Suworowsk in der Stawropoler Steppe, auf dem Berg Turtschidag in Dagestan und auf der Bergstation im Rayon Kislowodsk durchgeführt. Unter anderem h a t sich gezeigt, daß neben anderen Faktoren hauptsächlich das Relief der Umgebung großen Einfluß auf die Abbildungsgüte hat. Die besten Beobachtungsbedingungen herrschen auf der Bergstation Kislowodsk und bei Wichli in Dagestan. Loh. 7345. P. S. Hariharan, T h e u s e of t h e B e l l a n i s p h e r i c a l p y r a n o m e t e r f o r t h e m e a s u r e m e n t of t o t a l s o l a r r a d i a t i o n . Indian J . Meteorol. Geophys. 12 619—622. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1068. 7346. H. C. Hoinkes, S t u d i e s of s o l a r r a d i a t i o n a n d a l b e d o i n t h e A n t a r c t i s . Arch. Meteorol. Wien (B) 10 175—181. — Ref. in Phys. Ber. 41 453. 7347. C. I. Jackson, E s t i m a t e s of t o t a l r a d i a t i o n a n d a l b e d o in s u b a r c t i c a l C a n a d a . Arch. Meteorol. Wien (B) 10 193—199. — Ref. in Phys. Ber. 41 453. 7348. N. I. Kutscherow, A s t r o k l i m a . Priroda 50 Nr. 5 S. 31—36 (russ.). 7349. M. Nicolet, S o l a r r a d i a t i o n a t U c c l e . Publ. Inst. Roy. Meteorol. Belgique (A) Nr. 18, 19; 60, 60 S. (französ.). — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1458, 65 870. 7350. I. Penzar, U n e r e l a t i o n e m p i r i q u e e n t r e le r a y o n n e m e n t e t l a n é b u l o s i t é . Glasnik Mat.-Fiz. Astr. (2) 16 251—261.

global

7351. K. S. Schifrin, A k t i n o m e t r i e u n d a t m o s p h ä r i s c h e O p t i k . grad, Hydrometeorolog. Verlag, 1961. 313 S. Preis 2 R . 2 Kop. (russ.).

Lenin-

7352. W. Schfiepp, L a c o n v e r s i o n d u r a y o n n e m e n t sphérique en r a y o n n e m e n t g l o b a l . Arch. Meteorol. Wien (B) 10 311—341. — Ref. in Phys. Ber. 41 453—454. 7353. A. Steleanu, Ü b e r d i e R e f l e x i o n d e r S o n n e n s t r a h l u n g a n W a s s e r f l ä c h e n u n d ihre B e d e u t u n g f ü r d a s S t r a h l u n g s k l i m a an Seeu f e r n . Gerlands Beiträge Geophys. 70 90—124.

§ 74

Strahlung des Tages- und Nachthimmels 7401. A. Ängström, R a d i a t i o n t o a c t i n o m e t r i c r e c e i v e r s i n i t s d e p e n d e n c e o n a p e r t u r e c o n d i t i o n s . Tellus 13 425—431. 7402. D. Barbier, L e s v a r i a t i o n s d ' i n t e n s i t é d e l a r a i e 6 3 0 0 Â d e l a l u m i n e s c e n c e n o c t u r n e . Ann. Géophys. 17 3—15 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 215. 7403. D.Barbier, G.Weill, J. Glaume, L ' é m i s s i o n d e l a r a i e r o u g e d u ciel n o c t u r n e en A f r i q u e . Ann. Géophys. 17 305—318 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 225.

61, 1961

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

343

7404. D. Barbier, P h o t o m e t r i e p h o t o é l e c t r i q u e de l a l u m i n e s c e n c e d u ciel n o c t u r n e a u x O b s e r v a t o i r e s de H a u t e P r o v e n c e et de T a m a n r a s s e t ( m a i 1 9 5 7 — j a n v i e r 1960). Ann. Géophys. Internationale (4) Fase. 1, 29 S. = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 216 III. 7405. D.Barbier, G.Weill, J . Daguillon, J . Marsan, L ' é m i s s i o n de la r a i e r o u g e d u ciel n o c t u r n e d a n s l a zone i n t e r t r o p i c a l e . CR 252 304 —305 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 266. 7406. D. Barbier, G. Weill, M. Fafiotte, L e s a r c s é m i s p a r la r a i e r o u g e du ciel n o c t u r n e en A f r i q u e . CR 252 3102—3103 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 273. 7407. D. Barbier, L ' é m i s s i o n de la r a i e r o u g e du ciel n o c t u r n e et les p r o p r i é t é s de la c o u c h e F de l ' i o n o s p h è r e . CR 252 3315—3316 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 274. 7408. C. A. Barth, A. F. Hildebrandt, T h e m e c h a n i s m . J . Geophys. Res. 66 985—986.

5577 Â

airglow

emission

7409. H. E. Bennett, J . M. Bennett, M. R. Nagel, Q u e s t i o n of t h e p o l a r i z a t i o n of i n f r a r e d r a d i a t i o n f r o m t h e c l e a r s k y . J . Optical Soc. America 51 237. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 888. 7410. S. Berger, L. Harang, 0. Harang, R. Larsen, O b s e r v a t i o n s of n i g h t s k y l i n e s a t C o l o m b - B é c h a r (Algérie) d u r i n g r o c k e t f i r i n g s . Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Rep. Nr. 13, 10 S. 7411. J . E. Blamont, T. M. Donahue, T h e d a y g l o w of t h e s o d i u m D lines. J . Geophys. Res. 66 1407—1423. 7412. P. N. Bojko, S p e c t r a l m e a s u r e m e n t s of m a x i m u m p o l a r i z a t i o n of t h e f i r m a m e n t . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 11 89—96 (russ. mit engl. Ref.). 7413. P. N. Bojko, G. S. Liwschiz, T r a n s p a r e n c y of t h e a t m o s p h e r e d a i l y i l l u m i n a t i o n . Vgl. Ref. 7328.

and

7414. J . C. Brandt, H e l i u m r e s o n a n c e d a y s k y . A J 66 279. — Ref. AAS.

and

radiation

in

the

night

7415. J . C. Brandt, I n t e r p l a n e t a r y g a s . VI. On d i f f u s e e x t r e m e u l t r a v i o l e t h e l i u m r a d i a t i o n in t h e n i g h t a n d d a y s k y . A p J 134 975—980. 7416. J . C. Brandt, On t h e i n t e r p r e t a t i o n of t h e n i g h t s k y L y m a n - a r a d i a t i o n a n d r e l a t e d p h e n o m e n a . Vgl. Ref. 1337 S. 624—638. 7417. E. T. ByTam, T. A. Chubb, H. Friedman, A t t e m p t to m e a s u r e h e l i u m glow — e v i d e n c e f o r m e t a s t a b l e m o l e c u l e s in t h e i o n o s p h e r e . J . Geophys. Res. 66 2095—2100. 7418. J . W. Chamberlain, T h e e n e r g i e s in t h e s p e c t r a of t h e a n d a u r o r a . Ann. Géophys. 17 90—99. * * J . W. Chamberlain, P h y s i c s of t h e A u r o r a 7649.

night night

airglow

a n d A i r g l o w . Vgl. Ref.

7419. M. W. Chipionkar, V. V. Agashe, A s i m u l t a n e o u s s t u d y of t h e AA 5 5 7 7 , 5893 a n d 6300 e m i s s i o n s of t h e n i g h t a i r g l o w a t P o o n a . Ann. Géophys. 17 231—236.

344

VIII. Erde

61, 1961

7420. M. W . Chipionkar, P. V. Kulkarni, V. V. Agashe, I n t e n s i t y a n d h e i g h t v a r i a t i o n s of t h e X 5 5 7 7 e m i s s i o n l a y e r a t P o o n a . BAC 12 18—20. 7421. T. A. Chubb, H. Friedman, R. W. Kreplin, P. Mange, r a d i a t i o n i n t h e n i g h t s k y . Vgl. Ref. 1314 S. 4 3 7 ^ 4 6 . 7422. K. D. Cole, A i r g l o w a n d t h e m a l y . J . Geophys. Res. 66 3064.

south

atlantic

Lyman-Alpha

geomagnetic

ano-

7423. A. D. Danilow, Ü b e r d a s L e u c h t e n d e r L i n i e n d e s a t o m a r e n S t i c k s t o f f s i m N a c h t h i m m e l . Geomagnetismus Aeronomie 1 45—48 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 2A442. 7424. A. D. Danilovv, D e r A n r e g u n g s m e c h a n i s m u s d e r r o t e n Sauers t o f f l i n i e i m N a c h t h i m m e l s l e u c h t e n . K E Nr. 8 S. 77—80 (russ.). — Englische Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 499—502. 7425. I. J. Danziger, T h e 5 5 7 7 Â O l e m i s s i o n B r i s b a n e . Australian J . Phys. 14 304—307. 7426. J. Dubois, C o n t r i b u t i o n 12 99—108.

à l'étude

l i n e of t h e

airglow

at

d e s a r c s c r é p u s c u l a i r e s . BAC

7427. J. Dufay, M. Dufay, Ngayen Huu-Doan, S u r l e s v a r i a t i o n s d ' i n t e n s i t é d e s r a i e s H a et [N I I ] 6 5 8 3 Â d a n s le s p e c t r e d u ciel n o c t u r n e . CR 253 974—977 = Publ. Obs. Haute-Provence 5 Nr. 46. 7428. M. Dufay, S u r l a p r é s e n c e d e l a r a i e c i e l n o c t u r n e . J . Phys. R a d i u m 22 844—845.

Ha

dans

le s p e c t r e

du

7429. G. R. A. Ellis, S p a c e d o b s e r v a t i o n s of t h e l o w - f r e q u e n c y r a d i a t i o n f r o m t h e E a r t h ' s u p p e r a t m o s p h e r e . J . Geophys. Res. 66 19—23. 7430. W. G. Fessenkow, D i e D ä m m e r u n g a l s M i t t e l z u r U n t e r s u c h u n g d e r A t m o s p h ä r e . Mitt. Astrophvs. Inst. Alma-Ata 12 3—14 (russ. m i t engl. Ref.). 7431. L. Foitzik, D. Spänkuch, B e r e c h n u n g d e r H i m m e l s l i c h t p o l a r i s a t i o n b e i d u n s t g e s c h i c h t e t e r A t m o s p h ä r e . Gerlands Beiträge Geophys. 70 79—89. — E s wird der Einfluß der vertikalen Trübungsschichtung auf die Himmelslichtpolarisation — speziell auf die Polarisation in 90° A b s t a n d von der Sonne im Sonnenvertikal — an einem Atmosphärenmodell untersucht. Nach dem Modell besteht die Atmosphäre aus einer dunstfreien Schicht 1 u n d einer d u n s t g e t r ü b t e n Schicht 2. Bei der Ableitung der Endgleichung wurde nur die Einfachstreuung in der Atmosphäre berücksichtigt. Besonders groß ist der Einfluß der vertikalen Trübungsschichtung auf den Polarisationsgrad bei großen Sonnenhöhen. Verf. 7432. L. Foitzik, D. Spänkuch, Ü b e r d a s A u f t r e t e n v o n markanten A n o m a l i e n d e r H i m m e l s l i c h t p o l a r i s a t i o n . Gerlands Beiträge Geophys. 70 195—200. — Bei Messungen in Berlin wurde vielfach eine m a r k a n t e Aufspaltung des Polarisationsmaximums in zwei Teile symmetrisch zum Sonnenvertikal gefunden. Wir erweiterten deshalb unsere kürzlich f ü r das Sonnenvertikal durchgeführten Rechnungen f ü r den ganzen Himmel, wobei wir eine untere homogene Dunstschicht m i t einer darüber gelegenen Rayleigh-Atmosphäre sowie eine untere Rayleigh-Atmosphäre mit einer darüber gelegenen Dunstschicht als Modelle zu Grunde legten. Verf.

61, 1961

74. Strahlung des Tages- u n d Nachthimmels

345

7433. L. Foitzik, H. Zschaeck, M e s s u n g e n d e r s p e k t r a l e n S t r a h l d i c h t e u n d d e r P o l a r i s a t i o n d e s w o l k e n l o s e n H i m m e l s . Gerlands Beiträge Geophys. 70 350—372. 7434. L. Foitzik, D. Spänkuch, M a r k a n t e A n o m a l i e n d e r polarisation infolge vertikaler Dunstschichtung. 569. — Ref. in Phys. Verhandlungen 12 131.

HimmelslichtOptik 18 566—

7435. H. Friedman, L y m a n - a r a d i a t i o n . Ann. Geophys. 17 245—248. — Die solare L y m a n a-Strahlung dringt in die E r d a t m o s p h ä r e bis in Höhen von 75 k m ein u n d ist im wesentlichen verantwortlich füi die E n t s t e h u n g der DSchicht. Wie sich auf Grund von Raketenmessungen na ;hweisen ließ, ändert sich der Strahlungsfluß von L y m a n a während solarer Eruptionen n u r wenig. I m Nachthimmel k o n n t e L y m a n n a-Strahlung als intensives Leuchten beobachtet werden. Die Ursache ist wahrscheinlich in Resonanzstreuung der Sonnenstrahlung a n Wasserstoffatomen, die eine ausgedehnte Geokorona bilden, zu suchen. N a c h dem Modell von J o h n s o n (vgl. A J B 60 Ref. 7216) s t a m m e n 9 0 % dieses Leuchtens aus dieser Geokorona, während die verbleibenden 3 0 % dem ruhenden interplanetaren Gas zugeschrieben werden müssen. Henn 7436. M. Gadsden, K. Salmon, A n o t e o n t h e o b s e r v a t i o n s of t w i l i g h t l i t h i u m e m i s s i o n m a d e f r o m H a l l e t t S t a t i o n . J . Atmosph. Terr. P h y s . 22 75—78. 7437. L. M. Gindilis, X. N. Parijskij, O n t h e i n t e n s i ;y of t h e m a i n e m i s s i o n l i n e s of t h e a i r g l o w i n t h e r e g i o n of t h e ( r e g e n s c h e i n . A J U d S S R 38 99—106 (russ. mit engl. Ref.). — Die I n t e n s i t ä t der Linien kl 5577, 5893 u n d 6300 wurde mit einem Nebelspektrographen ( f : 0.7' in der Gegenscheinregion u n d a m Nachthimmel an anderer Stelle bei gleicher i enitdistanz gemessen. E s zeigt sich, daß keine merkliche Verstärkung der Spektn llinien festgestellt werden kann. Oster 7438. I. S. Gulledge, M. J. Koomen, D . M . P a c k e r , B o c k e t measurements of t h e l i g h t of t h e n i g h t s k y . J . Optical Soc. .America 51 1473. — Ref. 7439. F. F. Hall jr., 229—230.

Planetary

antisolar-point

- a d i a n c e . P u b l A S P 73

7440. U. Haug, Z u r S t a t i s t i k d e r r ä u m l i c h e n H e l l i g k e i t s s c h w a n k u n g e n d e r [ O I ] - L i n i e 5 5 7 7 A i m N a c h t h i m m e l s l e u c h t e n . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 225—236 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 55. — Aus Registrierungen der [OI]-Linie 5577 A im Meridian u n d jrsten Vertikal der hochalpinen Forschungsstation Jungfraujoch/Schweiz wird gefunden, daß relative Helligkeitsschwankungen größer als 5 0 % in dem von einer Station aus übersehbaren Bereich der atmosphärischen Emissionsschicht itaum a u f t r e t e n , u n d d a ß die Ausdehnung von Leuchtstörungen durchschnittlich bei 1000 k m liegt. H a u g 7441. D. W. 0 . Heddle, S t u d i e s of t h e n i g h t s k y . Vgl. Ref. 1314 S. 135—138.

ultraviolet

emission

7442. J . R . H e r m a n , S o l a r - f l a r e e f f e c t s o n 2 . 5 a n d s p h e r i c r a d i o n o i s e . J . Geophys. Res. 66 3163—3167.

from

5.0 MHz

the

atmo-

7443. J. Hugill, T h e m e a s u r e m e n t s of r a n d o m r a d i o f r e q u e n c y f i e l d s b y t h e u s e of s h o r t e l e c t r i c a n d m a g n e t i c d i p o l e s . Planet. Space Sei. 8 68—70. 7444. F . S . J o h n s o n , T h e t e l l u r i c h y d r o g e n c o r s n a a s t h e n i g h t t i m e L y m a n - A l p h a r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1314 S. 447.

source

of

346

V I I I . Erde

7445. J. Kaplan, C. A. Barth, W. J. Schade, N 2 , a n d t h e f a r u l t r a v i o l e t s p e c t r a of t h e Vgl. Ref. 1314 S. 425—430.

61, 1961 0 2 , and NO afterglows nightglow and aurorae.

7446. E. K. Kochan, T h e p o l a r i z a t i o n of c l e a r d a y s k y a t t h e z e n i t h . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 26 S. 95—104 (russ. mit georg. und engl. Ref.). 7447. N. I. Koshewnikow, D i e S t r e u u n g d e s L i c h t s i n d e r E r d a t m o s p h ä r e u n d ihr E i n f l u ß auf die s c h e i n b a r e Helligkeit von Einzelh e i t e n d e r S o n n e n s c h e i b e . Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau Nr. 117 S. 3—14 (russ.). — In ausführlicher mathematischer Diskussion werden Korrektionsgrößen abgeleitet, um den Einfluß des terrestrischen Streulichts auf die Photometrie der Sonnenscheibe unter verschiedensten Bedingungen zu eliminieren. Das Verhältnis von Streulicht- zu wahrer Intensität ist als Funktion der Wellenlänge und des Abstandes vom Scheibenzentrum graphisch dargestellt. Petri 7448. W. I. Krassowskij, N. N. Schefow, W. I. Jarin, O n t h e O H a i r g l o w . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 46—53. 7449. W. I. Krassowskij, O n t h e n i g h t Space Sei. 8 197—198.

sky hydroxyl

e m i s s i o n . Planet.

* * W. I. Krassowskij, S o m e r e s u l t s of i n v e s t i g a t i o n s of a u r o r a e n i g h t a i r g l o w d u r i n g t h e I. G. Y. a n d I. G. C. Vgl. Ref. 7680.

and

7450. L. W. Kurnossowa, T. N. Kolobjanina, W. I. Logatschew, L. A. Rasorenow, I. A. Sirotkin, M. I. Fradkin, E n t d e c k u n g v o n S t r a h l u n g s a n o m a l i e n ü b e r d e m S ü d t e i l des A t l a n t i s c h e n O z e a n s in H ö h e n v o n 310—340 km. K E Nr. 8 S. 90—93 (russ.). — Englische Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 513—516. 7451. G. Kvifte, R e l a t i v e Sei. 5 158—162.

population

of O H

X 2 / 7 l e v e l s . Planet. Space

7452. G. S. Liwschiz, D i e G r u n d e i g e n s c h a f t e n d e r S t r e u f u n k t i o n d e s L i c h t s i n d e r E r d a t m o s p h ä r e . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 12 104— 110 (russ. mit engl. Ref.). 7453. F. Loewe, B e t r a c h t u n g e n z u r M e h r f a c h r e f l e x i o n s t r a h l u n g . Gerlands Beiträge Geophys. 70 310—315. 7454. B. Lusignan, C o s m i c 1329 S. 126—136.

noise

absorption

der

Sonnen-

m e a s u r e m e n t s . Vgl. Ref.

7455. G. Mainka, D i e V e r w e n d u n g d e r t h e r m i s c h e n E m i s s i o n d e r A t m o s p h ä r e a l s T e m p e r a t u r n o r m a l f ü r r a d i o a s t r o n o m i s c h e Mess u n g e n b e i d e r F r e q u e n z 1 4 2 0 M H z . Forschungsber. Nordrhein-Westfalen Nr. 1030, 110 S. — Die thermische Emission der Atmosphäre wird berechnet und als Temperaturnormal zur Eichung eines Radioteleskops bei der Wellenlänge von 21 cm benutzt. Die Berechnung der thermischen Emission der Atmosphäre erfolgt auf Grund der Strahlungsgleichung für thermodynamisches Gleichgewicht, der Messung der aerologischen Daten der Atmosphäre und der Messung der Radioextinktion der Atmosphäre bei der Wellenlänge von 21 cm. Verf. 7456. G. Mainka, D i e V e r w e n d u n g d e r t h e r m i s c h e n E m i s s i o n d e r A t m o s p h ä r e als T e m p e r a t u r n o r m a l f ü r r a d i o a s t r o n o m i s c h e Mess u n g e n a u f d e r W e l l e n l ä n g e v o n 21 cm. Mitt. AG 1959 S. 62—63. — Ref. AG.

61, 1961

74. Strahlung des Tages- und Nacht! immels

7457. E. L. Martin, I crepuscoli. Coelum 29 144—146 = Oss. Astr. Trieste Nr. 303.

347 Pubbl. Ristampe

7458. T. G. Megrelischwili, T. I. Toroschelidse, On the t w i l i g h t p h o s p h o r e s cence of OH. AC Nr. 225 S. 9 —10 (russ.). 7459. T. G. Megrelischwili, T. I. Toroschelidse, On new t w i l i g h t s k y s p e c t r u m . AC Nr. 225 S. 11—12 (rust.).

OH-emissions

in

7460. W. I. Moros, The b r i g h t n e s s of the n i g h t lirglow a t 0.9 — 1 . 8 / i . A J UdSSR 38 998—1000 (russ. mit engl. Ref.). 7461. D. C. Morton, J . D. Purcell, R o c k e t o b s e r v a t i o n s of L y m a n - A l p h a in the night sky. Rep. Naval Res. Lab. Progr. 1961 Nr. 6 S. 1 -4. — Ref. in Phys. Ber. 41 466. 7462. T. Nagata, T. Tohmatsu, E. Kaneda, L u n a r t i m e v a r i a t i o n of the o x y g e n green line in the airglow. Rep. Ionosph. Space Res. Japan 15 253—262. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1478. 7463. T. Nakamura, L a t i t u d e e f f e c t of the o x y g e n red line of night a i r g l o w a n d its r e l a t i o n with the ionospherit F - l a y e r . Rep. Ionosph. Space Res. Japan 15 245—252 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 219. 7464. L. Neuzil, F l u c t u a t i o n s de la d i f f u s i o n au cours du c r é p u s c u l e p e n d a n t l ' A G I et la C G I d a n s les s t a t i o n s O n d r e j o v et L o m n i c k y g t i t . Studia 5 352—360. 7465. G. Noci, S p e c t r a of light s c a t t e r e d in t i e a t m o s p h e r e at the h e i g h t s of 5 and 16 km. Atti Fondaz. G. Ronch 16 625—628 = Pubbl. 1st. Nazionale Ottica Arcetri-Firenze (4) Nr. 365 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 64. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 682. 7466. J . F. Noxon, A. V. Jones, A b a l l o o n - b o r n e s p e c t r o m e t e r for s t u d y of the airglow b e y o n d 2.0 ju. Canadian J . Phys. 39 1120—1129. 7467. N. Öti, S t u d y on [OI]-A 5577 of night airglow. I. H e i g h t of !~OI]-A 5577 e m i t t i n g layer. Sei. Light 10 81—92 — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 463. 7468. D.M.Packer, A l t i t u d e s of the night a i r | l o w Géophys. 17 67—75.

r a d i a t i o n s . Ann.

7469. M. C. Pande, S. S. Varma, S t u d y of v a r i a t i o n s of t h e f o r b i d d e n o x y g e n lines in the nightglow. J . Atmosph. Terr. Phys. 20 195—199. 7470. N. N. Parijskij, L. M. Gindilis, Die I n t e n s i t ä t des L e u c h t e n s der grünen L i n i e 5577 Â des N a c h t h i m m e l s im Gebiet des Gegenscheins. Sterne 37 37—39. 7471. M. Perrin, A. Vassy, E t u d e de la raie v e r t e de la lueur n o c t u r n e et i n f l u e n c e de l ' é j e c t i o n d e m é t a u x a l c a l i n s sur son émission. Vgl. Ref. 1337 S. 1141—1142. * * S. Piotrowski, On the d i f f u s i o n of l i g h t t h r o u g h an o p t i c a l l y t h i c k l a y e r with s t r o n g l y e l o n g a t e d s c a t t e r i n g i n d i c a t r i x a n d v a n i s h i n g a b s o r p t i o n . Vgl. Ref. 5167. 7472. A. B. Pittock, A t w i l i g h t m e t h o d of d e t e r m i n i n g the d i s t r i b u t i o n of ozone. Nature 190 426—427.

vertical

348

VIII. Erde

61, 1961

7473. M. H. Rees, O n t h e e x c i t a t i o n of s u b v i s u a l 0 1 AA 6 3 0 0 — 6 3 6 4 a r c s a t m i d d l e l a t i t u d e s . Planet. Space Sei. 8 198—200. 7474. W . T. Roach, S o m e a i r c r a f t o b s e r v a t i o n s of f l u x e s of s o l a r r a d i a t i o n i n t h e a t m o s p h e r e . Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 87 346— 363. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 247. 7475. B. P. Sandford, T h e b e h a v i o u r of n i g h t - s k y 6 3 0 0 , 5 5 7 7 a n d 3 9 1 4 A e m i s s i o n s a t S c o t t B a s e , A n t a r c t i c a . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 182—192. 7476. B. P. Sandford, E n h a n c e m e n t of n i g h t - s k y m o l e c u l a r n i t r o g e n e m i s s i o n i n p o l a r c a p a b s o r p t i o n e v e n t s . N a t u r e 190 245—246. * * B. P. Sandford, A u r o r a a n d a i r g l o w f r o m c o l o u r f i l m o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 76102. 7477. N. N. Schefow, T h e t w i l i g h t h e l i u m e m i s s i o n A 1 0 8 3 0 A. AC Nr. 222 S. 11—12 (russ.). 7478. N. N. Schefow, E m i s s i o n d e l ' h é l i u m d a n s l a h a u t e a t m o s p h è r e . Ann. Géophys. 17 3 9 5 ^ 0 2 . — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 686. 7479. Z. Sekera, J. V. Dave, D i f f u s e t r a n s m i s s i o n of s o l a r u l t r a v i o l e t r a d i a t i o n i n t h e p r e s e n c e of o z o n e . A p J 133 210—227. — Die Streuung von Sonnenlicht in der E r d a t m o s p h ä r e wird auf Grund der Chandrasekharschen Theorie u n t e r Berücksichtigung des atmosphärischen Ozons berechnet. Die planparallele Atmosphäre ist dazu in zwei Schichten aufgeteilt: Ozon ist n u r in der oberen, optisch d ü n n e n Schicht anwesend; hier wird n u r mit Einfachstreuung gerechnet. Bei der ozonfreien unteren, dicken Schicht ist auch die Mehrfachstreuung berücksichtigt. Die Ergebnisse sind in graphischer Darstellung angegeben, die Abbildungen zeigen die Himmelshelligkeit im Zenit f ü r verschiedene Sonnenhöhen u n d mehrere optische Dicken der oberen Schicht. Eis. 7480. Z. Sekera, J. V. Dave, D e t e r m i n a t i o n of t h e v e r t i c a l d i s t r i b u t i o n of o z o n e f r o m t h e m e a s u r e m e n t of d i f f u s e l y r e f l e c t e d u l t r a - v i o l e t s o l a r - r a d i a t i o n . Planet. Space Sei. 5 122—136. 7481. D. E. Shemansky, A. V. Jones, N e w m e a s u r e m e n t s of t h e n i g h t a i r g l o w s p e c t r u m i n t h e 1.5 pi r e g i o n . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 166—175. 7482. S. M. Silverman, M. Casaverde, B e h a v i o r H u a n c a y o . J . Geophys. Res. 66 323—326.

of

the

6300 OI

line

at

7483. E. Tandberg-Hanssen, « A i r g l o w » e l l e r n a t t h i m m e l l y s e t . N a t u r e n 1961 S. 232—249 = Inst. Teoret. Astrofys. Blindem-Oslo S m ä t r y k k Nr. 42. 7484. T. M. Tarassowa, D i r e c t AC Nr. 222 S. 31—32 (russ.).

m e a s u r e m e n t s of n i g h t s k y

luminosity.

7485. T. Tohmatsu, E. Kaneda, T. Nagata, L u n a r t i m e v a r i a t i o n of o x y g e n g r e e n l i n e i n t h e n i g h t a i r g l o w . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 15 90—93. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1072. 7486. T. P. Toropowa, T h e d e g r e e of p o l a r i z a t i o n of d i f f u s e d l i g h t i n t h e b o t t o m l a y e r of t h e a t m o s p h e r e d e p e n d i n g o n t h e w a v e l e n g t h s . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 11 105—110 (russ. mit engl. Ref.). 7487. K. K. Tschuwajew, A d i v i s i o n of t h e l i g h t of t h e n i g h t s k y c o m p o n e n t s . A J U d S S R 38 692—705 (russ. mit engl. Ref.).

into

•61, 1961

75. Ionosphäre

349

7488. L.Wallace, A n a t t e m p t t o o b s e r v e t h e d s v a i r g l o w . J . Geophvs. Res. 66 1585—1586. 7489. G. Weill, O b s e r v a t i o n s p h o t o m é t r i q u e s d e s r a d i a t i o n s v i o l e t t e s d u c i e l n o c t u r n e , e n é t é , à l ' O b s e r v a t o i r e d e H a u t e - P r o v e n c e . Ann. Géophys. 17 360—369. 7490. J. White, N. A. Porter, C. D. Long, O b s e r v a t i o n s o n C e r e n k o v r a d i a t i o n f r o m t h e n i g h t s k y . J . Atmosph. Terr. Phys 20 40—48. 7491. S t a n d a r d i z a t i o n of d a v l i g h t m e a s u r e m e n t s . J . Optical Soc. America 51 1036.

§ 75 Ionosphäre 7501. A. X. Abramenko, J. I. Xeschpor, A m e a s u r e m e n t of a b s o r p t i o n of c o s m i c r a d i o e m i s s i o n . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 26 149—155 (russ. mit engl. Ref.). — Das Gerät wird beschrieben und die vorläufigen Beobachtungsergebnisse werden mitgeteilt. Eine Methode zur Berechnung der Absorption der Radiostrahlung in der ionosphärischen D-Schicht aus den Registrierungen der Intensität der kosmischen Radiostrahlung wird vorgeschlagen. Verf. (ü.) 7502. L. W. Acton, S o m e r e l a t i o n s h i p s b e t w e e n s h o r t - w a v e f a d e o u t s , m a g n e t i c c r o c h e t s , a n d s o l a r f l a r e s . J . Geoplys. Res. 66 3060—3063. 7503. J . L. Alpert, U n t e r s u c h u n g d e r I o n o s p h ä r « u n d d e s i n t e r p l a n e t a r e n Gases mittels künstlicher E r d s a t e l l i t e n und kosmischer Raketen. (Methoden und einige Ergebnisse der R a d i o - U n t e r s u c h u n g e n ) . K E Nr. 7 S. 125—169 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 391—433. — Ein Übersichtsartikel, in welche) a besonders die Wechselwirkungen eines sich im Plasma bewegenden Körpers betrachtet werden. Auf Grund dieser Betrachtungen wird auf die Notwendigkeit hingewiesen, oft beträchtliche Korrektionen an die mittels Satellitensonden verschiedener Typen gewonnenen Resultate anzubringen. Ond. 7504. M. Anastassiades, D. Ilias, C. Caroumbalos, A b s o r p t i o n i o n o s p h é r i q u e e t a c t i v i t é s o l a i r e a u x l a t i t u d e s m o y e n n e s . Ann. Géophys. 17 256— 260. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1998. 7505. L. A. Antonowa, G. S. Iwanow-Cholodny, D i e K o r p u s k u l a r h y p o t h e s e d e r I o n i s a t i o n d e r n ä c h t l i c h e n I o n o s p h ä r e . Geomagnetismus Aeronomie 1 164—173 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1961 10A4123. 7506. L. A. Antonowa, G. S. Iwanow-Cholodny, I o n i z a t i o n i n t h e n i g h t i o n o s p h e r e ( c o r p u s c u l a r h y p o t h e s i s ) . Vgl. Re)'. 1337 S. 981—992. 7507. Y. Aono, K. Hirao, S.Miyazaki, T. Ichimiya, K. Takayama, T. Dote, P o s i t i v e i o n a n d e l e c t r o n d e n s i t i e s of t h e i o n o s p h e r e m e a s u r e d b v s o u n d i n g r o c k e t s . Vgl. Ref. 1337 S. 1215—1219. 7508. G. H. Bazzard, A s t u d y of t h e v a r i a t i o n s n a d a i l y i o n o s p h e r i c i n d e x of s o l a r a c t i v i t y . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 193—202. 7509. G. H. Bazzard, E n h a n c e m e n t of i o n i z a t i o n i n t h e E - l a y e r d u e t o s o l a r f l a r e s d u r i n g t h e I n t e r n a t i o n a l G e o p h y s i c a l Y e a r . Nature

350

VIII. Erde

61, 1961

189 47—48. — Zur Prüfung des Zusammenhangs zwischen Eruptionen auf der Sonne und verstärkter Ionisation in der E-Schieht werden für das Geophysikalische J a h r , f ü r das stündliche Werte der kritischen Frequenz f 0 E vorliegen, alle Eruptionen der Klassen 3 und 2 + herausgesucht; die kritischen Frequenzen werden für die dem Beginn der Eruption voraufgehende Stunde und für die beiden folgenden Stunden ermittelt und zu den normalen Werten für diese Stunden in Beziehung gesetzt. Aus dem Verhältnis der kritischen Frequenz nach und vor der Eruption kann man schließen, daß die ionisierende Strahlung, die für die E-Schicht verantwortlich ist, bei Eruptionen der Klasse 3 mindestens um 22 %, bei solchen der Klasse 2 + mindestens um 8 % verstärkt wird; die mittlere stündliche Abnahme nach dem Maximum der Verstärkung beträgt 15% bzw. 6 % . H. M. 7510. B. N. Bhargava, R. V. Subrahmanyan, M o v e m e n t s i n t h e F r e g i o n of t h e i o n o s p h e r e d u r i n g s o l a r e c l i p s e s . Indian J . Meteorol. Geophys. 11 363—370, 1960 = Kodaikanal Obs. Repr. Nr. 6. 7511. B. N. Bhargava, R. V. Subrahmanyan, G e o m a g n e t i c d i s t u r b a n c e e f f e c t s i n e q u a t o r i a l E s . J . Atmosph. Terr. Phys. 20 81—83 = Kodaikanal Obs. Repr. Nr. 3. 7512. B. N. Bhargava, R. V. Subrahmanyan, A s t u d y of t h e p r e - s u n r i s e F - l a y e r s t r a t i f i c a t i o n a t K o d a i k a n a l . Proc. Indian Acad. Sei. 53 227— 238 = Kodaikanal Obs. Repr. Nr. 4. 7513. H. G. Booker, A l o c a l r e d u c t i o n of F - r e g i o n i o n i z a t i o n m i s s i l e t r a n s i t . J . Geophys. Res. 66 1073—1079.

due

7514. R. E. Bourdeau, I o n o s p h e r i c r e s u l t s w i t h s o u n d i n g r o c k e t s t h e E x p l o r e r V I I I s a t e l l i t e . Vgl. Ref. 1337 S. 554—573.

to and

7515. S. A. Bowhill, T h e e f f e c t i v e r e c o m b i n a t i o n c o e f f i c i e n t of a n i o n o s p h e r e c o n t a i n i n g a m i x t u r e of i o n s . J . Atmosph. Terr. Phys. 20 19—30. 7516. S. A. Bowhill, E. A. Mechtly, A n i o n o s p h e r e e l e c t r o n d e n s i t y e x p e r i m e n t p a r t i c u l a r l y s u i t e d f o r s m a l l r o c k e t s . Vgl. Ref. 1337 S. 1208— 1214. 7517. B. H. Briggs, H. Rishbeth, A n a n a l o g u e s o l u t i o n of t h e c o n t i n u i t y e q u a t i o n of t h e i o n o s p h e r i c F r e g i o n . Proc. Phys. Soc. 78 409—422. 7518. R. R. Brown, R. A. Weir, I o n o s p h e r i c e f f e c t s of s o l a r Vgl. Ref. 1331 S. 523—529. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 2002.

protons.

7519. K. G. Budden, R a d i o W a v e s i n t h e I o n o s p h e r e . New York, Cambridge University Press, 1961. 24 + 542 S. Preis $ 18.50. — Besprechung in A J 66 191, Math. Rev. 23 1B460 (J. R. W a i t ) , Physics Today 15 Nr. 2 S. 44, 46 (H. C h a n g ) , Proc I R E 49 1347 (M. G. M o r g a n ) , Proc. Phys. Soc. 79 872—874 (G. M. B r o w n ) , Publ ASP 73 468—469 (R. N. B r a c e w e l l ) . * * D. S. Bugnolo, R a d i o s t a r s c i n t i l l a t i o n i n t h e i o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 7308.

and

multiple

scattering

7520. J. M. Bullen, A t m o s p h e r i c s c a l e h e i g h t a s a m o d i f y i n g i n f l u e n c e o n l i n e a r t r e n d of F - r e g i o n e l e c t r o n d e n s i t y w i t h s u n s p o t n u m b e r . Nature 192 542—543. 7521. W. H. Campbell, H. Leinbach, I o n o s p h e r i c a b s o r p t i o n a t t i m e s a u r o r a l a n d m a g n e t i c p u l s a t i o n s . J . Geophys. Res. 66 25—34.

of

61, 1961

75. Ionosphäre

351

7522. I. N. Capon, T h e a p p l i c a t i o n of r a y t r a c i n g m e t h o d s s i g n a l s f r o m s a t e l l i t e s . Proc. Phys. Soc. 77 33'—345.

to

7523. J. II. Chapman, E f f e c t s of t h e i o n o s p h e r e (in r a d i o n o i s e r e m e n t s f r o m a n e a r t h s a t e l l i t e . Vgl. Ref. 133' S. 597—608.

radio measu-

7524. P. F. Checcacci, G. Grassi, I o n o s p h e r i c o b s e r v a t i o n s a t Centro M i c r o o n d e , F i r e n z e , b y m e a n s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 1337 S. 250—257. 7525. H. J. A. Olivers, A s t a t i s t i c a l s t u d y of i o n o s p h e r i c d r i f t s m e a s u r e d b y t h e r a d i o s t a r s c i n t i l l a t i o n t e c h n i q u e J . Atmosph. Terr. Phys. 21 221—224 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell B a n k Repr. Nr. 238. 7526. E. Chvojková, A n t i p o d a l r e c e p t i o n of s a t e l l i t e s i g n a l s and t e l e c o m m u n i c a t i o n o n s m a l l p l a n e t s . BAC 12 1—7. — E s werden die Elektronenverteilung u n d die Elektronendichte in der F-Schicht der Ionosphäre studiert, die f ü r einen E m p f a n g von Satellitensignalen a n einer zum Ort des Satelliten antipodisch gelegenen Radiostation a m günstigsten sind. Die gefundene Verteilung h a t praktische Bedeutung f ü r antipodische Radioverbindung auf einem Planeten m i t kleinem Durchmesser, wo wegen der d ü n n e n Atmosphäre u n d der geringen Elektronendichte eine Radioverbindung durch Mehrfachreflexion nicht möglich ist. Gü-Li 7527. C. Collins, D. H. Jelly, A. G. Matthews, H i g h - f - e q u e n c y r a d i o - w a v e b l a c k - o u t s at m e d i u m a n d high l a t i t u d e s d u r i n g a solar cycle. Canadian J . Phys. 39 35—52. 7528. C.Collins, D. H. Jelly, I o n o s p h e r i c d i s t u r b a n c e c o s m i c r a y i n c r e a s e s . N a t u r e 189 128—129.

at

the

time

of

7529. T. A. Crott, 0 . G. Villard jr., A n H F r a d a r s e a r c h f o r p o s s i b l e e f f e c t s of e a r t h s a t e l l i t e s u p o n t h e u p p e r a l m o s p h e r e . J . Geophys. Res. 66 3109—3118. 7530. A. D. Danilow, M o l e c u l a r 137 1098—1101 (russ.).

ions

in

the

u p j er

atmosphere.

DAN

7531. A. D. Danilow, Z u r F r a g e d e r B i l d u n g v o n O J - I o n e n i n d e r h o h e n A t m o s p h ä r e . K E N r . 7 S. 56—59 (russ.). - - Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 175—178. 7532. A. D. Danilow, Ü b e r d i e B i l d u n g v o n m o l e k u l a r e n I o n e n i n d e r o b e r e n A t m o s p h ä r e . K E Nr. 8 S. 72—76 (russ.). 7533. A. D. Danilow, D e r m o l e k u l a r e S t i c k s t o f f i n d e r o b e r e n s p h ä r e . K E Nr. 10 S. 98—101 (russ.).

Atmo-

7534. A. D. Danilow, W. G. Istomin, S. M. Poloskow, J o n o s p h e r e c o m p o s i tion investigated by rockets and satellites and physical processes d e t e r m i n i n g t h e s t r u c t u r e of t h e i o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 1337 S. 993—1001. 7535. S. S. Degaonkar, C h a n g e s i n t h e e l e c t r o n d e n s i t y d i s t r i b u t i o n in t h e i o n o s p h e r e o v e r A h m e d a b a d a s s o c i a t e d with solar f l a r e s a n d m a g n e t i c s t o r m s . I . J u l y 1 0 — 1 9 , 1 9 5 9 . Proc. I n d i a n Acad. Sei. (A) 54 24—35. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 2006. 7536. B. Dueño, M e a s u r e m e n t of i o n o s p h e r i c o b s e r v a t i o n s . J . Geophys. Res. 66 2355—2365.

drift

by

radio-star

352

VIII. Erde

61, 1961

7537. J. V. Evans, G. N. Taylor, T h e e l e c t r o n c o n t e n t of t h e i o n o s p h e r e i n w i n t e r . Proc. Roy. Soc. (A) 263 189—211 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell Bank Repr. Nr. 240. 7538. J. W. Findlay, T. Ogawa, S. Ando, A. Yoshida, V e r t i c a l incidence D o p p l e r i o n o g r a m . Proc I R E 49 1220 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (A) Nr. 11. 7539. 0. K. Garriott, A. W. Nichol, I o n o s p h e r i c i n f o r m a t i o n deduced f r o m t h e D o p p l e r s h i f t s of h a r m o n i c f r e q u e n c i e s f r o m e a r t h s a t e l l i t e s . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 50—63. 7540. E. W. Gortschakow, G. A. Basilewskaja, D i e M e s s u n g d e r I n t e n s i t ä t geladener Teilchen nach der chromosphärischen E r u p t i o n am 7. J u l i 1958. K E Nr. 8 S. 84—86 (russ.). — Englische Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 507—509. 7541. K. I. Grindaus, W. A. Rudakow, M e s s u n g e n d e r E l e k t r o n e n k o n z e n t r a t i o n i n d e r I o n o s p h ä r e b i s zu H ö h e n v o n 4 2 0 — 4 7 0 k m w ä h r e n d des I G J mit Hilfe der von geophysikalischen R a k e t e n der Akademie der W i s s e n s c h a f t e n der U d S S R a u s g e s t r a h l t e n R a d i o w e l l e n . K E Nr. 6 S. 48—62 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 8 183— 193. 7542. K. I. Gringaus, W. W. Besrukich, W. D. Oserow, M e ß e r g e b n i s s e ü b e r d i e K o n z e n t r a t i o n p o s i t i v e r I o n e n in d e r I o n o s p h ä r e m i t t e l s I o n e n f ä n g e r n i m d r i t t e n s o w j e t i s c h e n E r d s a t e l l i t e n . K E Nr. 6 S. 63—100 (russ.). 7543. A. W. Gurewitsch, Ü b e r d i e d u r c h e i n e n i n B e w e g u n g b e f i n d l i c h e n K ö r p e r in d e r I o n o s p h ä r e h e r v o r g e r u f e n e n S t ö r u n g e n . K E Nr. 7 S. 101—124 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 321—344. 7544. Y. Hakura, D e v e l o p m e n t of i o n o s p h e r i c a n d g e o m a g n e t i c s t o r m s c a u s e d b y s o l a r c o r p u s c u l a r e m i s s i o n s . I. P o l a r c a p b l a c k o u t a n d a u r o r a l z o n e b l a c k o u t . Rep. Ionosphere Space Res. J a p a n 15 1—13. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 4 6 6 - 4 6 7 . 7545. Y. Hakura, M. Nagai, Y. Sano, D e v e l o p m e n t of i o n o s p h e r i c a n d geomagnetic storms caused by solar corpuscular emissions. II. P o l a r b l a c k o u t s , s t o r m E s , a n d g e o m a g n e t i c s t o r m s . Rep. Ionosphere Space Res. J a p a n 15 14—30. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 467. 7546. W. B. Hanson, F. S. Johnson, E l e c t r o n t e m p e r a t u r e s s p h e r e . Vgl. Ref. 1314 S. 390—424.

in t h e

iono-

7547. T. R. Hartz, J. L. McAlpine, T h e d e p e n d e n c e of i o n o s p h e r i c d i s t u r b a n c e s o n l a r g e s o l a r f l a r e s . Vgl. Ref. 1329 S. 13—28. * * C. B. Haselgrove, J. Haselgrove, R. C. Jennison, R a y p a t h s f r o m c o s m i c r a d i o s o u r c e t o a s a t e l l i t e i n o r b i t . Vgl. Ref. 18413. 7548. G. E. Hill, E f f e c t s of c o r p u s c u l a r e m i s s i o n s o n t h e p o l a r s p h e r e f o l l o w i n g s o l a r f l a r e s . J . Geophys. Res. 66 2329—2335. 7549. D. C. Hunt, T. E. van Zandt, P h o t o i o n i z a t i o n h e a t i n g r e g i o n of t h e a t m o s p h e r e . J . Geophys. Res. 66 1673—1682.

in

a

ionothe

F

7550. T. Ichimiya, K. Takayama, T. Dote, Y. Aono, K. Hirao, S. Miyazaki, T. Sugiyama, T. Muraoka, M e a s u r e m e n t of p o s i t i v e - i o n d e n s i t y i n t h e i o n o s p h e r e b y s o u n d i n g r o c k e t . Nature 190 156—158.

75. Ionosphäre

61, 1961 7551. E. C. Y. Inn,

Origin

of t h e

353

D - r e g i o n . Planet. Space Sei. 5 76—78.

7552. E. C. Y. Inn, F u r t h e r c o m m e n t s o n t h e o r i g i n of t h e Planet. Space Sei. 8 200—201.

D-region.

7553. W. G. Istomin, D i e Ä n d e r u n g d e r K o n z e n t r a t i o n p o s i t i v e r I o n e n mit der Höhe auf G r u n d massenspektroskopischer Messungen mit d e m d r i t t e n S a t e l l i t e n . K E Nr. 6 S. 127—131 (russ.). — Engl. Übersetzung in ARS J 32 1159—1161, Planet. Space Sei. 8 179—182. 7554. W. G. Istomin, U n t e r s u c h u n g e n d e r I o n e n z u s a m m e n s e t z u n g d e r E r d a t m o s p h ä r e mit Hilfe g e o p h y s i k a l i s c h e r R a k e t e n in den J a h r e n 1 9 5 7 — 5 9 . K E Nr. 7 S. 64—77 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 179—193. 7555. W. G. Istomin, A b s o l u t e K o n z e n t r a t i o n e n d e r I o n e n k o m p o n e n t e n d e r E r d a t m o s p h ä r e i n d e n H ö h e n v o n 1 0 0 b i s 2 0 0 k m . K E Nr. 11 S. 94—97 (russ.). 7556. W. G. Istomin, I o n e n a u s s e r i r d i s c h e n U r s p r u n g s s p h ä r e d e r E r d e . K E Nr. 11 S. 98—107 (russ.).

in

der

Iono-

7557. G. S. Iwanow-Cholodny, I o n i z a t i o n i n t h e t e r r e s t r i a l a t m o s p h e r e a n d t h e e n e r g y of S u n ' s s h o r t - w a v e u l t r a v i o l e t r a d i a t i o n . D A N 137 327—330 (russ.). 7558. G. S. Iwanow-Cholodny, L. A. Antonowa, I o n o s p h e r e i o n i z a t i o n n i g h t ( c o r p u s c u l a r h y p o t h e s i s ) . D A N 140 1062—1065 (russ.).

at

7559. S. P. Jazenko, D i e I o n i s a t i o n v o n G a s e n , d i e v o n e i n e m S a t e l l i t e n in die o b e r e n S c h i c h t e n der A t m o s p h ä r e m i t g e b r a c h t w e r d e n . K E Nr. 7 S. 60—63 (russ.). 7560. N. N. Jerjuschew, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e r e l a t i v e v a r i a t i o n of t h e e f f e c t i v e c o n d u c t i v i t y of t h e l o w e r i o n o s p h e r e a t 2 2 k H z d u r i n g s o l a r f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 26 144—148 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. stellt eine Methode zur Berechnung relativer Änderungen der effektiven Leitfähigkeit der niederen Ionosphäre zur Zeit von E r u p t i o n e n bei der Frequenz 22 k H z dar. Die Methode wird auf das Verhalten der niederen Ionosphäre während der E r u p t i o n vom 22. 8. 1958 angewandt. L. F r . 7561. G. S. Kent, J. R . Koster, H e i g h t of n i g h t - t i m e r i t i e s a t t h e e q u a t o r . N a t u r e 191 1083—1084.

F

layer

irregula-

* * G. S. Kent, H i g h f r e q u e n c y f a d i n g of t h e 1 0 8 M H z w a v e r a d i a t e d f r o m a n a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e as o b s e r v e d a t a n e q u a t o r i a l s t a t i o n . Vgl. Ref. 18257. 7562. R. W. Knecht, K. Davies, S o l a r f l a r e e f f e c t s i n t h e t h e i o n o s p h e r e . N a t u r e 190 797—798.

F

region

of

7563. W. I. Krassowskij, I. S. Schklowskij, J. I. Galperin, J. M. Swetlizkij, J. M. Kuschnir, G. A. Bordowskij, D i e E n t d e c k u n g v o n E l e k t r o n e n m i t E n e r g i e n u m 1 0 k e V i n d e r h o h e n A t m o s p h ä r e . K E Nr. 6 S. 113—126 (russ.). — Übersetzung ins Englische in Planet. Space Sei. 9 27—40. 7564. W. I. Krassowskij, S o v i e t i n v e s t i g a t i o n s of t h e i o n o s p h e r e e m p l o y i n g r o c k e t s a n d a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . P l a n e t . Space Sei. 5 223—232. Astronom. Jahresbericht 1961

23

354

VIII. Erde

61, 1961

* * L. Kfivsky, P. Mokry, J. Hiadky, C o s m i c r a d i a t i o n a n d t h e d i s t u r b a n c e of t h e l o w e r i o n o s p h e r i c l a y e r d u r i n g t h e f l a r e o n 6. 10. 1959. Vgl. Ref. 66106. 7565. E. A. Lauter, D i e e x z e s s i v e I o n i s a t i o n i n d e r u n t e r e n I o n o s p h ä r e u n d I n s t a b i l i t ä t e n i m ä u ß e r e n S t r a h l u n g s g ü r t e l . Naturwissenschaften 48 473—474. 7566. R. S. Lawrence, D. J. Posakony, A d i g i t a l r a y - t r a c i n g p r o g r a m i o n o s p h e r i c r e s e a r c h . Vgl. Ref. 1837 S. 258—276.

for

7567. R . S . L a w r e n c e , J. L. Jespersen, R e f r a c t i o n e f f e c t s of l a r g e - s c a l e i o n o s p h e r i c i r r e g u l a r i t i e s o b s e r v e d a t B o u l d e r , C o l o r a d o . Vgl. Ref. 1337 S. 277—284. 7568. L. Liszka, L o c a l e l e c t r o n d e n s i t i e s d e d u c e d f r o m t h e F a r a d a y f a d i n g of s a t e l l i t e t r a n s m i s s i o n s u s i n g m e a s u r e m e n t s d u r i n g t w o c o n s e c u t i v e t r a n s i t s . Planet. Space Sei. 5 213—219. 7569. A . J . L y o n , N. J . Skinner, R . W . W r i g h t , E q u a t o r i a l I b a d a n , N i g e r i a . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 100—119.

spread-F

at

7570. G. M. Minasjan, I o n o s p h ä r i s c h e u n d g e o m a g n e t i s c h e Effekte g r o ß e r c h r o m o s p h ä r i s c h e r A u s b r ü c h e . Geomagnetismus Aeronomie 1 766—771 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 4A468. 7571. G. H. Munro, R. W. Knecht, K. Davies, P o s s i b l e s o l a r f l a r e e f f e c t s i n t h e F r e g i o n of t h e i o n o s p h e r e . Nature 192 347—348. 7572. R. Naismith, H. C. Bevan, P. A. Smith, A l o n g t e r m v a r i a t i o n i n t h e r e l a t i o n s h i p of s u n s p o t n u m b e r s t o E - r e g i o n c h a r a c t e r f i g u r e s . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 167—173. — In den letzten 25 Jahren wurde eine ständige Zunahme der Sonnenfleckenrelativzahlen während des Maximums jedes Zyklus beobachtet. I m gleichen Zeitraum deuten ionosphärische Messungen auf eine Abnahme der auf die Sonnenfleekenzahl bezogenen Ionisation der E-Sehicht hin. Dies macht eine Korrektur der Konstanten erforderlich, die im empirischen Zusammenhang zwischen der E-Schicht-Charakteristik und der Sonnenfleekenzahl vorkommen. Dieser Zusammenhang wird für die Vorhersage der kritischen Frequenzen benötigt. Ee. 7573. R. Naismith, P. A. Smith, F u r t h e r e v i d e n c e of a l o n g t e r m v a r i a t i o n i n t h e r e l a t i o n s h i p of s o l a r a c t i v i t y t o t h e i o n o s p h e r e . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 270—274. — Aus dem Zeitraum von 1938—1957 wird für jeden halben Sonnenzyklus der Zusammenhang zwischen der Sonnenfleckenrelativzahl bzw. dem Strahlungsstrom bei 10 cm Wellenlänge und dem Index der ionosphärischen F 2 -Schicht untersucht. Es ergibt sich, daß sowohl die Neigung als auch der Nullpunkt der ermittelten Regressionslinien eine säkulare Änderung zeigen. Beide Charakteristiken zeigen einen zeitlich abfallenden Verlauf. Eine entsprechende säkulare Änderung bezüglich der E-Schicht wurde schon früher ermittelt. EHS * * T. Nakamura, L a t i t u d e e f f e c t of t h e o x y g e n r e d l i n e of n i g h t a i r g l o w a n d i t s r e l a t i o n w i t h t h e i o n o s p h e r i c F - l a y e r . Vgl. Ref. 7463. 7574. Y. Nakata, S o m e r e s u l t s of r a d i o 3 a n d 4. Vgl. Ref. 1337 S. 245—249.

observation

for

Sputniks

7575. J . I. Neschpor, On t h e d e p t h of p e n e t r a t i o n of i o n i z i n g r a d i a t i o n of c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 26 156—160 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. h a t Messungen der Absorption der kosmischen

61, 1961

75. Ionosphäre

355

Radiostrahlung bei den Frequenzen 26.7 und 33.6 MHz bearbeitet, die durch die plötzlichen ionosphärischen Störungen am 1. 4. und 12. 11. 1960 entstand. Es wurde festgestellt, daß die ionisierende Strahlung der entsprechenden Sonneneruptionen bis in Höhen von 50 km eindringt. L. Fr. 7576. G. Xestorow, I n f l u e n c e of s o l a r c o r p u s c u l a r r a d i a t i o n o n t h e i o n i z a t i o n in t h e l o w e r i o n o s p h e r e . C. R . Acad. Bulg. Sei. 14 579—582 (deutsch). — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1476. 7577. T. Obayashi, Y. Hakura, P o l a r ionospheric disturbances and s o l a r c o r p u s c u l a r e m i s s i o n s . Planet. Space Sei. 5 59—69. — Verf. haben die Zusammenhänge zwischen ionosphärischen Störungen und solarer Korpuskularemission untersucht. Die Störungen der Ionosphäre, die einen Ausfall der Radioechos im Gebiet um den geomagnetischen Pol verursachen, werden durch geladene Partikel mit Energien von 1—100 MeV hervorgerufen. Diese Teilchen werden bei solaren Strahlungsausbrüchen emittiert, bei denen gleichzeitig ein Radiostrahlungsstoß vom Typ IV auftritt. Das Energiespektrum der Teilchen, die bei einem solaren Ausbruch emittiert werden, wird im Bereich zwischen 10 und 1011 eV zusammengestellt und diskutiert. Groth 7578. T. Obayashi, Y. Hakura, E n h a n c e d i o n i z a t i o n i n t h e p o l a r i o n o s p h e r e c a u s e d b y s o l a r c o r p u s c u l a r e m i s s i o n s . Rep. Ionosphere Space Res. J a p a n 14 Nr. 1 S. 1—40, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 873. 7579. T. Obayashi, Y. Hakura, P o l a r i o n o s p h e r i c b l a c k o u t s a s s o c i a t e d w i t h i n t e n s e s o l a r f l a r e s . Vgl. Ref. 1331 S. 4 0 3 ^ 4 1 4 . — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 2001. 7580. T. Obayashi, E n t r y of h i g h e n e r g y p a r t i c l e s i n t o t h e p o l a r i o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 1331 S. 507—521. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 2002. * * T. Obayashi, S o l a r c o r p u s c u l a r d i s t u r b a n c e s . Vgl. Ref. 68132.

radiation

and polar

ionospheric

7581. I. X. Odinzowa, On s o m e p e c u l i a r i t i e s of i o n o s p h e r i c d i s t u r b a n c e s in m i d d l e l a t i t u d e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 26 161—170 (russ. mit engl. Ref.). 7582. H. K. Paetzold, D i e L u f t d i c h t e i n d e r u n d E x o s p h ä r e . Naturwissenschaften 48 39—40.

irdischen

Ionosphäre

7583. R. Benndorf, G. E. Hill, T h e a b s o r p t i o n e f f e c t in t h e A r c t i c r i n g a s e v e r e i o n o s p h e r i c s t o r m . Vgl. Ref. 1329 S. 191—201.

du-

7584. K. V. V. Ramana, B. R. Rao, I n v e s t i g a t i o n of i o n o s p h e r i c abs o r p t i o n o n 5 . 6 5 M H z a t W a l t a i r . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 1—11. 7585. K. R. Ramanathan, R. Y. Bhonsle, S. S. Degaonkar, E f f e c t of e l e c t r o n i o n c o l l i s i o n s i n t h e F r e g i o n of t h e i o n o s p h e r e o n t h e a b s o r p t i o n of c o s m i c r a d i o n o i s e a t 2 5 M H z a t A h m e d a b a d . C h a n g e s i n a b sorption associated with magnetic storms. J . Geophys. Res. 66 2763—2771. 7586. B. R. Rao, K. V. V. Ramana, and random drift velocities s p h e r e . Nature 190 706—707.

V a r i a t i o n i n h e i g h t of a n i s o t r o p y of t h e i r r e g u l a r i t i e s in t h e i o n o -

7587. R. G. Rastogi, T h e m o r p h o l o g y of l u n a r s e m i - d i u r n a l v a r i a t i o n in f 0 F 2 n e a r s o l a r n o o n . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 290—297. 23*

356

VIII. Erde

61, 1961

7588. R. G. Rastogi, L u n a r t i d e i n t h e F 2 l a y e r of t h e n e a r t h e g e o m a g n e t i c e q u a t o r . N a t u r e 189 214—215.

ionosphere

7589. G. C. Reid, A s t u d y of t h e e n h a n c e d i o n i z a t i o n p r o d u c e d b y s o l a r p r o t o n s d u r i n g a p o l a r c a p a b s o r p t i o n e v e n t . J . Geophys. Res. 66 4071—4085. 7590. G. C. Reid, H. Leinbach, M o r p h o l o g y a n d i n t e r p r e t a t i o n of t h e g r e a t p o l a r c a p a b s o r p t i o n e v e n t s of M a y a n d J u l y , 1 9 5 9 . Vgl. Ref. 1329 S. 216—228. 7591. H. Rishbeth, C. S. G. K. Setty, T h e Terr. Phys. 20 263—276.

F-layer

7592. P. Rougerie, S u r l a v a r i a t i o n l u n a i r e de la c o u c h e i o n o s p h é r i q u e E n o r m a l e Ann. Géophys. 17 145—146.

at

s u n r i s e . J . Atmosph.

de la h a u t e u r v i r t u e l l e a u - d e s s u s de F r i b o u r g .

7593. W. A. Rudakow, E i n i g e E r g e b n i s s e v o n M e s s u n g e n d e r E l e k t r o n e n k o n z e n t r a t i o n in d e r I o n o s p h ä r e bis z u r H ö h e 200 k m , die m i t R a k e t e n in d e n J a h r e n 1959 —1960 d u r c h g e f ü h r t w o r d e n s i n d . K E Nr. 10 S. 102—103 (russ.). 7594. D. van Sabben, I o n o s p h e r i c c u r r e n t s y s t e m s of t e n I G Y - s o l a r f l a r e e f f e c t s . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 32—42. — E s wird eine quantit a t i v e Analyse von zehn P a a r e n ionosphärischer Stromwirbel durchgeführt, die im Gefolge intensiver chromosphärischer E r u p t i o n e n zwischen August 1957 u n d Dezember 1958 während des I G J beobachtet wurden. Als Meßgrößen dienten die Abweichungen der Horizontalkomponente des erdmagnetischen Feldes von einem Mittelwert. Die Ergebnisse sind in acht K a r t e n dargestellt u n d werden diskutiert. Gü-Li 7595. D. G. Singleton, G. J. E. Lynch, J. A. Thomas, F i e l d - a l i g n e d s p h e r i c i r r e g u l a r i t i e s a n d t h e s c i n t i l l a t i o n of s a t e l l i t e t r a n s m i s s i o n s . N a t u r e 189 30—31. 7596. D. G. Singleton, S c i n t i l l a t i o n s a n d t h e l a t i t u d e o f i o n o s p h e r i c i r r e g u l a r i t i e s . N a t u r e 191 482—483.

ionoradio

distribution

* * D. W. Swilt, T h e e f f e c t of s o l a r R ö n t g e n - r a y s o n t h e Vgl. Ref. 6836.

ionosphere.

* * G. Tagliaferri, G. Righini, R i s u l t a t i p r e l i m i n a r i s u l l a c o r r e l a z i o n e f r a b r i l l a m e n t i solari e a u m e n t i bruschi degli a t m o s f e r i c i lont a n i (S. E . A.) Vgl. Ref. 6670. * * G. Tagliaferri, G. Righini, S u l l a c o r r e l a z i o n e t r a s o l a r i e g l i a t m o s f e r i c i a 27 k H z . Vgl. Ref. 6671.

i

* * J. Taubenheim, I o n o s p h ä r i s c h e U n t e r s u c h u n g e n ü b e r g e n - S t r a h l u n g v o n S o n n e n e r u p t i o n e n . Vgl. Ref. 6838.

brillamenti die

Rönt-

7597. G. N. Taylor, T h e t o t a l e l e c t r o n c o n t e n t of t h e ionosphere d u r i n g t h e m a g n e t i c d i s t u r b a n c e of N o v e m b e r 12—13, 1960. N a t u r e 189 740—741 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell B a n k Repr. Nr. 239. 7598. J. E. Titheridge, T h e c a l c u l a t i o n of t h e e l e c t r o n ionosphere from elevation-angle measurements s a t e l l i t e s . J . Geophys. Res. 66 3103—3107.

d e n s i t y in t h e on artificial

75. Ionosphäre

61, 1961

7599. E. Vassy, S u r u n n o u v e a u p r i n c i p e i o n o s p h e r i q u e . Vgl. Ref. 1329 S. 85—91.

357 de mesure

de

l'absorption

75100. V. R. Venugopal, T e m p e r a t u r e of t h e F r e g i o n of t h e i o n o s p h e r e o v e r K o d a i k a n a l . I n d . J . Meteorol. Geophys. 11 171—175, 1960. 75101. W. D. Westfall, P r e d i c t i o n of V L P d i u r n a l p h a s e changes a n d s o l a r f l a r e e f f e c t s . J . Geophys. Res. 66 2733—2736. — E s werden Gleichungen für die Phasenänderungen von Radiowellen sehr kleiner Frequenzen hergeleitet u n d m i t Beobachtungen im Frequenzbereich von 10.2 bis 20 k H z über Weglängen von 535—11000 k m verglichen. Ferner wird der Einfluß von ionosphärischen Störungen durch Sonneneruptionen studiert, u n d a n den Formeln f ü r die Vorausberechnung der Phasenänderungen werden entsprechende Korrektionen angebracht. H . M. 75102. R. C. Whitten, I. G. Poppoff, A m o d e l of solar-flare-induced i o n i z a t i o n i n t h e D r e g i o n . J . Geophys. Res. 66 2779—2786. — E s wird ein Modellmechanismus zur Erzeugung von Ionisation in der D-Schicht der Ionosphäre durch die kurzwellige Strahlung von Sonneneruptionen entwickelt. Die hierzu verwendeten Messungen der solaren Röntgen-Strahlung u n d des kosmischen Rauschens wurden vom Naval Research L a b o r a t o r y mit einer Höhenrakete v o m T y p «Sunflare II» erhalten, als a m 31. Aug. 1959 eine E r u p t i o n v o m T y p 2+ a u f t r a t . Gü-Li * * B. M. Wladimirskij, A. S. Dworjaschin, N. N. Jerjuschew, I. G. Moissejew, J. I. Neschpor, M. B. Ogir, I. N. Odinzowa, T h e c h r o m o s p h e r i c f l a r e of A u g u s t 22, 1958 a n d c o n n e c t e d r a d i o a n d g e o p h v s i c a l effects. Vgl. Ref. 66120. 75103. K. C. Yeh, G. W. Swenson jr., I o n o s p h e r i c e l e c t r o n c o n t e n t a n d i t s v a r i a t i o n s d e d u c e d f r o m s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . J . Geophys. Res. 66 1061—1067. 75104. R. W. Zeek, L. S. Bearce, J. P. Leiphart, E. Toth, P e n e t r a t i o n of t h e ionosphere by very-lo w-frequency radio signals: some prelimin a r y r e s u l t s of t h e L o f t i I e x p e r i m e n t . Vgl. Ref. 1337 S. 609—616. 75105. S. Ziauddin, P o l a r - c a p a b s o r p t i o n f o l l o w i n g of J u l y 16, 1 9 5 9 . Canadian J . Phys. 39 1882—1887.

the

75106. S. Ziauddin, A m e t h o d of e s t i m a t i n g i o n o s p h e r i c h e i g h t s f r o m r e c o v e r y t i m e s . N a t u r e 191 1084—1085.

solar

flare

absorption

75107. U R S I H a n d b o o k of I o n o g r a m I n t e r p r e t a t i o n a n d R e d u c t i o n . Herausgegeben von W. R . P i g g o t t , K . R a w e r . Amsterdam, Elsevier Publishing Company; London, D. Van N o s t r a n d Company, 1961. 192 S. — Besprechung in J B A A 72 245. 75108. U p p e r a t m o s p h e r e i o n i z a t i o n 5 183—187. — Geophys. Diskussion RAS. 75109. G e n e r a l

remarks

on

and

absorption.

aurorae.

Geophys. J . R A S

Vgl. Ref. 1329 S. 358—362.

358

VIII. Erde

61, 1961

§ 76 Magnetfeld, Polarlichter, Strahlungsgürtel Magnetfeld 7601. W. I. Atanassjewa, Familien geomagnetischer Stürme und s o l a r e K o r p u s k e l s t r ö m e . Geomagnetismus Aeronomie 1 59—66 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1961 10A417. 7602. W. I. Atanassjewa, D i e k o r p u s k u l a r e N a t u r d e r V e r ä n d e r l i c h keit der ruhigen sonnentäglichen geomagnetischen Variationen v o n T a g z u T a g . Geomagnetismus Aeronomie 1 561—571 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 1A463. 7603. R. G. Afonina, Ü b e r das geomagnetische Hervortreten der Asymmetrie der Sonnenhalbkugeln. Geomagnetismus Aeronomie 1 244—246 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 3A424. 7604. S. J. Ahmed, A. Halim, T o t a l a t m o s p h e r i c g n e t i c a c t i v i t y . J . Geophys. Res. 66 3213—3218.

ozone

and

geoma-

7605. M. G. Anzilewitsch, D i e Schwankungen des geomagnetischen F e l d e s a m 9., 10., 24., 25. A u g u s t , 1., 2. S e p t e m b e r 1 9 5 9 u n d 11. M ä r z 1 9 6 0 . Geomagnetismus Aeronomie 1 320—325 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 5A416. 7606. W. I. Axford, C. 0 . Hines, A u n i f y i n g t h e o r y of high-latitude g e o p h y s i c a l p h e n o m e n a a n d g e o m a g n e t i c s t o r m s . Canadian J . Phys. 39 1433—1464. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 86. 7607. J.Bartels, G e o m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s a n d r e l a t e d i n t r o d u c t o r y r e m a r k s . Vgl. Ref. 1337 S. 711—721.

phenomena:

7608. B. Bednärovä-Novakovä, C o n n e c t i o n b e t w e e n g e o m a g n e t i c s t o r m s i n I G Y a n d I G C a n d o c c u r r e n c e of s o m e k i n d s of f i l a m e n t s . Studia 5 138—163. * * B. Bell, A n o r t h - s o u t h a s y m m e t r y i n l o c a t i o n of g r e a t g e o m a g n e t i c s t o r m s . Vgl. Ref. 6608. * * B. Bell,

Major

flares

and

geomagnetic

of s o l a r

sources

activity.

Vgl. Ref. 6609.

7609. B. K. Bhattacharyya, D i p o l e - f i e l d t y p e m a g n e t i c a n d a u r o r a l a c t i v i t i e s . Canadian J . Phys. 39 350—366.

disturbances

* * B. H. Briggs, T h e c o r r e l a t i o n of r a d i o g e o m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s . Vgl. Ref. 7307.

star

scintillations

with

7610. R. R. Brown, T. R. Hartz, B. Landmark, H. Leinbach, J. Ortner, L a r g e s c a l e e l e c t r o n b o m b a r d m e n t of t h e a t m o s p h e r e a t t h e s u d d e n commencement of a g e o m a g n e t i c s t o r m . J . Geophys. Res. 66 1035 —1041. 7611. B. Caner, E . I. Loomer, R e c o r d of o b s e r v a t i o n s at Victoria Magnetic Observatory 1 9 5 7 — 1 9 5 8 . Publ. Dominion Obs. O t t a w a 24 221—296. 7612. J. S. Chatterjee, M a g n e t i c d i s t u r b a n c e s t i c f i e l d . J . Geophys. Res. 66 1535—1546.

and the Earth's

magne-

61, 1961

76. Magnetfeld, Polarlichter, Strahlungsgürtel

* * K. D. Cole, O n s o l a r w i n d d i s t u r b a n c e . Vgl. Ref. 6702.

generation

of

polar

359 geomagnetic

7613. P. J. Coleman jr., C. P. Sonett, N o t e o n h y d r o m a g n e t i c propag a t i o n a n d g e o m a g n e t i c f i e l d s t a b i l i t y . J . Geophys. Res. 66 3591—3592. 7614. A. J. Dessler, W. B. Hanson, E. N. Parker, F o r m a t i o n of t h e g e o m a g n e t i c s t o r m m a i n - p h a s e r i n g c u r r e n t . J . Geophys. Res. 66 3631 —3637. * * A. J. Dessler, T h e s t a b i l i t y of t h e i n t e r f a c e b e t w e e n w i n d a n d t h e g e o m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 6703.

the

solar

7615. S. S. Dolginow, L. N. Shusgow, W. Puschko«, P r e l i m i n a r y report on g e o m a g n e t i c m e a s u r e m e n t s on t h e t h i r d Soviet a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e . Planet. Space Sei. 5 244—247. * * L. I. Dorman, Ref. 13512.

Kosmische

7616. J. Halenka, G e o m a g n e t i c f l a r e s . Studia 5 237—255.

Strahlung activity

und after

Geomagnetismus. large

Vgl.

chromospheric

* * Y. Hakura, D e v e l o p m e n t of i o n o s p h e r i c a n d g e o m a g n e t i c s t o r m s c a u s e d b y s o l a r c o r p u s c u l a r e m i s s i o n s . I. P o l a r c a p b l a c k o u t a n d a u r o r a l z o n e b l a c k o u t . Vgl. Ref. 7544. * * Y. Hakura, M. Nagai, Y. Sano, D e v e l o p m e n t of i o n o s p h e r i c a n d geomagnetic storms caused by solar corpuscular emissions. II. P o l a r b l a c k o u t s , s t o r m E s , a n d g e o m a g n e t i c s t o r m s . Vgl. Ref. 7545. 7617. J . P. Heppner, T. L. Skillman, J . C. Cain, C o n t r i b u t i o n s of r o c k e t s a n d s a t e l l i t e s t o t h e w o r l d m a g n e t i c s u r v e y . Vgl. Ref. 1337 S. 681—691. 7618. 1 . G. Jacchia, S a t e l l i t e d r a g 1960. Vgl. Ref. 1337 S. 747—750.

during

the

events

of

November

7619. J. D. Kalinin, S ä k u l a r e g e o m a g n e t i s c h e V a r i a t i o n e n , U n g l e i c h Erde. mäßigkeiten der E r d r o t a t i o n und Strahlungszonen der Geomagnetismus Aeronomie 1 795—802 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 8A448. 7620. J. W. Kern, S o l a r - s t r e a m d i s t o r t i o n of t h e g e o m a g n e t i c f i e l d and polar e l e c t r o j e t s . J . Geophys. Res. 66 1290—1292. — Ionisierte Plasmaströme von der Sonne erzeugen Störungen des irdischen Magnetfeldes. Es wird untersucht, wie weit hierdurch longitudinale Magnetfeldgradienten entstehen können. Diese Gradienten würden für die vom Erdmagnetfeld eingefangenen Elektronen und Positronen Geschwindigkeitsdifferenzen von etwa 150 cm/sec ergeben, wodurch sich flächenhafte Raumladungen bilden können. v. H . 7621. A. Lebeau, S u r u n e p r o p r i é t é d e l ' a c t i v i t é m a g n é t i q u e n o c t u r n e à l a s t a t i o n D u m o n t d ' U r v i l l e ( T e r r e A d é l i e ) . CR 253 1094 —1096. 7622. E. I. Loomer, R e c o r d of o b s e r v a t i o n s a t R e s o l u t e B a y M a g n e t i c O b s e r v a t o r y 1957 — 1 9 5 8 , w i t h a s u m m a r y of e a r l i e r o b s e r v a t i o n s . Publ. Dominion Obs. Ottawa 26 25—131. 7623. E. I. Loomer, F. Andersen, R e c o r d of o b s e r v a t i o n s a t Baker L a k e M a g n e t i c O b s e r v a t o r y 1957 — 1 9 5 8 , w i t h a s u m m a r y of e a r l i e r o b s e r v a t i o n s . Publ. Dominion Obs. Ottawa 26 131—226.

360 7624. C. J. Loughnan, 427.

VIII. Erde Motion

of

geomagnetic

61, 1961 field

7625. 0 . Lücke, C. U. Wagner, D i e d y n a m i s c h e n M a g n e t o s p h ä r e . I I . Z. Geophys. 27 257—274.

l i n e s . N a t u r e 190

Gleichungen

* * G. M. Minasjan, I o n o s p h ä r i s c h e und geomagnetische g r o ß e r c h r o m o s p h ä r i s c h e r A u s b r ü c h e . Vgl. Ref. 7570.

in

der

Effekte

7626. E. R. Mustel, R e s u l t s of a s t a t i s t i c a l s t u d y of g e o m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s f o r f i v e c y c l e s of s o l a r a c t i v i t y . A J U d S S R 38 28—44 (russ. mit engl. Ref.). 7627. E. R. Niblett, G e o m a g n e t i c v a r i a t i o n s b e t w e e n N o v e m b e r 12 a n d N o v e m b e r 16, 1 9 6 0 . Canadian J . Phys. 39 619—622 = Contr. Dominion Obs. O t t a w a 5 Nr. 8. 7628. S. B. Nicholson, 0 . R. Wulf, T h e d i u r n a l v a r i a t i o n of K i n d i c e s of g e o m a g n e t i c a c t i v i t y o n q u i e t d a y s i n 1 9 4 0 — 1 9 4 8 . J . Geophys. Res. 66 1139—1144. 7629. S. B. Nicholson, 0 . R. Wulf, T h e d i u r n a l v a r i a t i o n of K • i n d i c e s of g e o m a g n e t i c a c t i v i t y o n d i s t u r b e d d a y s i n 1 9 4 0 — 1 9 4 8 . J . Geophys. Res. 66 2399—2404. 7630. S. B. Nicholson, 0 . R. Wulf, D i u r n a l v a r i a t i o n of K i n d i c e s of g e o m a g n e t i c a c t i v i t y o n d i s t u r b e d d a y s . Science 134 1434. — Ref. 7631. J. Ortner, A. Egeland, B . Hultqvist, T h e g r e a t e a r t h s t o r m s of N o v e m b e r 1960 as o b s e r v e d a t K i r u n a G e o p h y s i c a l O b s e r v a t o r y . Vgl. Ref. 1337 S. 722—746. 7632. K. S. R. Rao, O n t h e s e a s o n a l v a r i a t i o n i n l u n a r a n d s o l a r g e o m a g n e t i c t i d e s in t h e g e o m a g n e t i c e q u a t o r i a l r e g i o n . J . Atmosph. Terr. Phys. 20 289—294. 7633. F. J. Scrase, E l e c t r i c c u r r e n t s a s s o c i a t e d w i t h geomagnetic d i s t u r b a n c e s i n t h e a u r o r a l z o n e . N a t u r e 191 963—966. 7634. I. A. Shulin, Ü b e r d i e E n t s t e h u n g d e r p o l a r e n g e o m a g n e t i s c h e n S t ö r u n g e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 443—444 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 8A447. 7635. Y. Sobouti, T h e relationship between unique a n d a u r o r a l e v e n t s . J . Geophys. Res. 66 725—737.

geomagnetic

7636. B. Srinivasamurthy, T h e d i u r n a l v a r i a t i o n of s i z e s of s u d d e n c o m m e n c e m e n t s and impulses in t h e K o d a i k a n a l m a g n e t o g r a m s . I n d i a n J . Meteorol. Geophys. 11 64—68, 1960. * * M. I. Tjasto, A k t i v e schen Strahlung und

Sonnenlängen der I n t e n s i t ä t der kosmid e r m a g n e t i s c h e n S t ö r u n g . Vgl. Ref. 68185.

* * B. Trumpy, T. Svanes, I n t e n s i t y i n c r e a s e of d i f f e r e n t c o m p o n e n t s of c o s m i c r a d i a t i o n p r i o r t o t h e m a g n e t i c s t o r m of M a y 1 1 , 1 9 5 9 . Vgl. Ref. 68186. 7637. J . Veldkamp, T h e a c t i v i t y 3 97—99.

of t h e g e o m a g n e t i c

7638. E. H . Vestine, G e o m a g n e t i s m Geophys. 17 181—194.

in

relation

to

f i e l d . ICSU Rev. aeronomy.

Ann.

61, 1961

76. Magnetfeld, Polarlichter, Strahlungsgürtel

* * P. Ward, R. Shapiro, I n f l u e n c e d i s t u r b a n c e . Vgl. Ref. 6528.

of

sunspots

361

on

geomagnetic

7639. K. Whitham, E. R. Niblett, T h e d i u r n a l p r o b l e m in a e r o m a g n e t i c s u r v e y i n g i n C a n a d a . Geophysics 26 211—228 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 5 Nr. 7. * * B. M. Wladimirskij, A. S. Dworjaschin, N. N. Jerjuschew, I. G. Moissejew, J. I. Neschpor, M. B. Ogir, I. N. Odinzowa, T h e c h r o m o s p h e r i c f l a r e of A u g u s t 22, 1958 a n d c o n n e c t e d r a d i o a n d g e o p h y s i c a l e f f e c t s . Vgl. Ref. 66120. 7640. M. Yasuhara, H. Maeda, G e o m a g n e t i c 1960. J . Atmosph. Terr. Phys. 21 289—293.

crochet

of

15

November

* * T h e c o s m i c r a y f l a r e o n N o v e m b e r 12, 1 9 6 0 , a n d s o l a r a c t i v i t y d u r i n g t h e p e r i o d N o v e m b e r 1 0 — 1 5 , 1960. Vgl. Ref. 66121. Polarlichter 7641. S.-I. Akasolu, S. Chapman, ARS J 81 775—783.

New

theory

of

the

aurora

polaris.

7642. S.-I. Akasofu, T h i c k n e s s of a n a c t i v e a u r o r a l c u r t a i n . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 287—288. 7643. S.-I. Akasofu, S. Chapman, A n e u t r a l l i n e d i s c h a r g e t h e o r y of t h e a u r o r a p o l a r i s . Phil. Transactions (A) 253 359—406. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 765—766. 7644. C. Arpigny, T h e s p e c t r u m of t h e p o l a r a u r o r a . I. A t o m i c i d e n t i f i c a t i o n s . Mém. (4°) Soc. Roy. Liège 2 2—3, 5—30 (französ.). — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 890. 7645. D. Barbier, A. Péron, P h o t o m é t r i e p h o t o é l e c t r i q u e d e l ' a u r o r e à P o r t a u x F r a n ç a i s ( K e r g u e l e n ) (11 a o û t 1957 — 31 m a r s 1959). Ann. Géophys. Internationale (4) Fase. 1, 20 S. = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 216 II. 7646. P. D. Bhavsar, S c i n t i l l a t i o n - c o u n t e r Röntgen-rays during the geomagnetic J . Geophys. Res. 66 679—692.

o b s e r v a t i o n s of auroral s t o r m of M a y 12, 1959.

7647. R. R. Brown, B a l l o o n o b s e r v a t i o n s of a u r o r a l - z o n e R ö n t g e n r a y s . J . Geophys. Res. 66 1379—1388. — Bei einer Serie von Ballonaufstiegen über der Station Happy (Alaska) im Juni—Juli 1960 wurde mit zwei GeigerZählern die Röntgen-Strahlung der Nordlichtzone in Höhen zwischen 10 und 15 mb Äquivalentdruck gemessen. Der mittlere tägliche Einfall von Elektronen größer als 50 keV ist 6 X 1010 Teilchen pro cm 2 und kann beim Auftreten von magnetischen Stürmen bis zum 25fachen dieses Wertes anwachsen. Gü-Li 7648. W. H. Campbell, M. H. Rees, J . Geophys. Res. 66 41—55.

A

study

of

auroral

coruscations.

* * W. H. Campbell, H. Leinbach, I o n o s p h e r i c a b s o r p t i o n of a u r o r a l a n d m a g n e t i c p u l s a t i o n s . Vgl. Ref. 7521.

at

times

7649. J. W. Chamberlain, P h y s i c s of t h e A u r o r a a n d A i r g l o w . New York, Academic Press Inc., 1961. 704 S. Preis $ 16.50. — Besprechung in ARS J

362

VIII. Erde

61, 1961

32 790, Geophys. J . RAS 6 407 (J. P a t o n ) , J . Atmosph. Terr. Phys. 24 327 (A. H. J a r r e t t ) , Obs 82 127—128 (M. J . S e a t o n ) , Physics Today 15 Nr. 2 S. 44 (R. L a n d s h o f f ) , Planet. Space Sei. 9 130 (A. D a l g a r n o ) , Proc I R E 50 236 (F. E. R o a c h , C. G. L i t t l e ) , Sky Tel. 23 45. 7650. J. W. Chamberlain, T h e o r y of a u r o r a l b o m b a r d m e n t . A p J 134 401—424. — Verf. entwickelt eine Polarlichttheorie unter der Voraussetzung, daß die Partikel in einem inhomogenen Plasma umlaufen, das durch das Erdmagnetfeld zusammengehalten wird. Aus diesem Plasma werden Protonen und Elektronen in den Bereich der Hochatmosphäre ausgestoßen. Einzelheiten der Polarlichterscheinungen einschließlich der magnetischen Stürme werden erklärt. Ho. 7651. J. W. Chamberlain, U l t r a v i o l e t e m i s s i o n i n t h e a u r o r a . Vgl. Ref. 1814 S. 606—608. * * J. W. Chamberlain, T h e e n e r g i e s a n d a u r o r a . Vgl. Ref. 7418.

in

the

spectra

of

the

airglow

7652. 0. W. Choroschewa, D i e r a u m - z e i t l i c h e V e r t e i l u n g d e r P o l a r lichter und ihr Z u s a m m e n h a n g mit geomagnetischen Störungen in h o h e n B r e i t e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 695—701 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A453. 7653. J. V. Denholm, F. R. Bond, O r i e n t a t i o n of p o l a r a u r o r a s . Australian J . Phys. 14 193—195. 7654. J. V. Denholm, S o m e a u r o r a l o b s e r v a t i o n s a u r o r a l z o n e . J . Geophys. Res. 66 2105—2111. 7655. A. J. Dessler, W. B. Hanson, a u r o r a . A p J 134 1024—1025.

Possible

inside the

energy

source

southern for

the

7656. W. I. Dsjubenko, J. A. Nadubowitsch, E r g e b n i s s e g l e i c h z e i t i g e r radarischer, photographischer und photoelektrischer Beobacht u n g e n v o n P o l a r l i c h t e r n . Geomagnetismus Aeronomie 1 620—622 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 8A360. * * J. W. Dungey, I n t e r p l a n e t a r y z o n e s . Vgl. Ref. 8110. 7657. W. G. Fastie, H. M. Crosswhite, auroral spectra with a rocket Geophys. 17 109—115.

magnetic

field

and

the

auroral

T. P. Markham, Far ultra-violet E b e r t s p e c t r o p h o t o m e t e r . Ann.

7658. X. I. Fedorowa, On e m i s s i o n A 1 0 8 3 0 A i n a u r o r a e . Planet. Space Sei. 5 75. 7659. J. I. Feldstein, E. K. Solomatina, P o l a r l i c h t e r a u f d e r Südhalbk u g e l . Geomagnetismus Aeronomie 1 534—539 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A452. 7660. J. I. Feldstein, P o l a r l i c h t e r u n d d i e a n o m a l e A b s o r p t i o n v o n R a d i o w e l l e n d r i t t e n T y p s . Geomagnetismus Aeronomie 1 939—941 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A454. 7661. P. A. Forsyth, On t h e a s s o c i a t i o n of r a d i o o p t i c a l a u r o r a . Canadian J . Phys. 39 1721—1724. * * P. A. Forsyth, K. V. Paulson, a u r o r a l z o n e . Vgl. Ref. 7311.

Radio-star

reflections

scintillations

and

with the

61, 1961

363

76. Magnetfeld, Polarlichter, Strahlungsgürtel

7662. G. D. Freier, A u r o r a l e f f e c t s J . Geophys. Res. 66 2695—2702.

on

the

Earth's

electric

field.

7663. M. Gadsden, T h e r e l a t i v e i n t e n s i t i e s of s o m e n i t r o g e n in a u r o r a l s p e c t r a . J . Atmosph. Terr. Phys. 22 105—121.

bands

7664. S. N. Ghosh, B. N. Srivastava, E x c i t i n g particles for auroral s p e c t r a . ZfA 53 186—197. — Die Anregung des Nordlichtspektrums wird unter Berücksichtigung der Anregung von Gasen der Atmosphäre im Laboratorium durch Stöße mit Elektronen, Protonen und neutralen Wasserstoffatomen diskutiert. I m normalen Nordlicht werden die ersten negativen Banden von N 2 + und 0 2 + durch Protonenstöße erzeugt, ebenso die OI-Linien. Bei O i l kann nicht sicher geschlossen werden, ob die Erzeugung durch Protonen oder Elektronenbeschuß erfolgt. N I- und N Ii-Linien werden bei Ionisation von N 2 -Molekülen angeregt. Das Nordlicht in geringen Höhen wird durch sekundäre Elektronenschauer erzeugt. Bk. 7665. H. Grenat, L.Herman, G. Hepner, E t u d e e x p é r i m e n t a l e d e l ' i n f l u e n c e d e l ' é n e r g i e m o y e n n e d e s é l e c t r o n s s u r la c o m p o s i t i o n d u s p e c t r e d e N 2 a u l a b o r a t o i r e e t d a n s l e s a u r o r e s . Ann. Géophys. 17 351—359. 7666. L. Harang, J. Tröim, S t u d i e s of a u r o r a l e c h o e s — I. Planet. Space Sei. 5 33—45. 7667. L. Harang, J. Tröim, I n v e s t i g a t i o n Planet. Space Sei. 5 105—108.

of

auroral

echoes — II.

7668. F. Hector, P. A. Forsyth, On t h e s t a t i s t i c a l p r o p e r t i e s of a n d r a d i o a u r o r a . Canadian J . Phys. 39 1423—1428.

optical

7669. W. J. Heikkila, S. B. Penstone, R o c k e t m e a s u r e m e n t s of a u r o r a l r a d i o a b s o r p t i o n a t F o r t C h u r c h i l l , C a n a d a , d u r i n g O c t o b e r 1960. Vgl. Ref. 1337 S. 1206—1207. 7670. B. Hultqvist, A. Egeland, G. Gustafsson, A m o r n i n g discontinuity i n t h e o r i e n t a t i o n of q u i e t a u r o r a l a r c s . Nature 192 956—957. 7671. B. Hultqvist, C i r c u l a r s y m m e t r y i n t h e g e o m a g n e t i c f o r a u r o r a l p h e n o m e n a . Planet. Space Sei. 8 142—150. 7672. D. M. Hunten, T e m p e r a t u r e s d e d u c e d f r o m a u r o r a a n d s p e c t r a . Ann. Géophys. 17 249—255.

plane airglow

* * J.Kaplan, C.A.Barth, W. J. Schade, N 2 , 0 2 , a n d N O a f t e r g l o w s a n d t h e f a r u l t r a v i o l e t s p e c t r a of t h e n i g h t g l o w a n d a u r o r a e . Vgl. Ref. 7445. 7673. R. S. Iyengar, G. G. Shepherd, O b s e r v a t i o n s of a u r o r a l f l u c t u a t i o n s . Canadian J . Phys. 39 1911—1918.

luminosity

7674. L. S. Jewlaschin, D i e r a u m - z e i t l i c h e n V a r i a t i o n e n d e s W a s s e r s t o f f s in P o l a r l i c h t e r n u n d ihr Z u s a m m e n h a n g m i t m a g n e t i s c h e n S t ö r u n g e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 54—58 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1961 1A488. 7675. L. S. Jewlaschin, P o l a r l i c h t e r r o t e r F a r b e v o m T y p A i n h o h e n B r e i t e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 531—533 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 1A487.

364

VIII. Erde

7676. A. Kavadas, A b s o r p t i o n Vgl. Ref. 1329 S. 170—176.

measurements

61, 1961 near

the

auroral

zone.

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of a u r o r a l

m o r p h o l o g y . J . Geo-

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auroral

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of h e l i u m

in t h e

aurora.

J . Atmosph.

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365

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high

aurorae.

Inst.

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of

7699. M. H. Rees, T h e a u r o r a l l y Vgl. Ref. 1314 S. 609—619.

high

altitude

associated

red

auroral

Lyman-Alpha

arcs.

radiation.

76100. G. C. Reid, M. H. Rees, T h e s y s t e m a t i c b e h a v i o u r of e m i s s i o n i n t h e a u r o r a - I I . Planet. Space Sei. 5 99—104.

hydrogen

76101. L. Remy-Battiau, T h e s p e c t r u m of t h e p o l a r a u r o r a . I I . M o l e c u l a r i d e n t i f i c a t i o n s . Mém. (4°) Soc. Roy. Liège 2 2—3, 31—78 (französ.). — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 890. 76102. B. P. Sandford, A u r o r a a n d a i r g l o w f r o m v a t i o n s . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 177—181.

colour

76103. N. N. Schelow, O n t h e n a t u r e of i n a u r o r a e . Planet. Space Sei. 5 75—76.

emission

helium

76104. H. V. Serson, B. C. Blevis, O b s e r v a t i o n s of d u r i n g t h e p e r i o d N o v e m b e r 11 — 1 6 , 1960. 622—625. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 997.

film

obser-

A 10 8 3 0 A

auroral ionization Canadian J . Phys. 39

76105. W. Stoffregen, T h e e a s t - w e s t d r i f t of a u r o r a l f o r m s d e t e r m i n e d f r o m a l l - s k y c a m e r a f i l m s . J . Atmosph. Terr. Phys. 21 257—260. * * P. Swings, D. Bosman-Crespin, C. Arpigny, T h e o r e t i c a l c o n s i d e r a t i o n s o n t h e p r e d i c t e d f a r u l t r a v i o l e t s p e c t r a of c o m e t s a n d of p o l a r a u r o r a e . Vgl. Ref. 9132. 76106. K. Takayanagi, T. Yonezawa, C o l l i s i o n p r o c e s s e s i n t h e a u r o r a a n d i o n i z a t i o n i n t h e a u r o r a l z o n e . Rep. Ionosphere Space Res. J a p a n 15 51—69. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 463. 76107. E. H. Vestine, J . W. Kern, R e p l y t o s o m e c o m m e n t s b y M a l v i l l e concerning the midnight a u r o r a l m a x i m u m . J . Geophys. Res. 66 989—991. 76108. C. D. Watkins, A u r o r a l r a d i o - e c h o e s a n d m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s . J . Atmosph. Terr. Phys. 20 131—139 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell Bank Repr. Nr. 226. 76109. C. D. Watkins, T e m p o r a l v a r i a t i o n s of a u r o r a l r a d i o - e c h o

acti-

VIII. Erde

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systématiques

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de

=

l'aurore

green

76112. S. Ziauddin, P. A. Forsyth, T h r e e - f r e q u e n c y measurements a u r o r a l a b s o r p t i o n . J . Geophys. Res. 66 2315—2319.

line of

76113. S p e k t r o s k o p i s c h e , elektrophotometrische und radarische U n t e r s u c h u n g e n von P o l a r l i c h t e r n und des N a c h t h i m m e l s l e u c h t e n s . Moskau, Verlag Akad. Wiss. UdSSR, 1961. 43 S. (russ.). 76114. S y n o p t i c 76115. O r i g i n e l l e (russ.). — Ref. * * Upper

auroral

m a p s . N a t u r e 189 624.

Formen

atmosphere

der

Polarlichter.

ionization

and

Priroda 50 Nr. 11 S. 118

a u r o r a e . Vgl. Ref. 75108.

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61, 1961

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cor-

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from

van

Allen

belt

76123. J. B. Cladis, L. F. Chase jr., W. L. Imhof, D. J. Knecht, E n e r g y s p e c t r u m a n d a n g u l a r d i s t r i b u t i o n of e l e c t r o n s t r a p p e d in t h e g e o m a g n e t i c f i e l d . J . Geophys. Res. 66 2297—2312. — Bei einem Raketenaufstieg bis 1045 km Höhe wurden Energie- und Winkelverteilung von Elektronen untersucht. Oberhalb von 600 km Höhe ist die Energieverteilung konstant und läßt sich durch F (E) = E 1 - 6 e °' 022 E darstellen. Bei 1045 km Höhe erhält man 4 x 10« Elektronen pro cm 2 und sec oberhalb von 50 keV. v. H. 76124. J. A. Crawford, J o r d e n s s t r a a l i n g s b s e l t e r . Urania Kobenhavn 18 49—54. — Übersetzung aus ASP Leaflet Nr. 369 (vgl. A J B 60 Ref. 76144). 76125. A. J. Dessler, R. Karplus, S o m e e f f e c t s of d i a m a g n e t i c r i n g r e n t s o n v a n A l l e n r a d i a t i o n . J . Geophys. Res. 66 2289—2295.

cur-

76126. A. J. Dragt, E f f e c t of h y d r o m a g n e t i c w a v e s o n t h e l i f e t i m e of v a n A l l e n r a d i a t i o n p r o t o n s . J . Geophys. Res. 66 1641—1649. 76127. A. J . Dragt, E f f e c t of h y d r o m a g n e t i c w a v e s o n t h e of v a n A l l e n r a d i a t i o n p r o t o n s . Science 134 1437. — Ref.

lifetime

76128. C. Y. Fan, P. Meyer, J. A. Simpson, D y n a m i c s a n d s t r u c t u r e of t h e o u t e r r a d i a t i o n b e l t . J . Geophys. Res. 66 2607—2640. 76129. C. Y. Fan, P. Meyer, J. A. Simpson, T h e e q u a t o r i a l p i t c h a n g l e d i s t r i b u t i o n s of e l e c t r o n s i n t h e o u t e r r a d i a t i o n b e l t . Vgl. Ref. 1337 S. 867—875.

368

VIII. Erde

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of t h e

van

76132. S. E. Forbush, D. Venkatesan, C. E . Mclhvain, I n t e n s i t y variations i n o u t e r v a n A l l e n r a d i a t i o n b e l t . J . Geophys. Res. 66 2275—2287. 76133. W. L. Ginsburg, L. W. Kurnossowa, W. I. Logatschew, L. A. Rasorenow, I. A. Sirotkin, M. I. Fradkin, U n t e r s u c h u n g d e r I n t e n s i t ä t geladener Teilchen w ä h r e n d der Flüge des zweiten und d r i t t e n Raumschiffs. K E Nr. 10 S. 22—33 (russ.). 76134. E. W. Gortschakow, D i e r ä u m l i c h e Verteilung des äußeren Strahlungsgürtels der E r d e und der Zone der Polarlichter. KE Nr. 8 S. 81—83 (russ.). — Englische Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 503—505. 76135. E. W. Gortschakow, D i e V e r t e i l u n g d e s i n n e r e n Strahlungsg ü r t e l s u n d d a s M a g n e t f e l d d e r E r d e . K E Nr. 9 S. 62—65 (russ.). 76136. E. W. Gortschakow, D e r ä u ß e r e S t r a h l u n g s g ü r t e l u n d d i e P o l a r l i c h t e r . K E Nr. 9 S. 66—70 (russ.). 76137. K. I . Gringaus, S o m e r e s u l t s of e x p e r i m e n t s i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e b y m e a n s of c h a r g e d p a r t i c l e t r a p s o n S o v i e t s p a c e p r o b e s . Vgl. Ref. 1337 S. 539—553. 76138. K. I. Gringaus, T h e s t r u c t u r e of t h e E a r t h ' s i o n i z e d g a s e n v e l o p e b a s e d o n l o c a l c h a r g e d p a r t i c l e c o n c e n t r a t i o n s m e a s u r e d in t h e U S S R . Vgl. Ref. 1337 S. 574—592. * * K. I. Gringaus, W. G. Kurt, W. I. Moros, I. S. Schklowskij, Ionisiertes Gas u n d s c h n e l l e E l e k t r o n e n in der U m g e b u n g der E r d e u n d im i n t e r p l a n e t a r e n R a u m . Vgl. Ref. 9520. 76139. C. A. Gurtler, R a d i a t i ö n m e a s u r e m e n t s i n t h e s l o t b e t w e e n t h e v a n A l l e n b e l t s t o a n a l t i t u d e of 1 4 1 5 k i l o m e t e r s . J . Geophys. Res. 66 3050—3054. — Mit einem Geiger-Müller-Zählrohr in einer Höhenrakete v o m T y p Scout ST-1 wird die I n t e n s i t ä t der kosmischen Höhenstrahlung bis in 1415 k m Höhe, also bis in das Gebiet zwischen den beiden van Allenschen Strahlungsgürteln, gemessen. Die Zählrate pro Minute wächst von 30 a m Boden bis zu 7800 im Scheitel der Bahnparabel, deren Verlauf durch Radarmessungen von zwei Stationen aus genau ermittelt wurde. Gü-Li 76140. W. N. Hess, J. Killeen, C. ¥ . Fan, P. Meyer, J. A. Simpson, T h e o b s e r ved outer-belt electron distribution and the neutron decay hypot h e s i s . J . Geophys. Res. 66 2313—2314. 76141. W. N. Hess, J. Killeen, S p a t i a l d i s t r i b u t i o n of e l e c t r o n s f r o m n e u t r o n d e c a y i n t h e o u t e r r a d i a t i o n b e l t . J . Geophys. Res. 66 3671— 3680. 76142. R. A. Hoffman, O b s e r v a t i o n s of t h e v a n A l l e n r a d i a t i o n r e g i o n s d u r i n g A u g u s t a n d S e p t e m b e r 1 9 5 9 . 2. T h e C a p e t o w n a n o m a l y a n d t h e s h a p e of t h e o u t e r b e l t . J . Geophys. Res. 66 4003—4006. 76143. F. E. Holly, L. Allen jr., R. G. Johnson, R a d i a t i o n measurements t o 1 5 0 0 k i l o m e t e r s a l t i t u d e a t e q u a t o r i a l l a t i t u d e s . J . Geophys. Res. 66 1627—1639.

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76. Magnetfeld, Polarlichter, Strahlungsgürtel

369

76144. F. E. Holly, R. G. Johnson, C o m p o s i t i o n of r a d i a t i o n trapped i n t h e g e o m a g n e t i c f i e l d a t a l t i t u d e s u p t o 1 0 0 0 k i l o m e t e r s . Vgl. Ref. 1340 S. 411—416. * * E. A. Lauter, D i e e x z e s s i v e I o n i s a t i o n in d e r u n t e r e n I o n o s p h ä r e u n d I n s t a b i l i t ä t e n i m ä u ß e r e n S t r a h l u n g s g ü r t e l . Vgl. Ref. 7565. 76145. A. M. Lenchek, S. F. Singer, R. C. Wentworth, G e o m a g n e t i c a l l y t r a p p e d e l e c t r o n s f r o m c o s m i c r a v a l b e d o n e u t r o n s . J . Geophvs. Res. 66 4027—4046. 76146. H. Liemohn, T h e l i f e t i m e of r a d i a t i o n b e l t p r o t o n s w i t h g i e s b e t w e e n 1 k e v a n d 1 M e v . J . Geophys. Res. 66 3593—3595.

ener-

76147. J. I. Logatschew, B e s t i m m u n g d e s S p e k t r u m s d e r E l e k t r o n e n des ä u ß e r e n S t r a h l u n g s g ü r t e l s w ä h r e n d des Fluges der zweiten k o s m i s c h e n R a k e t e (12. S e p t e m b e r 1 9 5 9 ) . Geomagnetismus Aeronomie 1 30—33 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 1A307. 76148. C. J. Loughnan, L o n g i t u d i n a l dependence of radiation-belt s c a t t e r i n g , a n d p r i m a r y a u r o r a l p a r t i c l e s . Planet. Space Sei. 8 13—22. 76149. C. A. Lundquist, R. J. Naumann, S. A. Fields, R e c o v e r y d a t a f r o m 1 9 5 8 E p s i l o n . Vgl. Ref. 1337 S. 520—534.

of

further

* * W. M. MacDonald, M. Walt, D i s t r i b u t i o n f u n c t i o n of m a g n e t i c a l l y c o n f i n e d e l e c t r o n s i n a s c a t t e r i n g a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1642. 76150. C. E. Meli wain, C o o r d i n a t e s f o r m a p p i n g t h e d i s t r i b u t i o n m a g n e t i c a l l y t r a p p e d p a r t i c l e s . J . Geophys. Res. 66 3681—3691.

of

76151. J. E. Naugle, D. A. Kniffen, F l u x a n d e n e r g y s p e c t r a o f t h e p r o t o n s i n t h e i n n e r v a n A l l e n b e l t . Phys. Rev. Letters 7 3—6. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1227—1228. 76152. E. N. Parker, T h e d i s t r i b u t i o n of t r a p p e d p a r t i c l e s i n a i n g m a g n e t i c f i e l d . J . Geophys. Res. 66 2641—2652.

chang-

76153. A. Rosen, T. A. Farley, C h a r a c t e r i s t i c s of t h e v a n A l l e n r a d i a t i o n zones as m e a s u r e d by t h e s c i n t i l l a t i o n c o u n t e r on E x p l o r e r VI. J . Geophys. Res. 66 2013—2028. — Mit einem Szintillationszähler im Erdsatelliten Explorer 6 (1959 ó,) wurden die Zusammenstöße mit Elektronen über 200 keV u n d Protonen über 2 MeV im Bereich des äußeren van Alien-Gürtels gezählt. Die gemessenen Zählraten, aufgetragen in Abhängigkeit von der geozentrischen Distanz, zeigen charakteristische Maxima in diskreten Entfernungsbereichen, die während eines magnetischen Sturmes (16. Aug. 1959) um eine Zehnerpotenz anwuchsen. Gü-Li 76154. I. A. Sawenko, P. I. Schawrin, N. F. Pissarenko, D i e E n t d e c k u n g e i n e r s c h w a c h e n K o r p u s k u l a r s t r a h l u n g in 320 k m H ö h e in ä q u a t o r n a h e n B r e i t e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 875—879 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 6A270. 76155. R. S. Shane, T h e e f f e c t s of v a n t e r i a l . Proc I R E 49 671. — Ref.

Allen

belt radiation

on

ma-

* * J . Veldkamp, D e h o o g s t e l u c h t l a g e n . Vgl. Ref. 7270. 76156. P. W. Wakulow, N. N*. Gorjunow, J. I. Logatschew, E. N. Sosnowez, D i e S t r a h l u n g s r e g i s t r i e r u n g bei den F l ü g e n s o w j e t i s c h e r k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n u n d k o s m i s c h e r R a k e t e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 880—887 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 5A582. Astronom. Jahresbericht 1961

24

370

VIII. Erde

61, 1961

76157. M. Walt, W. M. MacDonald, E n e r g y s p e c t r u m of e l e c t r o n s p e d in t h e g e o m a g n e t i c f i e l d . J. Geophys. Res. 66 2047—2052. 76158. D. G. Wentzel, H y d r o m a g n e t i c t i o n . J . Geophys. Res. 66 359—369.

waves

and

the

trapped

trapradia-

76159. S. N. Wernow, A. E. Tschudakow, P. W. Wakulow, E. W. Gortschakow, J. I. Logatschew, A. G. Nikolajew, R a d i a t i o n m e a s u r e m e n t s d u r i n g t h e f l i g h t of t h e t h i r d s p a c e r o c k e t . DAN 136 322—324 (russ.). — Vorläufige Auswertung von Messungen, die durch drei Zählapparaturen an Bord der 3. kosmischen Rakete während der Zeit vom 4. bis 18. Okt. 1959 im äußeren Strahlungsgürtel der Erde gewonnen wurden, führt auf Teilchendichten von 2.12 Teilchen/ cm 2 sec, bei Mittelwerten von 6.79 Impulsen/cm 2 sec mit 45 keV Schwellenenergie und 2.15 Impulsen/cm 2 sec mit 3.6 MeV Schwellenenergie. Die mittlere Ionisation im Natriumjodidkristall des Szintillationszählers betrug 1.56 eV/sec. Die Strahlungsintensität war auffallend konstant. Auftretende Schwankungen bis 10 % wurden mit Amplituden bis 2 % auch am Boden registriert. Es wird vermutet, daß ihre Ursache in einer Modulation der kosmischen Strahlung durch Schwankungen des interplanetaren Magnetfeldes zu suchen ist. Petri 76160. S. N. Wernow, I. A. Sawenko, P. I. Schawrin, W. E. Nesterow, N. F. Pissarenko, T h e e x t e r n a l r a d i a t i o n b e l t a b o u t t h e E a r t h a t a n a l t i t u d e of 3 2 0 k i l o m e t e r s . DAN 140 787—790 (russ.). 76161. S. N. Wernow, I. A. Sawenko, P. I. Schawrin, N. F. Pissarenko, T h e d i s c o v e r y of a n i n t e r n a l r a d i a t i o n b e l t a t a n a l t i t u d e of 3 2 0 k m in t h e r e g i o n of t h e s o u t h a t l a n t i c m a g n e t i c a n o m a l y . DAN 140 1041— 1044 (russ.). 76162. S. N. Wernow, A. E. Tschudakow, P. W. Wakulow, E. W. Gortschakow, J. I. Logatschew, S t r a h l u n g s m e s s u n g e n i m ä u ß e r e n S t r a h l u n g s g ü r t e l a m 12. 2. 1 9 6 1 b e i m R a k e t e n f l u g z u r V e n u s . Geomagnetismus Aeronomie 1 872—874 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A583. 76163. S. N. Wernow, I. A. Sawenko, P. I. Schawrin, W. E. Nesterow, N. F. Pissarenko, D e r ä u ß e r e S t r a h l u n g s g ü r t e l d e r E r d e i n 3 2 0 k m H ö h e . K E Nr. 10 S. 34—39 (russ.). 76164. S. N. Wernow, I. A. Sawenko, P. I. Schawrin, N. F. Pissarenko, Entd e c k u n g des i n n e r e n S t r a h l u n g s g ü r t e l s in 320 k m H ö h e im G e b i e t d e r s ü d a t l a n t i s c h e n m a g n e t i s c h e n A n o m a l i e . K E Nr. 10 S. 40—44 (russ.). 76165. V a n A l l e n b e l t p r o d u c e d b y n e u t r o n s . Sky Tel. 21 212. — Ref. in VdS Nachr. 10 74.

§ 77

Leuchtende Nachtwolken 7701. I. S. Astapowitsch, Ü b e r s i e h t d e r B e o b a c h t u n g e n d e r l e u c h t e n d e n N a c h t w o l k e n in R u ß l a n d u n d in d e r U d S S R in d e n J a h r e n 1 8 8 5 — 1944. Vgl. Ref. 1310 S. 49—92. 7702. K. D. Baker, B. W. Currie, A n o b s e r v a t i o n of n o c t i l u c e n t c l o u d s i n W e s t e r n C a n a d a . Canadian J . Phys. 39 1515. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1991.

61, 1961

77. Leuchtende Nachtwolken

7703. W. A. Bronstein, S u r 1310 S. 141—154.

la

7704. J . Brustat, L e u c h t e n d e

nature

des

nuages

371 l u m i n e u x . Vgl. Ref.

N a c h t w o l k e n . VdS Nachr. 1» 95—97.

7705. I. A. Chwostikow, D i e N a t u r d e r l e u c h t e n d e n N a c h t w o l k e n u n d d i e T e m p e r a t u r d e r A t m o s p h ä r e i n d e r M e s o p a u s e . Vgl. Ref. 1310 S. 7—12. 7706. M. A. Dirikis, J. L. Francmanis, Z u r F r a g e d e r H ö h e n b e s t i m m u n g d e r l e u c h t e n d e n N a c h t w o l k e n . Vgl. Ref. 1810 S. 157—162. 7707. M. A. Dirikis, B e o b a c h t u n g e n d e r l e u c h t e n d e n Nachtwolken in d e r R i g a e r ' A b t e i l u n g d e r A A G G i m J a h r e 1959. Vgl. Ref. 1310 S. 191—194. 7708. N. I. Grischin, D i e E r f o r s c h u n g d e r l e u c h t e n d e n Bote Akad. Wiss. UdSSR 1961 Nr. 9 S. 125—126 (russ.). 7709. N. I. Grischin, M e t e o r o l o g i c a l c o n d i t i o n s f o r of n o c t i l u c e n t c l o u d s . Vgl. Ref. 1310 S. 107—140. 7710. B. Haurwitz, W a v e Space Sei. 5 92—98.

formations

in

noctilucent

Nachtwolken.

the

appearance

clouds.

Planet.

7711. E. Hesstredt, N o t e o n t h e n a t u r e of n o c t i l u c e n t c l o u d s . J . Geophys. Res. 66 1985—1987. — Im allgemeinen wird angenommen, daß die leuchtenden Nachtwolken aus Staubpartikeln kosmischen oder terrestrischen Ursprungs bestehen. In vorliegender Note wird die Möglichkeit erörtert, daß sie gewöhnliche Wolken darstellen, die sich wenigstens teilweise aus Wassertröpfchen zusammensetzen. Es werden einige Gesichtspunkte für die «Eishypothese» hervorgehoben, insbesondere wird die Sublimation von Wasserdampf unter den in leuchtenden Nachtwolken herrschenden Bedingungen behandelt. Henn 7712. B. Himmelfarb, N o c t i l u c e n t Beob. 1960 Aug. 24.

c l o u d s . AC Nr. 221 S. 14—15 (russ.). —

7713. K. A. Lossew, B e t e i l i g u n g d e r G e o d ä t e n a n B e o b a c h t u n g e n d e r l e u c h t e n d e n N a c h t w o l k e n m i t T h e o d o l i t e n . Vgl. Ref. 1310 S. 155—156. 7714. I. W. Matwejew, B e o b a c h t u n g e n d e r l e u c h t e n d e n N a c h t w o l k e n i n d e r K u i b y s c h e w e r A b t e i l u n g d e r A A G G i n d e n J a h r e n 1957 — 1959. Vgl. Ref. 1310 S. 179—180. 7715. T. D. Pawlowa, S c h e i n b a r e V e r t e i l u n g d e r l e u c h t e n d e n N a c h t w o l k e n n a c h d e m B e o b a c h t u n g s m a t e r i a l v o n 1957 — 1 9 5 8 . Vgl. Ref. 1310 S. 93—105. 7716. W. W. Scharonow, V i s u a l p h o t o m e t r y 1959. Vgl. Ref. 1310 S. 13—18.

of n o c t i l u c e n t

clouds

in

7717. W. W. Scharonow, A i m s a n d s u b j e c t - m a t t e r of t h e w o r k s o n n o c t i l u c e n t c l o u d s a f t e r t h e e n d of I G Y . Vgl. Ref. 1310 S. 163—168. 7718. W. J . Skulskij, B e o b a c h t u n g e n d e r l e u c h t e n d e n Nachtwolken i m U r a l g e b i e t i m J a h r e 1959. Vgl. Ref. 1310 S. 171—178. 7719. T. M. Tarassowa, On p o l a r i z a t i o n of n o c t i l u c e n t c l o u d s . AC Nr. 221 S. 15—18 (russ.). — Nach einer von Fessenkow angegebenen Methode wurden auf photographischem Wege (Agfa Astroplatten) Untersuchungen über die Polarisation der leuchtenden Nachtwolken durchgeführt. Ho. 24*

372

VIII. Erde

61, 1961

7720. W. G. Tejfel, N o o t i l u c e n t c l o u d s in M i d d l e A s i a . AC Nr. 218 S. 25— 26 (russ.). — 1960 Dez. 22. 7721. Ü. I. K. Veltmann, On t h e u s e of n o n - s t a n d a r d i z e d p h o t o g r a p h s i n t h e p h o t o m e t r y of n o o t i l u c e n t c l o u d s . Vgl. Ref. 1310 S. 19—24. 7722. 0 . B. Wassiljew, On p e r i o d i c i t y c l o u d s . AC Nr. 224 S. 32—34 (russ.).

of

appearance

of

noctilucent

7723. 0. B. Wassiljew, B e a r b e i t u n g p h o t o m e t r i s c h e r Beobachtungen d e r l e u c h t e n d e n N a c h t w o l k e n in d e r L e n i n g r a d e r A b t e i l u n g der A l l u n i o n s A s t r o n o m i s c h - G e o d ä t i s c h e n G e s e l l s c h a f t ( A A G G ) . Vgl. Ref. 1310 S. 35—48. 7724. C. I. Willmann, O b s e r v a t i o n s of n o c t i l u c e n t c l o u d s in t h e N o r t h W e s t r e g i o n of A t l a n t i c O c e a n a n d i n E s t o n i a i n 1961. AC Nr. 225 S. 19—21 (russ.). 7725. C. I. Willmann, O n t h e i n t e r p r e t a t i o n of s o m e r e s u l t s of P o l a r i m e t r i e i n v e s t i g a t i o n of n o c t i l u c e n t c l o u d s . AC Nr. 226 S. 17—21 (russ.). 7726. C. I. Willmann, On t h e p h o t o g r a p h i c p h o t o m e t r y , p o l a r i m e t r y a n d c o l o r i m e t r y of n o c t i l u c e n t c l o u d s . Vgl. Ref. 1310 S. 25—34. 7727. C. I. Willmann, O b s e r v a t i o n s of n o c t i l u c e n t i n s u m m e r 1959. Vgl. Ref. 1310 S. 181—190.

c l o u d s in

Estonia

§ 78

Weitere solar-terrestrische Beziehungen 7801. C. G. Abbot, S i x t e e n - d a y w e a t h e r f o r e c a s t s f r o m s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . Smithsonian Miscellaneous Collections 143 Nr. 2, 6 S. = Smithsonian Inst. Publ. 4462. — Solarkonstante und Temperatur verschiedener Erdorte zeigen inverse Schwankungen gleicher Perioden. Es wird vorgeschlagen, Messungen der Solarkonstante mit Hilfe von Erdsatelliten durchzuführen, um sie zur Vorhersage der irdischen Temperaturschwankungen auszunutzen. Gü-Li 7802. C. G. Abbot, A l o n g - r a n g e t e m p e r a t u r e f o r e c a s t . Smithsonian Miscellaneous Collections 143 Nr. 5, 46 S. = Smithsonian Inst. Publ. 4471. 7803. C. W. Allen, S o l a r

r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1321 S. 81—83.

* * J. F. Brocknian, S o l a r f o r e c a s t s . Vgl. Ref. 6612.

disturbances

and

radio

communication

7804. A. Dauvillier, L e S o l e i l e t la T e r r e . Paris, Edition du Palais de la Découverte, 1960. 42 S. Preis N F 2.88. — Besprechung in La Nature 89 180. 7805. R. Frith, E. R. Harrison, C. M. de Turville, T e r r e s t r i a l a c c r e t i o n f r o m t h e s o l a r w i n d . Nature 191 1182—1184. — Es handelt sich um drei verschiedene Beiträge, die sich mit der von de Turville (vgl. Ref. 6730) diskutierten Vorstellung auseinandersetzen, das heute auf der Erde vorhandene Wasser wäre vorwiegend durch den Einfang von der Sonne kommender WasserstoiFatome entstanden. Frith kommt an Hand von meteorologischen Befunden über die Feuchte in großen Höhen zu dem Schluß, daß von dieser Seite kein ernsthafter Einwand gegen de Turvilles Idee besteht. Harrison dagegen hebt hervor, die von de Turville

61, 1961

373

78. Weitere solar-terrestrische Beziehungen

benutzten D a t e n über den «solaren Wind» und die Einfangrate durch das Erdmagnetfeld wären unrealistisch. Bei seiner Entgegnung s t ü t z t sich de Turville auf das Parkersche Modell der äußersten Korona und versucht damit, die Harrisonschen Einwände zu e n t k r ä f t e n . Eis. 7806. C.deJager, E e n a v o n t u u r l i j k e z o n s o p k o m s t i n h e t h o o g g e b e r g t e . H e D 59 98—100. 7807. L. Krivsky, V. Letfus, S o m e t e r r e s t r i a l e f f e c t s of f l a r e s a n d t y p e f i l a m e n t s . Studia 5 92—93. * * Z. Kviz, T h e b l u e c l e a r i n g o n M a r s a n d i t s p o s s i b l e w i t h t h e m e t e o r - r a i n f a l l h y p o t h e s i s . Vgl. Ref. 8422.

surge

connection

7808. I. Paghis, S u n - E a r t h r e l a t i o n s a n d a s s o c i a t e d periodicities. N a t u r e 192 346—347. — Eine Statistik der erdmagnetischen Variation a p nach Häufigkeit u n d zeitlichem Abstand zeigt eine Periode von genähert 3 Tagen, besonders deutlich während des I G J . Gü-Li 7809. W. P. Petrow, A. A. Sotschiwko, Nr. 7 S. 25—32 (russ.).

Wetter

Sputniki.

Priroda 50

7810. G. Piccardi, S u l l a s a t u r a z i o n e d e g l i e f f e t t i t e r r e s t r i v i t à s o l a r e . Lincei Rend. Sci. fis. m a t . n a t . (8) 31 33—35.

dell'atti-

* * N. W. Pirie, S o l a r w i n d a n d t e r r e s t r i a l 7811. W.O.Roberts,

Sun-Earth

und

o x y g e n . Vgl. Ref. 6725.

r e l a t i o n s h i p s . Vgl. Ref. 1325 S. 5—9.

7812. A. M. Schulgin, Ü b e r d e n Z u s a m m e n h a n g z w i s c h e n d e m l a r e n G a n g d e r N i e d e r s c h l ä g e in B a r n a u l u n d d e m s o l a r e n l a r z y k l u s . Sonnendaten 1961 Nr. 8 S. 70—72 (russ.). 7813. N. A. Schulz, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r S o n n e n a k t i v i t ä t B l u t s e r u m . Sonnendaten 1960 Nr. 9 S. 84—86 (russ.).

säkuSäku-

auf

das

7814. S. A. Sentschischtschewa, L. J. Krikowzowa, D i e D y n a m i k d e r f u n k t i o n e l l e n L e u k o p e n i e im V e r l a u f des 1 9 j ä h r i g e n Sonnenzyklus. Sonnendaten 1960 Nr. 8 S. 86—87 (russ.). 7815. L. B. Sonkin, Ü b e r d a s H e r v o r t r e t e n d e s 2 7 t ä g i g e n Z y k l u s i n d e r w i n t e r l i c h e n a t m o s p h ä r i s c h e n Z i r k u l a t i o n im G e b i e t d e r f e r n ö s t l i c h e n M e e r e . Sonnendaten 1961 Nr. 8 S. 72—75 (russ.). * * C. M. de Turville, T e r r e s t r i a l Ref. 6730.

accretion

f r o m t h e s o l a r w i n d . Vgl.

7816. L. A. Witels, D e r E i n f l u ß d e r S o n n e n t ä t i g k e i t a u f d e n E n g e grad der inneratmosphärischen prognostischen Zusammenhänge. Sonnendaten 1960 Nr. 10 S. 70—73 (russ.). 7817. S o l a r V a r i a t i o n s , C l i m a t i c C h a n g e a n d R e l a t e d G e o p h y s i c a l P r o b l e m s . Ann. New York Acad. Sci. 95, 740 S. — Besprechung in J B A A 72 247. 7818. L ' a c t i v i t é

s o l a i r e e t l e s o r a g e s . B S A F 75 371—372.

7819. D e r S o n n e n k o m p a ß Ref. 7820. F l i e g e n d e

d e r B i e n e n . Priroda 50 Nr. 8 S. 112 (russ.). —

S c h a t t e n . Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 95.

374

VIII. Erde

61, 1961

Gruner Strahl 7821. D. J. K. O'Connell, D e r g r ü n e S t r a h l u n d v e r w a n d t e E r s c h e i n u n g e n . Endeavour 20 131—137. — Wenn die Sonne nahe am Horizont steht, entstehen außergewöhnliche Erscheinungen. Eine der eindrucksvollsten ist der gelegentlich sichtbare grüne Strahl. Man hielt ihn früher f ü r eine physiologische Reaktion, doch ergeben Farbenphotographien, daß er objektiv existiert und sich durch einfache optische Gesetze erklären läßt. Die Erscheinung hängt nicht nur von Bedingungen in Bodennähe ab, sondern auch von denen in der Hochatmosphäre. Sie könnte bei ihrer Erforschung von Nutzen sein. Verf. 7822. D. J. K. O'Connell, T h e g r e e n f l a s h . Sei. American 202 Nr. 1 S. 112— 122, 1960. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1474. 7823. R. E. Seebold, G r e e n f l a s h . J . Optical Soo. America 51 237. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 888. 7824. R a g g i o v e r d e . Coelum 29 189. — 1961 Juli 20. 7825. T h e g r e e n f l a s h . JBAA 71 35. 7826. G r e e n f l a s h . Sky Tel. 21 212. Halo 7827. B. Albers, A r b e i t s g e m e i n s c h a f t f ü r H a l o - B e o b a c h t u n g e n . Nachr. 10 89—90. — Jahresbericht für 1959/1960.

VdS

7828. W. Arnold, Ü b e r e i n e a u f f ä l l i g e H a l o - E r s c h e i n u n g 1 9 6 0 J a n u a r 13. Mitt. Archenhold-Sternw. Berlin-Treptow Nr. 57 S. 15. 7829. E. Choet, M a g n i f i q u e h a l o s o l a i r e . BSAF 75 275. — 29. Mai 1961. 7830. E. Everhart, T h e Sky Tel. 21 14—15.

solar

halo

complex

of S e p t e m b e r

17,

1960.

7831. D. Herrmann, W. W. Spangenberg, G. Stemmler, W. Sandner, W. Schröder, S t a t i s t i k d e r H a l o - T a g e 1960. Mitt. Archenhold-Sternw. Berlin-Treptow Nr. 57 S. 10—14. 7832. W. M. Tschernow, S o m e q u e s t i o n s of t h e s t u d y of h a l o s . R H 42 108—109 (tschech.).

§ 79

Internationales Geophysikalisches Jahr 7901. F. W. G. Baker, T h e A n n a l s Y e a r . ICSU Rev. 3 136—139.

of t h e

International

Geophysical

* * G. H. Bazzard, E n h a n c e m e n t of i o n i z a t i o n i n t h e E - l a y e r d u e t o s o l a r f l a r e s d u r i n g t h e I n t e r n a t i o n a l G e o p h y s i c a l Y e a r . Vgl. Ref. 7509. 7902. S. Chapman, E a r t h a n d b e y o n d . T h e I n t e r n a t i o n a l G e o p h y s i c a l Y e a r i n r e t r o s p e c t : W a s i t a « t u r n i n g p o i n t in h i s t o r y » ? Science 184 41—43.

61, 1961

81. Planetensystem

375

7903. M. Giorgi, L ' A n n o G e o f i s i c o I n t e r n a z i o n a l e e l a p a r t e c i p a z i o n e d e l l ' I t a l i a a l l a c o o p e r a z i o n e g e o f i s i c a m o n d i a l e . Ric. Sci. (2/1) 1 67—80. 7904. J . Kaplan, U n i t e d S t a t e s p a r t i c i p a t i o n G e o p h y s i c a l Y e a r . Vgl. Ref. 1325 S. 1—4.

in

the

International

7905. W. Sullivan, A s s a u l t o n t h e U n k n o w n . New York, McGraw-Hill, 1961. 460 S. Preis $ 7.95. — Besprechung in J . Atmosph. Terr. Phys. 22 223 (E. V. A p p l e t o n ) , Planet. Space Sci. 9 4 4 2 ^ 4 3 (B. L. M o i s e i w i t s c h ) . 7906. I . G . Y . S o l a r A c t i v i t y M a p s , D I , a n d D I I . Ann. I . G . Y . 21, 22. London—New York, Pergamon Press, 1961. 1116 Karten. Preis £ 5 4 bzw. $ 150. — Besprechung in Nature 195 1237—1238 (H. v o n K l ü b e r , R . 0 . Redman). 7907. Ü b e r d a s W e l t z e n t r u m d e r D a t e n d e s I n t e r n a t i o n a l e n p h y s i k a l i s c h e n J a h r e s . AC Nr. 223 S. 30—31 (russ.).

Geo-

IX. Planeten. Monde § 81 Planetensystem 8101. V. A. Bailey, A p p a r e n t s t e a d y c o m p o n e n t of t h e i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d . Nature 189 44—45. — Die Messungen des mit einem Magnetometer ausgerüsteten «Pioneer V» werden mit folgendem Ergebnis analysiert: Die ungestörte Komponente des interplanetaren Magnetfeldes steht senkrecht zur Ekliptik und ist vermutlich von N nach S gerichtet. Die Stärke beträgt f» 2.5 y. Die während der Beobachtungszeit durch die Aktivität der Sonne hervorgerufene Sturmkomponente hatte dieselbe Richtung mit Spitzenwerten von on 50 y. Voigt 8102. K. Beneä, P r o b l e m s of t h e p l a n e t o l o g y . R H 42 168—171 (tschech.). 8103. K. Benes, A b o u t t h e s u r f a c e of t h e t e r r e s t r i a l p l a n e t s . 40 247—248 (tschech.).

Vesmir

8104. E. K. Bjutner, T i m e i n w h i c h a s t e a d y a m o u n t of o x y g e n is e s t a b l i s h e d i n t h e a t m o s p h e r e of p l a n e t s c o n t a i n i n g w a t e r v a p o u r . DAN 138 1050—1053 (russ.). — Auch ohne Berücksichtigung der Biosphäre genügte eine gegenüber dem Erdalter kleine Zeit, um den gegenwärtigen Sauerstoffgehalt der Erdatmosphäre durch Zerfall von Wasserdampf zu erzeugen. Zerfall von Kohlendioxyd ist f ü r die Sauerstoffbilanz von untergeordneter Bedeutung. Petri 8105. W. A. Bronstein, A n l e i t u n g z u r B e o b a c h t u n g der Planeten. Moskau, Verlag Akad. Wiss. UdSSR, 1961. 34 S. Preis 14 Kop. (russ.). * * F. Burdecki, E a r t h a n d p l a n e t s s e e n s t u d y i n p e r s p e c t i v e . Vgl. Ref. 7113.

from

a space

vehicle;

a

376

I X . Planeten. Monde

61, 1961

8106. P. J. Coleman jr., C. P. Sonett, L. Davis jr., O n t h e i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c s t o r m : P i o n e e r V. J . Geophys. Res. 66 2043—2046. 8107. R. Compte Porta, L a s s u p e r f i c i e s p l a n e t a r i a s . S u t e l e s c o p i o p o r el a f i c i o n a d o . El Universo 15 176—183. * * F. B. Daniels, A t h e o r y p l a n e t s . Vgl. Ref. 8317.

of r a d a r

reflection

from the

exploración Moon

and

8108. L. I. Dormán, A. I. Kusmin, G. W. Skripin, D i e E r f o r s c h u n g der e l e k t r o m a g n e t i s c h e n V e r h ä l t n i s s e im i n t e r p l a n e t a r e n M e d i u m u n d i n E r d u m g e b u n g d u r c h k o s m i s c h e S t r a h l u n g h o h e r E n e r g i e . Geomagnetismus Aeronomie 1 333—345 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 6A271. 8109. F. D. Drake, R a d i o e m i s s i o n f r o m t h e p l a n e t s . Physics Today 14 Nr. 4 S. 30—34 = National Radio Astr. Obs. Green B a n k Repr. (A) Nr. 9. 8110. J . W. Dungey, I n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d a n d t h e a u r o r a l z o n e s . Phys. Rev. Letters 6 47—48. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 640, Phys. Ber. 41 227. 8111. M. d'Ébneth-Scholten, E e n n i e u w e b e n a d e r i n g v a n h e t p r o b l e e m d e r r e g e l m a a t i n p l a n e e t - e n s a t e l l i e t b a a n s t r a l e n . H e D 59 236—238. 8112. M. Friedjung, P l a n e t a r y m a s s e s a n d d i s t a n c e s of satellites. Obs 81 249—250. — Werden die Masse eines Planeten mit M, die E n t f e r n u n g e n seines innersten u n d äußersten Satelliten mit R t u n d R 2 bezeichnet, so liegen in einem log M/log (R 2 /Rj)-Diagramm die P u n k t e für Erde, Saturn und N e p t u n fast gertau auf einer Geraden; die Abweichungen bei J u p i t e r u n d U r a n u s k ö n n t e n durch noch unentdeckte äußere Satelliten erklärt werden. Diese Korrelation wird mit der von Jaschek (vgl. A J B 60 Ref. 8114) verglichen. Gli. 8113. J. J. Gilvarry, E s c a p e of p l a n e t a r y a t m o s p h e r e s . I. E s c a p e l a y e r . I I . L i f e t i m e s of m i n o r c o n s t i t u e n t s . Phys. Fluids 4 2—7, 8—12. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 251, Phys. Ber. 41 8, Math. Rev. 22 1326. 8114. P. H . Green jr., G. H . Pettengill, E x p l o r i n g t h e s o l a r s y s t e m b y r a d a r . Smithsonian Rep. 1960 S. 267—279 = Smithsonian Publ. 4438. — Es wird eine allgemeinverständliche Schilderung des Ablaufs u n d der Ergebnisse der bisherigen Radarexperimente (Mond, Venus, Sonnenkorona) in der astronomischen Forschung gegeben. Gü-Li 8115. E. W. Greenstadt, M a g n e t i c s t o r m s i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e a s o b s e r v e d b y P i o n e e r V. N a t u r e 191 329—331. — Zwischen den Magnetfeldmessungen im interplanetaren R a u m (Pioneer V) u n d den terrestrischen magnetischen Indizes ergibt sich während des Beobachtungszeitraums (1960 März 11—April 30) eine enge Korrelation. Von 15 Maxima des interplanetaren Magnetfeldes ist n u r eines nicht mit einer geomagnetischen Störung korreliert. Die geomagnetischen Stürme folgen innerhalb eines Zeitraums von 1 '1 auf Maxima des interplanetaren Magnetfeldes. Groth 8116. E. W. Greenstadt, G. E. Moreton, E n h a n c e m e n t of t h e i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d a n d i t s r e l a t i o n t o s o l a r a c t i v i t y . Publ A S P 73 327—328. — Ref. ASP. 8117. J. Herring, L. Kyle, D e n s i t y phys. Res. 66 1980—1982.

in

a

planetary

exosphere.

J . Geo-

81. Planetensystem

61, 1961

8118. G. Hesselbach, L a r o t a c i ó n 170.

377

d e l o s p l a n e t a s . El Universo 15 167—

8119. S.-s. Huang, T h e p r o b l e m of n i t r o g e n p e r o x i d e i n t h e a t m o s p h è r e s of p l a n e t s . P u b l A S P 73 446—451. — Nach neueren Untersuchungen über die Spektren von J u p i t e r , Mars u n d Venus k ö n n t e in diesen Planetenatmosphären ein aus N 0 2 u n d N 2 0 4 bestehendes Gasgemisch vorhanden sein. In der vorliegenden Arbeit wird an H a n d der thermodynamischen Eigenschaften dieser Verbindungen versucht, die Bildung u n d die Stabilität des Gasgemisches zu verstehen. E s ist nicht möglich, bei Anwesenheit von Wasserstoff die E n t s t e h u n g der Stickstoffoxyde zu erklären. Verf. ä u ß e r t deshalb Zweifel an der Ausgangshypothese von der Existenz dieser Gase. Eis. 8120. C. 0 . B. Jaschek, S o b r e l a s d i s t a n c i a s Vgl. Ref. 1318 S. 11.

m a x i m a s de los

satelites.

planète 8121. G. Jobert, T e n s i o n s non hydrostatiques dans une g r a v i t a n t e . CR 253 1163—1165. — E s werden f ü r ein stark vereinfachtes Modell eines Planeten, der sich durch Einfang von identischen, festen Partikeln gebildet h a t , die nicht-hydrostatischen Drucke unter der Voraussetzung berechnet, daß das Dichtegesetz sich nicht ändert, wenn der Radius wächst. Die Werte f ü r den Mond werden angegeben. J . P. M. 8122. H. K. Kaiser, P l a n e t e n u n d M o n d e . Vgl. A J B 60 Ref. 8115. Weitere Besprechung in Sterne 37 214 (C. H o f f m e i s t e r ) . 8123. J. I. F. King, D é d u c t i o n of planetary atmosphère from a * * J. Kleczek, C o r p u s c u l a r Vgl. Ref. 68127.

—

v e r t i c a l t h e r m a l s t r u c t u r e of a s a t e l l i t e . Vgl. Ref. 1340 S. 423—426.

radiation

in

the

interplanetary

space.

8124. W. Lohmann, Z u r S t a b i l i t ä t der P l a n e t e n a t m o s p h ä r e n . AN 286 103—104. — Die häufig zitierte Bedingung f ü r die Stabilität einer Planetenatmosphäre v m < 0.20 v e m u ß empirisch in v m < 0.13 v e abgeändert werden. Verf. 8125. C. Lomnitz, O n t h e r m o d y n a m i c s of p l a n e t s . Geophys. J . RAS 5 157—161. — Zusammenstellung der Grundgleichungen der Thermodynamik von Planeten u n d Ableitung von Kriterien f ü r die Bemerkbarkeit seismischer Störungen werden vorgelegt. FS 8126. G. Mannino, L a r a d i o a s t r o n o m í a d e i c o r p i d e l s i s t e m a s o l a r e . Scientia 96 156—162 = Oss. Astr. Univ. Bologna Notizie e Rassegne Nr. 3. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1080. 8127. C. H . Mayer, T h e t e m p e r a t u r e s of t h e p l a n e t s . 204 Nr. 5 S. 58—65. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1485.

Sei.

American

8128. S. L. Miller, T h e o c c u r e n c e of g a s h y d r a t e s i n t h e s o l a r s y s t e m . Proc. National Acad. Sei. USA 47 1798—1808. — Zunächst gibt Verf. eine zusammenfassende Übersicht über die Eigenschaften von gasförmigen Hydraten u n d deren Gemischen, die auf der Erde nicht in natürlicher F o r m vorkommen. Verf. p r ü f t d a n n die Existenzmöglichkeiten f ü r die H y d r a t e des Methans sowie f ü r Gemische aus Methan, Äthan, Azetylen u n d Wasserstoff auf verschiedenen Planeten, in K o m e t e n sowie im interstellaren R a u m . Henn 8129. J . M. Mohr,

About

the

solar

system.

R H 42 51—54

* * M. Nicolet, E f f e t s d e l ' u l t r a v i o l e t l o i n t a i n s o l a i r e s u r s p h è r e d e l a T e r r e e t d e s a u t r e s p l a n è t e s . Vgl. Ref. 6827.

(tschech.). l'atmo-

I X . Planeten. Monde

378

61, 1961

8130. A. E . Nourse, N i n e P l a n e t s . Vgl. A J B 60 Ref. 8117. — Weitere Besprechung in Spaceflight 4 36 (G. S. G r i f f i t h ) . * * T. Obayaslli, P r o p a g a t i o n of s o l a r c o s m i c p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 68169.

rays

through

inter-

8131. E. J . Öpik, S. F. Singer, D i s t r i b u t i o n of d e n s i t y i n a p l a n e t a r y e x o s p h e r e . I I . Phys. Fluids 4 221—223. — Ref. in Math. Rev. 22 1564, Phys. Abstr. (A) 64 251. 8132. G. OzolhjS, rudens S. 6—13.

Radiolokatori

peta

8133. G. Persson, P l a n e t i a g t t a g e l s e r K e b e n h a v n 18 90—92.

Saules med

et

sistemu. lille

ZD 1961. gada

instrument.

Urania

8134. J. S. Pickering, C a p t i v e s of t h e S u n . Dodd, Mead, 1961. 326 S. Preis $ 4.95. — Besprechung in Sky Tel. 23 106, 24 160 (P. M o o r e ) . 8135. E. Proverbio, S u l l a r i d u z i o n e t e o r i c a d e i d i a m e t r i d e i p i a n e t i e s t e r n i . Mem SA I t (NS) 32 139—154 = Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 181. — Zur Bestimmung der Koordinaten u n d Durchmesser sind exakte Korrektionen f ü r Phase u n d A b p l a t t u n g der Planeten von großer Wichtigkeit. F ü r ein sphäroidisches u n d ein ellipsoidisches Modell werden diese Korrektionen f ü r die äußeren Planeten berechnet u n d zur Vereinfachung der Rechnung in Tabellen zusammengestellt. B. C. 8136. L. J . Robinson, S o m e s u g g e s t i o n s Strolling Astr. 15 110—112. 8137. J. Sadil, D i e 8138. J. Sadil,

Planeten.

Satellites

of

for solar system

observation.

R H 42 71—73, 90—92 (tschech.). the

planets.

R H 42 174—177

(tschech.).

* * J. A. Simpson, C o s m i c radiation and geomagnetism. Cosmic r a d i a t i o n a n d e l e c t r o m a g n e t i c c o n d i t i o n s in i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . Vgl. Ref. 68177. 8139. W . G. Tejfel, 39—45 (russ.). 8140. R. Wildt, AAS.

The

Die

Spektren

gray

der

planetary

Planeten. atmosphere.

Priroda 50 Nr. 6 S. A J 66 298. — Ref.

8141. S. K. Wsechswjatskij, M o d e r n e P r o b l e m e d e r E r f o r s c h u n g d e r n ä c h s t e n P l a n e t e n . Kiew, Ges. zur Verbreitung polit. wiss. Erkenntnisse Ukrain. SSR, 1961. 51 S. Preis 9 K o p . (russ.). 8142. S. K. Wsechswjatskij, D i e K l e i n k ö r p e r d e s S o n n e n s y s t e m s u n d P r o b l e m e d e s E r d v u l k a n i s m u s . Bote Univ. Leningrad 1960 Nr. 24 S. 5— 16 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1962 4A594. 8143. T h e S o l a r S y s t e m . V o l . I I I . P l a n e t s a n d S a t e l l i t e s . Herausgegeben von G. P. K u i p e r , B. M. M i d d l e h u r s t . Chicago, The University of Chicago Press; Toronto, The University of Toronto Press, 1961. 20 + 601 S. Preis $ 12.50. — Besprechung in A J 67 328, Ann d'Astrophys 25 50—51, J R A S Canada 56 86 (J. F . H e a r d ) , N a t u r e 194 4 8 ^ 9 (R. 0 . R e d m a n ) , Science 184 1356—1357 (J. B. I r w i n ) , Sky Tel. 28 106, 24 99—100 (A. Young). * * H a n d b u c h d e r P h y s i k . Herausgegeben von S. F l ü g g e . A s t r o p h y s i k I I I : D a s S o n n e n s y s t e m . Vgl. Ref. 1174.

Band

52.

82. Merkur, Venus

61, 1961

379

§ 82 Merkur, Venus Merkur 8201. K. BeneS, D a r k s p o t s o n M e r c u r y . R H 42 10—12 (tschech.). — Verf. weist auf die Ähnlichkeit einiger kosmisch-geologischer Grundbedingungen zwischen den Oberflächen des Merkur u n d des Mondes hin. J . B. 8202. D. P. Cruikshank, S o m e o b s e r v a t i o n s of M e r c u r y i n J u n e , 1 9 6 0 a n d s o m e c o m m e n t s o n a c o m p o s i t e d r a w i n g t e c h n i q u e . Strolling Astr. 15 46, 48 - 4 9 . 8203. G. Gaherty jr., M e r c u r y

in

1 9 6 0 . Strolling Astr. 15 187—191.

8204. W. E. Howard III, A. H. Barrett, F. T. Haddock, T h e m e a s u r e m e n t of m i c r o w a v e r a d i a t i o n f r o m t h e p l a n e t M e r c u r y . A J 66 287. — Ref. AAS. 8205. J. C. Vetterlein, T h e

phase

of

Mercury.

8206. M. Wähnl, D i e i n n e r e n P l a n e t e n Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 30—48.

J B A A 71 156—157.

Merkur

und

Venus.

Veröff.

8207. J. C. G. Walker, T h e t h e r m a l , b u d g e t of t h e p l a n e t Mercury. A p J 133 274—280. — Die T e m p e r a t u r des Merkur an der Oberfläche u n d im Inneren wird unter folgenden A n n a h m e n theoretisch bestimmt : Der P l a n e t befindet sich in einem thermisch stationären Zustand, es liegt gebundene R o t a t i o n vor, die Energieproduktion durch Radioaktivität gleicht derjenigen von chondritischen Meteoriten, die Wärmeleitung b e t r ä g t 1.33 cal g r a d - 1 c m - 1 m i n 1 . Die gefundenen Temperaturen betragen 621° im sonnenzugewandten P u n k t , im sonnenabgewandten 28°. Ba. 8208. M e r k u r , F r ü h j a h r 8209. T e m p e r a t u r e s

1 9 6 1 . Mitt. Planetenbeobachter

14 24—25.

o n M e r c u r y . Sky Tel. 22 10.

8210. Merkurdurchgang 1960 November 7 A J 66 36. Transit of Mercury observed a t Austin, Texas. G. d e V a u c o u l e u r s . B S A F 75 1—10. Le passage de Mercure d e v a n t le Soleil 7 novembre 1960. L. T a r t o i s , D. B a l l e r e a u , H . J . T e n V e l d e n , L. E . d a S i l v a M a c a d o , A. L. V. d a C o s t a , J . C h e m i n , J . F e r r é , E . H . G e n e s l a y , P. L e v e r t , H . d ' H a l l u i n , G. M a r t i n u c c i , B. H é m e z , D. B a r d i n , J . M. F a l i z e . B S A F 75 87. Le passage de Mercure d e v a n t le Soleil le 7 novembre 1960. J. Mazet. Coelum 29 19. Transito del pianeta Mercurio sul disco solare il 7 noviembre 1960. El Universo 15 41. Transito de Mercurio. C. B r é a n . — 1960 Nov. 7. El Universo 15 42. Resultado de la observación del paso de Mercurio por el disco del Sol el 7 de noviembre de 1960. J B A A 71 238—241. Transit of Mercury, 1960 November 7. F. A d d e y . MN ASSA 20 26—29. An experiment with a L y o t heliograph a t a transit of Mercury. D . S . E v a n s . — Der Merkurdurchgang vom 7. l ï . 1960 wurde a n der K a p - S t e r n w a r t e photographisch mit einem Ha-Lyot-Heliographen verfolgt. Die gewonnenen Filme wurden mikrometrisch ausgemessen u n d daraus die K o n t a k t zeiten bestimmt. Leider stellte sich heraus, daß diese n u r bis auf ± 5 sec festgelegt werden konnten. E s k o n n t e n jedoch Richtlinien f ü r spätere Verbesserungen gewonnen werden: Die Wellenlänge des Filters ist zu verstellen, u m kürzere Beiich-

380

I X . Planeten. Monde

61, 1961

tungszeiten zuzulassen, und eine verbesserte Registrierung der Zeitpunkte der Aufnahmen ist anzustreben. Rfs. MN ASS A 20 59. The relative positions of the Sun and Mercury as determined from a photograph taken during the transit of Mercury on 1960 November 7. J . B a r r o s o j r . , M. R o d r i g u e s d e C a r v a l h o . Orion Schaffhausen 6 62. Observation du passage de Mercure. M. d e S a u s sure. Orion Schaffhausen 6 67. Beobachtungen des Merkurdurchganges vom 7. November 1960. R. A. N a e f . Orion Schaffhausen 6 192—193. Zum Merkurdurchgang vom 7. November 1960. A. M ü l l e r . Orion Schaffhausen 6 193. A propos du passage de Mercure du 7. nov. 1960. M. d e S a u s s u r e . P u b l A S P 73 167—168. 1960 transit of Mercury: time of contact I I I . P . C . Steffey. P u b l A S P 73 459—461. 1960 transit of Mercury: photographic observation before egress. E. C. O l s o n . R H 42 57—59 (tschech.). Beobachtung des Merkurdurchganges 1960 Nov. 7. J . B o u s k a , B. M a l e c e k , J . S a d i l , O. O b u r k a , E. N e s v a d b a , Y. V l â c i l , J. K a s p a r , J. Ocenâs. Sky Tel. 21 16—20. Findings from Mercury's transit. J . A s h b r o o k . Sterne 37 42. Merkurdurchgang November 7, 1960. R. B o r n , H. K a m i n s k i , C. H o f f m e i s t e r . — Bericht über Beobachtungen an der Volkssternwarte Bochum und in Sonneberg. Sternenbote 4 7. Merkurdurchgang vom 7. November 1960. UAI Circ 1748. Transit of Mercury. H. R u d e r , R. R a c k e l m a n n . VdS Nachr. 10 27—28. Der Merkurdurchgang vom 7. November 1960. B. R e g e l . Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 49. Merkurdurchgang am 7. November 1960. L. B a r t h a . Venus 8211. N. P. Barabaschow, V e n u s . Moskau, «Sowjet-Rußland», 1961. 40 S. Preis 5 Kop. (russ.). 8212. A.H.Barrett, M i c r o w a v e a b s o r p t i o n a n d é m i s s i o n in t h e a t m o s p h è r e of V e n u s . A p J 133 281—293. — Der Gang und die Ergebnisse der Berechnung einer Modellatmosphere der Venus werden mitgeteilt. Die bei A = 3 cm und 9 cm übereinstimmend beobachtete Temperatur von 580° wird als Oberflächentemperatur des Planeten angenommen. Das Modell besteht aus einer adiabatischen Schicht mit einem Temperaturgradienten von 9°/km und einer isothermen Schicht mit einer Skalenhöhe von 6.86 km und einer Temperatur von 285°. Bei einer chemischen Zusammensetzung von 75 % C0 2 , 22—25 % N 2 und 0—3% H 2 0 erfordern die Radiomessungen einen Oberflächendruck von 10 bis 30 Atmosphären. Ba. 8213. L. Bartha, V e n u s Wien Nr. 4 S. 54.

und

M a r s b e o b a c h t u n g e n . Veröff. Uraniasternw.

8214. J. C. Bartlett jr., V e n u s — l a d y w i t h a p a s t . Strolling Astr. 15 9—14. 8215. J. C. Bartlett jr., T h e l i m b b a n d of V e n u s : A p i e c e f o r t h e p u z z l e . Strolling Astr. 15 133—137. 8216. C. Boyer, H. Camichel, O b s e r v a t i o n s p h o t o g r a p h i q u e s d e l a p l a n è t e V é n u s . Ann d'Astrophys 24 531—535. — Auf UV-Aufnahmen aus mehreren Jahren erkennt Boyer eine Y-förmige Markierung, deren Wiederkehr eine retrograde Rotation von 4"?0 anzeigt. Camichel bestätigt den Vorgang aus Aufnahmen

61, 1961

82. Merkur, Venus

381

von 1953, wenn auch weniger deutlich bzw. n u r zeitweilig, u n d p r ü f t , inwieweit durch hochatmosphärische Veränderungen diese Periode von der wahren Rotationsdauer abweichen k a n n . hz 8217. R.Brandt, B e o b a c h t u n g A p r i l . Sterne 37 178.

der unteren

8218. K. B. Braach, O b s e r v a t i o n s

of

Venus-Konjunktion

1961

V e n u s . J RAS Canada 55 254—255.

8219. K. R. Brasch, O b s e r v a t i o n s of V e n u s b y of t h e R . A. S. C. Strolling Astr. 15 156—159.

the

Montreal

8220. W. A. Bykowa, W. K. Panina, V e n u s b e o b a c h t u n g e n Astr.-Geod. Ges. U d S S R Nr. 29 S. 41 —43 (russ.).

1959.

Centre Bull.

* * T. D. Carr, A. G. Smith, H. Bollhagen, N. F. Six jr., N. E. Chatterton, R e c e n t d e c a m e t e r - w a v e - l e n g t h o b s e r v a t i o n s of J u p i t e r , S a t u r n , a n d V e n u s . Vgl. Ref. 8602. 8221. A. D. Danilow, I o n o s p h ä r e n m o d e l l e v o n V e n u s u n d M a r s . Geomagnetismus Aeronomie 1 314—319 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 2A464. 8222. F. Graf zu Erbach, B e o b a c h t u n g e n achter 14 26—27.

der

V e n u s . Mitt. Planetenbeob-

8223. F. Grat zu Erbach, B e o b a c h t u n g e n d e r V e n u s a n d e r w a r t e E u l b a c h . Sterne 37 211—212.

Privatstern-

8224. J. Ever, A c r i t i c i s m of D r . B a r t l e t t ' s a r t i c l e o n t h e l i m b of V e n u s . Strolling Astr. 15 148—149.

band

8225. V. A. Firsolf, O n c a r b o n d i o x i d e i n t h e a t m o s p h e r e of V e n u s . Obs 81 62—64. — Der große Gehalt der Venus-Atmosphäre a n C 0 2 wird auf einen Diffusionsmechanismus zurückgeführt, der die starke einfallende u n d reflektierte Sonnenstrahlung ausnutzt. Har. 8226. C. Frangakis, W a s s e r i n d e r A t h e n 11 Nr. 38 S. 11—15 (griech.).

Venus-Atmosphäre.

Astr.

Nachr.

8227. T. Gehreis, R. E. Samuelson, Polarization-phase relations for V e n u s . A p J 134 1022—1024 = Goethe Link Obs. Repr. Nr. 29. — Messungen a m 36 Zoll-Refraktor ergaben im UV eine positive u n d phasenabhängige Polarisation, im Sichtbaren aber eine negative, k a u m veränderliche Polarisation. Dies läßt auf unterschiedliche Ursachen schließen (vorläufige Mitteilung). hz 8228. E. J . Härtung, T h e o b s e r v a t i o n J B A A 71 404—405.

of d e t a i l

on t h e

planet

Venus.

8229. A. W. Heath, J. H. Robinson, F. C. Wykes, V. A. Firsoff, F i l t e r v a t i o n s of V e n u s i n 1 9 5 9 . J B A A 71 242—244.

obser-

8230. M. B. B. Heath, T h e g r e a t e s t b r i l l i a n c y of V e n u s . J B A A 71 28—31. 8231. E. C. Hornby, V e n u s p a s s i n g t h e S u n . J B A A 71 252. 8232. W. E. Ibele, T. F. Irvine jr., C e r t a i n t h e r m o d y n a m i c a n d t r a n s p o r t p r o p e r t i e s of t h e a t m o s p h e r e s of V e n u s , M a r s , a n d J u p i t e r . Trans. American Soc. Mech. Engineers (C) 82 381—386, 1960. 8233. G. M. Idlis, S. 0 . Obaschew, Ü b e r d a s M a g n e t f e l d u n d d i e R o t a t i o n s p e r i o d e d e r V e n u s . Mitt. Astrophys. I n s t . Alma-Ata 12 91—94 (russ. m i t engl. Ref.). — Verf. berechneten das magnetische Moment u n d die Rotationsperiode der Venus zu 4 x 1024 Gauß • cm 3 bzw. 14 d . (Verf. ü.)

382

I X . Planeten. Monde

61, 1961

8234. D. E. Jones, T h e m i c r o w a v e t e m p e r a t u r e of V e n u s . Planet. Space Sei. 5 166—167. — Die Venusoberfläche h a t bei 3 u n d 10 cm Wellenlänge eine Strahlungstemperatur von 600°, im Millimeterbereich aber n u r 300 bis 400°. E s wird versucht, diesen Unterschied auf frei-frei-Emissionen in einer optisch dicken Ionosphäre zurückzuführen. Har. 8235. L. D. Kaplan, T h e s t r u e t u r e s p h e r e . A J 66 288. — Ref. AAS.

and

C02 content

of V e n u s '

atmo-

8236. L. D. Kaplan, A n e w i n t e r p r e t a t i o n of t h e s t r u e t u r e a n d C 0 2 c o n t e n t of t h e V e n u s a t m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 8 23—29. — U n t e r Benutzung der im Laboratorium gemessenen Absorption der C 0 2 - B a n d e n bei 1.05, 1.6 u n d 8—13 fi wird aus den vorliegenden Beobachtungen der C0 2 -Absorption der Venus-Atmosphäre eine Beziehung zwischen dem Druck an ihrer Wolkengrenze u n d ihrem C0 2 -Gehalt hergeleitet. Eine andere Beziehung zwischen diesen Größen ergibt sich aus den Beobachtungen der Regulus-Bedeckung 1959 J u l i 7 durch Menzel u n d de Vaucouleurs nach einer Abschätzung der T e m p e r a t u r f ü r die Halbwertshöhe der Bedeckung über der Wolkengrenze auf etwa 215°. Beide Beziehungen zusammen liefern ein konsistentes Modell der Venus-Atmosphäre, wobei Temperatur, Druck u n d Volumenanteil des C 0 2 a n der Wolkengrenze 235°, ca. 90 m b u n d 15 % betragen. Die auf Normalbedingungen reduzierte C 0 2 - H ö h e b e t r ä g t über der Wolkengrenze etwa 100 m, über dem Effektivniveau f ü r die Reflexion des nahen I n f r a r o t etwa 400 m. Die Teilchen dieser tieferen Wolken bestehen nicht aus Wasser oder Eis. Gü. 8237. W. W. Kellogg, C. Sagan, T h e A t m o s p h e r e s of V e n u s a n d M a r s — A R e p o r t b y t h e A d H o c P a n e l o n P l a n e t a r y A t m o s p h e r e s of t h e S p a c e S c i e n c e B o a r d . Washington, D. C., National Academy of Sciences — National Research Council, 1961. 151 S. Preis $ 5.00. — Besprechung in A R S J 32 649. 8238. A. Kirchmayr, V e n u s - B e o b a c h t u n g Nr. 4 S. 52.

1 9 5 9 . VeröfF. Uraniasternw. Wien

8239. C. F. Knuckles, M. K. Sinton, W. M. Sinton, UBV photometry of V e n u s . Lowell Obs. Bull. 5 153—156. — Lichtelektrische Messungen der scheinbaren Helligkeit von Venus im UBV-System m i t dem 21 inch-Reflektor zwischen J u n i 1954 u n d Oktober 1960 f ü h r e n nach strenger Berücksichtigung von Fehlereinflüssen auf neue Werte der Albedo, die größer sind als alle bisher gemessenen. Venus erscheint bei 70° Phasenwinkel a m rötesten u n d bei 180° Phasenwinkel a m blauesten. Gü-Li 8240. N. A. Kosyrew, N i g h t p h o s p h o r e s c e n c e s t r a t a of V e n u s . AC Nr. 225 S. 4—6 (russ.).

of

lower

atmosphere

8241. A. D. Kusmin, A. E. Salomonowitsch, R a d i o e m i s s i o n of V e n u s o n t h e w a v e l e n g t h 9 . 6 c m . AC Nr. 221 S. 3—5 (russ.). — Vom März 1961 a b wurden Venusdurchgänge mit dem 22 m-Radioteleskop des Phys. I n s t . Akad. Wiss. U d S S R beobachtet. Auf einer Registrierung vom 22. April ist der Intensitätsanstieg bei einem solchen Durchgang deutlich zu sehen. Die Helligkeitstemperaturen betrugen a m 3., 4., 21. u n d 22. April 850° ± 50°, 1000° ± 150°, 775° ± 70° u n d 800° ± 50°. Sie schwankten also erheblich. Offensichtlich e n t h ä l t die S t r a h l u n g auch eine nichtthermische Komponente. I m mm-Bereich d ü r f t e das nicht so sein, auf jeden Fall viel weniger deutlich. Loh. 8242. A. D. Kusmin, A. E. Salomonowitsch, E r g e b n i s s e d e r Radiostrahl u n g s b e o b a c h t u n g e n d e r V e n u s 1 9 6 1 . A J U d S S R 38 1115—1117 (russ.). — Verf. geben eine kurze Diskussion des Temperaturproblems der Venus-Atmosphäre. Sie besprechen im einzelnen die Messungen bei 4 mm, 8 m m u n d 9.6 cm u n d

82. Merkur, Venus

61, 1961

383

kommen zu dem Schluß, daß die hohen Temperaturen sich wahrscheinlich auf die Ionosphäre und nicht auf die Planetenoberfläche beziehen. Oster 8243. M. Kutscher, D i e S i c h t b a r k e i t d e r u n b e l e u c h t e t e n d e s P l a n e t e n V e n u s . Mitt. Planetenbeobachter 14 34. 8244. U. Langenbeck, D i e H ö r n e r s p i t z e n Mitt. Planetenbeobachter 14 27. 8245. A. E. Lilley, T h e t e m p e r a t u r e

der

Venus

im

Nachtseite April

1961.

of V e n u s . A J 66 290. — Ref. AAS.

8246. D. J. Martynow, M. W. Pospergelis, A n o t e o n t h e P h o t o m e t r i e a n a l y s i s of t h e s t r u c t u r e of t h e a t m o s p h e r e of V e n u s . A J UdSSR 38 558—561 (russ. mit engl. Ref.). — Aus dem Verlauf der Regulus-Helligkeit bei der Bedeckung durch Venus am 7. Juli 1959 wird geschlossen, daß die durchschnittliche Höhe der homogenen Venus-Atmosphäre 6 km beträgt. 30 bis 50 km über der Wolkenschicht nimmt der Wert beträchtlich ab, was auf einen starken lokalen Temperaturabfall hindeutet. Ba. 8247. D. J. Martynow, V e n u s . D i e p h y s i k a l i s c h e N a t u r d e s P l a n e t e n . Bote Univ. Moskau (Phys., Astr.) 1961 Nr. 5 S. 23—28 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 3A482. 8248. D. J. Martynow, A u f d e m W e g z u r E n t d e c k u n g d e s sels. Priroda 50 Nr. 9 S. 24—31 (russ.). 8249. 3. Meeus, 526.

L'orbite

de

Vénus

améliorée.

Venus-Rät-

Ciel et Terre 77 525—

8250. Y. Mintz, T e m p e r a t u r e a n d c i r c u l a t i o n of t h e V e n u s a t m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 5 141—152. — Der angenäherte Temperaturverlauf in der Venus-Atmosphäre oberhalb der sichtbaren Oberfläche wird für Strahlungsgleichgewicht und C0 2 als alleinigem Träger der Absorption berechnet. Es ergibt sich Stabilität gegen Konvektion und die richtige Größenordnung für die mittlere Temperatur der sichtbaren Oberfläche. Um den geringen Unterschied der beobachteten Infrarotstrahlung zwischen Tag- und Nachtseite zu verstehen, wird die sichtbare Oberfläche als dünne Dunstschicht über einem Ozean (große Wärmekapazität!) beschrieben, dessen Oberfläche nicht aus Wasser besteht. Aus dem Aussehen der Wolken im sichtbaren und ultravioletten Licht wird ein Modell für die atmosphärischen Strömungen abgeleitet. Har. 8251. P. Moore, T h e P l a n e t V e n u s . London, Faber and Faber Ltd.; New York, Macmillan, 1961. 3. Auflage. 151 S. Preis 18 s. bzw. $ 3.75. — Besprechung in Sky Tel. 22 161, Strolling Astr. 16 126 (W. K. H a r t m a n n ) . 8252. P. Moore, D e r P l a n e t V e n u s . Übersetzung aus dem Englischen. Moskau, Verlag für Ausländische Literatur, 1961. 146 S. Preis 49 Kop. (russ.). — Besprechung in Priroda 51 Nr. 1 S. 48. 8253. P.Moore, V e n u s : w e s t e r n 146—148.

elongation

of 1959 — 1960. J B A A 71

8254. P. Moore, P r o b l e m e d e r V e n u s - F o r s c h u n g . Weltraumfahrt 12 36— 38. — Die Erforschung des Planeten Venus bietet außerordentliche Schwierigkeiten, weil wir die Oberfläche dieses Planeten nicht sehen können. Rotationsperiode und Lage der Umdrehungsachse der Venus sind noch immer umstritten, und damit lassen sich auch wenig Aussagen über die Temperaturverhältnisse auf der Venus-Oberfläche machen. Jüngste spektrographische Untersuchungen der Venus-Atmosphäre zeigten, daß diese beträchtliche Mengen an Wasserdampf enthält. Der Nachweis ionisierten Stickstoffs im Venus-Spektrum stützt die These,

I X . Planeten. Monde

384

61, 1961

d a ß das «aschgraue Licht» durch elektrische Erscheinungen in der Venus-Atmosphäre verursacht wird. Die jüngsten Untersuchungen unterstützen auch die Theorie, d a ß große Teile der Venus-Oberfläche von Wassermassen bedeckt sind. Verf. 8255. H. Oberndorfer, W. Sandner, V e n u s - D i c h o t o m i e im J a n u a r

Photographische Bestimmung 1 9 6 1 . Sterne 37 211.

der

8256. E. J. Öpik, T h e a e o l o s p h e r e a n d a t m o s p h e r e of V e n u s . J . Geophys. Res. 66 2807—2819 = Contr. Armagh Obs. Nr. 35. — Messungen der T e m p e r a t u r ergaben für die Oberfläche der Venus 570°, f ü r die höchsten Schichten ihrer Atmosphäre 234°. D a r a u s wird das folgende Modell f ü r die Venusatmosphäre vorgeschlagen: D a die hohe Oberflächentemperatur durch die Glashauswirkung nicht erklärbar ist, wird Windreibung a n der Oberfläche als Erwärmungsursache angenommen. Die Aufwirbelung u n d Reibung von Staub (Kalzium- u n d Magnesiumkarbonate z. B.) geht in der 20—30 k m dicken Aeolosphäre vor sich. D a r ü b e r befinden sich die sichtbare Wolkenschicht u n d die Troposphäre, wo die Sonnenstrahlung absorbiert u n d durch Konvektion u n d Strahlung wieder abgegeben wird. Weiter außerhalb befindet sich die Stratosphäre im Strahlungsgleichgewicht. Windreibung u n d S t a u b in der Aeolosphäre können die beobachtete Oberflächentemperatur erklären u n d aufrechterhalten. Druck, T e m p e r a t u r u n d chemische Zusammensetzung der eigentlichen Atmosphäre stehen in Übereinstimmung mit den Beobachtungsdaten. H . M. 8257. (J. Ozolins, V e n e r a s m i k l a t i e k r i s i n ä t a . ZD 1961. gada vasara S. 1—9. 8258. J . H . R o b i n s o n , A p h o t o m e t r i c 113—114.

study

8259. M. Rushton, O n t h e v a r i a t i o n t h e o r y . Strolling Astr. 15 49—53.

of

of V e n u s ,

the

phase

1959. J B A A of

8260. €. Sagan, K. M. Siegel, D. E. Jones, O n t h e o r i g i n m i c r o w a v e e m i s s i o n . A J 66 52—53. — Ref. AAS.

Venus

of

the

71

from Venus

8261. C. Sagan, T h e p l a n e t V e n u s . Science 133 849—858 = Berkeley Repr. Nr. 185. — Verf. gibt eine Zusammenfassung der bisherigen Kenntnisse über die Atmosphäre von Venus. I m einzelnen werden behandelt: Zusammensetzung der Atmosphäre, N a t u r der Wolkenschicht, optische u n d R a d i o t e m p e r a t u r , frühere u n d gegenwärtige Oberflächenbedingungen, Möglichkeiten f ü r die Existenz organischen Lebens auf Venus. Henn 8262. W. Sandner, V e n u s - B e o b a c h t u n g e n , netenbeobachter 14 7—8. 8263. W. Sandner,

Venus-Beobachtungen.

8264. W. W. Scharonow, S o m e r e s u l t s 1 9 6 1 . AC Nr. 225 S. 6—7 (russ.).

of

Winter

1960/61.

Mitt. Pla-

Sterne 37 42. observations

of

Venus

in

8265. J. B. Tatuni. C y t h e r e a n . J B A A 71 404. 8266. A. Tronfi, L e o s s e r v a z i o n i

v i s u a l i d i V e n e r e . Coelum 29 13—15.

* * W . K . V i c t o r , R. Stevens, E x p l o r a t i o n 6123. 8267. B. Warner, T h e c l o u d s VdS Nachr. 11 51—52. 8268. B. Warner, T h e J B A A 71 202—205.

of

of V e n u s

b y r a d a r . Vgl. Ref.

V e n u s . J B A A 71 200—201. — Ref. in

observation

of

detail

on

the

planet

Venus.

61, 1961

83. Mond

8269. B. Warner, T h e c o n s t i t u e n t s Strolling Astr. 15 8—9.

of

385 the

atmosphere

of

Venus.

8270. J.L.Weinberg, G. Newkirk, A i r g l o w of V e n u s : a r e - e x a m i n a t i o n . Planet. Space Sei. 5 163—164. — Im September und Oktober 1959 wurden von der Nachtseite der Venus 20 Spektren im Bereich um 4300 A gewonnen (Dispersion 170 A/mm). Es wurden keine Emissionen gefunden, im Gegensatz zu früheren Untersuchungen. Har. 8271. A c t u a l i t é

d e V é n u s . BSAP 75 65.

8272. V e n u s t i e n e a t m o s f e r a . El Universo 15 130. 8273. D e d i a m e t e r v a n V e n u s . HeD 59 239. — Ref. zu einer Arbeit von D. J . Martynow (vgl. A J B 60 Ref. 8225). 8274. V e n u s z u r Z e i t d e r Planetenbeobachter 14 25. 8275. W i e m a n d i e V e n u s Nr. 12 S. 117 (russ.). — Ref.

unteren

Konjunktion,

bewohnbar

machen

April könnte.

1961. Mitt. Priroda 50

8276. D i a m e t e r of V e n u s . Sky Tel. 21 13. — Ref. in VdS Nachr. 10 133. 8277. D e r w a h r e V e n u s - R a d i u s . Sterne 37 175. — Ref. 8278. V e n u s b e o b a c h t u n g e n zur Zeit (11. A p r i l 1 9 6 1 ) . Sternenbote 4 122. 8279. W a n n w i r d d a s M a x i m u m d e r Veröif. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 51.

der hellen

unteren

Konjunktion

Venussichel

sichtbar ?

8280. Regulus-Bedeckung durch Venus 1959 Juli 7 Ann. Obs. Le Houga 3 Fasc.l, 23 S. Études de physique planétaire. I. L'occultation de Régulus par Vénus le 7 juillet 1959. G. d e V a u c o u l e u r s , A. d e V a u c o u l e u r s . — Verf. berichten über die visuellen und photoelektrischen Beobachtungen der Harvard-Expedition nach Le Houga, die astrometrischen Resultate und die aus dem Helligkeitsverlauf auf Grund der differentiellen Refraktionstheorie über die Venus-Atmosphäre zu ziehenden Schlüsse. hz

§ 83 Mond 8301. R. D. Adams, M o o n q u a k e s . Southern Stars 19 45—46. * * W. Altenholl, P. G. Mezger, H. Straßl, H. Wendker, G. Westerhout, M e ß p r o g r a m m e b e i d e r W e l l e n l ä n g e 11 c m a m 2 5 m - R a d i o t e l e s k o p S t o c k e r t . Vgl. Ref. 22103. 8302. D. Alter, T h e e v o l u t i o n of t h e M o o n . Publ ASP 73 5—14. — Die verschiedenen Theorien der Mondentstehung werden untersucht. Es wird gezeigt, daß die Einfanghypothese am wahrscheinlichsten ist. Ferner werden die Größen betrachtet, von denen die Ereignisse nach der Annäherung zweier Körper hauptsächlich abhängen. Sm. 8303. D. Alter, T h e e v o l u t i o n of t h e M o o n . Strolling Astr. 15 33. — Ref. 8304. R.E.Anderson, S i d e b a n d c o r r e l a t i o n of l u n a r a n d E c h o s a t e l l i t e r e f l e c t i o n s i g n a l s in t h e 9 0 0 - M H z r a n g e . Proc I R E 49 1081—1082. Astronom. Jahresbericht 1961

25

386 8305. A . D . A n d r e w s , —31.

I X . Planeten. Monde Moderne

kortlssgning

af

61, 1961 M a n e n . N A T 1961 S. 22

8306. M. X. Balaschowa, S. T. Chabibullin, B e r e c h n u n g d e r Konstanten der p h y s i s c h e n L i b r a t i o n des Mondes mit der elektronischen R e c h e n m a s c h i n e « U r a l » . Vgl. Ref. 1322 S. 69—70. 8307. J . E . Baldwin, T h e r m a l r a d i a t i o n f r o m t h e M o o n a n d t h e h e a t f l o w t h r o u g h t h e l u n a r s u r f a c e . MN 122 5 1 3 — 5 2 2 . — A u s Beobachtungen der thermischen Strahlung des Mondes bei einer Frequenz von 178 MHz erhält Verf. eine mittlere T e m p e r a t u r von 233°. Dieses Ergebnis u n d die bisher vorliegenden Messungen bei anderen Frequenzen werden benutzt, u m die thermische Leitfähigkeit u n d die Eindringtiefe f ü r Radiowellen f ü r das Oberflächenmaterial abzuleiten. Die Beobachtungen scheinen darauf hinzuweisen, daß sandiges Material n u r bis zu einigen Metern Tiefe existiert. D a m i t ergibt sich eine obere Grenze f ü r den Wärmefluß, wie sie auch bei einem Mond von chondritischer Zusammensetzung zu erwarten wäre. Groth 8308. L. Bartha, P r o b l e m e d e s M o n d m a g n e t i s m u s . Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 22—23.

Sterne

37 22—24,

8309. E.T.Benedikt, E x a c t d e t e r m i n a t i o n of t h e l u n a r m a s s b y m e a n s of s e l e n o i d s a t e l l i t e s . N a t u r e 192 442—443. — Die Masse des Mondes k a n n genauer als bisher bestimmt werden, wenn es gelingt, einen künstlichen Satelliten in die N ä h e eines der Librationspunkte des Erde-Mond-Systems zu bringen u n d seine Bahnperioden optisch zu beobachten. Hierzu wäre ein Satellit vom Ballont y p (Echo) geeignet. Gü-Li 8310. B. A. Bolt, T h e o r e t i c a l p h a s e v e l o c i t i e s e x p e r i m e n t . J . Geophys. Res. 66 3513 —3518.

for

a

lunar

seismic

8311. J . Bougka, N e u e E r g e b n i s s e d e r M o n d f o r s c h u n g . Vesmir 40 357— 360 (tschech.). 8312. J . C. Brandt, P. W . Hodge, L u n a r d u s t a n d t h e Gegenschein. N a t u r e 192 957 = Berkeley Repr. Nr. 193. — Die vier bisher aufgestellten Hypothesen über die Ursache des Gregenscheins können nicht alle beobachteten Effekte erklären. Die Existenz einer erdnahen Wolke interplanetaren Staubes u n d Gases, nachgewiesen aus den Messungen mit Hilfe von Erdsatelliten, k a n n den Gegenschein als einen v o m Strahlungsdruck der Sonne erzeugten Schweif vielleicht erklären. J e d o c h sind weitere systematische Beobachtungen des Gegenscheins erforderlich. Gü-Li 8313. R. G. Breereton, M e t e o r i t i c d u s t o n t h e s u r f a c e of t h e M o o n . A R S J 31 850—851. 8314. E. W. Brown, A n I n t r o d u c t o r y T r e a t i s e o n t h e L u n a r T h e o r y . Vgl. A J B 60 Ref. 8313. — Weitere Besprechung in L a N a t u r e 89 359, Math. R e v . 22 2036 ( E . L e i m a n i s ) . 8315. W. S. Cameron, J. A. O'Keele, E v i d e n c e of i s o s t a s y t i a t i o n o n t h e M o o n . A J 66 280. — Ref. AAS.

and

differen-

8316. S. T. Chabibullin, C a l c u l a t i o n of c o n s t a n t s of p h y s i c a l l i b r a t i o n of t h e M o o n f r o m H a r t w i g ' s h e l i o m e t r i c o b s e r v a t i o n s i n T a r t u ( D o r p a t ) a c c o r d i n g t o K . K o z i e l ' s w o r k d a t a . Publ. S t a d t . Astr. Obs. Lenin-Staatsuniv. K a s a n Nr. 33 S. 1—16 (russ. m i t engl. Ref.). — Aus den Hartwigschen Beobachtungen in D o r p a t werden die K o n s t a n t e n der physischen Libration des Mondes nach einer neuen Methode berechnet. F ü r den P a r a m e t e r f ergibt sich 0.60. Verf. (ü.)

61, 1961

83. Mond

387

8317. F. B. Daniels, A theory of r a d a r r e f l e c t i o n from the Moon a n d p l a n e t s . J . Geophys. Res. 66 1781—1788. — In vorliegender Arbeit wird das Huygenssche Prinzip benutzt, um die Eigenschaften eines Signals zu studieren, das von einer unregelmäßig begrenzten Oberfläche wie z. B. dem Mond, der Sonne oder von einem Planeten reflektiert wurde. Die Ergebnisse werden zur Interpretation der vom Mond erhaltenen Radioechos angewandt. Henn 8318. A. E. Decae, S u r v e y s on the Moon. Empire Survey Rev. 16 186— 187. 8319. I. M. Demenko, Der L i b r a t i o n s e f f e k t und die N e i g u n g der Mondbahn a u s M e r i d i a n b e o b a c h t u n g e n des Mondes. Mitt. Astr. Hauptobs. Golossejewo 3 Nr. 2 S. 154—163 (russ.). 8320. S. S. Dolginow, E. G. Jeroschenko, L. N. Shusgow, N. W. Pusehkow, Unt e r s u c h u n g des M a g n e t f e l d e s des Mondes. Geomagnetismus Aeronomie 1 21—29 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A470. 8321. A. Dollfus, N o u v e l l e s 392, 419—426.

recherches

sur la Lüne. BSAF 75 375—

8322. M. S. Eigenson, Über die v o r g e o l o g i s c h e n und g e o l o g i s c h e n P h a s e n der Mondgeschichte. Lwow, Geolog. Ges. Univ. Lwow, 1961. 9 S. (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1962 5A476. 8323. R. Estoppey, L a 183—191.

p h o t o g r a p h i e de la Lüne. Orion Schaffhausen 6

8324. W. L. Francis, I r r a d i a t i o n of a lunar s a t e l l i t e . ARS J 31 835—836. 8325. M. W. Freedland, D e t e r m i n a t i o n of the c o n s t a n t s of the Moon's p h y s i c a l l i b r a t i o n in case when the v a l u e of the p a r a m e t e r f is close to the c r i t i c a l one. BIA 8 225—228 (russ. mit engl. Ref.). — Ein Versuch wurde gemacht, die Konstanten der physischen Libration des Mondes unter der Voraussetzung zu bestimmen, daß der Wert des Librationsparameters nahe dem kritischen liegt. Die freie Librationswelle wurde mit der erzwungenen kombiniert. Die Berechnungen haben die Möglichkeit einer Lösung des Problems in der Nähe des kritischen Wertes des Parameters f gezeigt. Verf. (ü., gek.) 8326. P. D. Grannis, E l e c t r o s t a t i c erosion m e c h a n i s m s on the Moon. J . Geophys. Res. 66 4293—4299. — Infolge der nicht vollständig gleichmäßigen Verteilung der Protonen und Elektronen in Korpuskelströmen der Sonne kann es zur gleichartigen Aufladung benachbarter Stäubchen auf der Mondoberfläche kommen. Dazu können noch sekundäre Aufladungseffekte treten, wie z. B. die Induktion einer sekundären Elektronenemission durch Protonen und Elektronen und der lichtelektrische Effekt. An den Abhängen von Hügeln und Bergen kann es dann auf Grund der elektrostatischen Abstoßung zweier Stäubchen dazu kommen, daß beide voneinander wegspringen und bevorzugt in tiefere Hanglagen geraten. Dieser «Hüpfeffekt» dürfte für den Transport der linearen Staubschicht von Bedeutung sein. Loh. 8327. H. S. Hayre, R a d a r s c a t t e r i n g Moon return. Proc I R E 49 1433. 8328. T. Horák, O r i e n t a t i o n

cross

section

—

applied

to

on the Moon. R H 42 171—174 (tschech.).

8329. R. P. Ingalls, L. E. Bird, J . W . B . Day, B a n d - p a s s m e a s u r e m e n t s of a l u n a r r e f l e c t i o n circuit. Proc I R E 49 631—632. — Um die brauchbare Modulationsbandbreite einer UHF-Mondreflexionsfunkverbindung zu bestimmen, wird die Korrelation zwischen zwei Signalen unterschiedlicher Frequenzen 25»

388

I X . Planeten. Monde

61, 1961

gemessen und die Modulation bei FM- und Einseitenband-Betrieb untersucht. Das Meßverfahren und die Nebenerscheinungen (ionosphärische Dämpfung, Faraday-Rotation, Librations-Fading etc.) werden diskutiert. Die Messungen zeigen eine schnelle Abnahme des Korrelationskoeffizienten auf 0.3 mit Zunahme des Frequenzabstandes der beiden Signale auf einen Wert zwischen 0.5 und 1 kHz bei 440 MHz, d. h. die brauchbare Bandbreite ist bei 440 MHz recht schmal. Ohne besondere Kunstgriffe (z. B. Frequenzumkehr mit 1 kHz Abstand) ergeben sich bei Schmalband-FM-Übertragungen ( < 1 kHz) starke Verzerrungen, so daß Gespräche fast unverständlich sind. Einseitenbandbetrieb mit 2 kHz Bandbreite zeigte bessere Ergebnisse und erreichte die Qualität einer Telefonverbindung über große Entfernungen. HHR 8330. R. P. Ingalls, J. C. James, M. L. Stone, A s t u d y of U H F s p a c e c o m m u n i c a t i o n s t h r o u g h an a u r o r a u s i n g t h e Moon as a r e f l e c t o r . Vgl. Ref. 1340 S. 272—285. 8331. H. C. Ingrao, D. H. Menzel, J. A. Burke, S t u d y of i n f r a r e d i n s t r u m e n t a t i o n f o r t h e r m a l p h o t o g r a p h y of t h e M o o n . A J 66 287. — Ref. AAS. 8332. A. A. Jakowkin, M e t h o d of p o s i t i o n a n g l e s f o r d e t e r m i n i n g t h e e l e m e n t s of p h y s i c a l l i b r a t i o n of t h e M o o n . Mitt. Astr. Hauptobs. Golossejewo 4 Nr. 1 S. 3—12 (russ. mit engl. Ref.). — Eine neue Methode zur Bestimmung der Elemente der physischen Libration des Mondes wird vorgeschlagen. Sie beruht auf relativen Positionswinkelmessungen von randnahen Kratern gegen den Krater Moesting A, die visuell oder photographisch durchgeführt werden können. Die Unabhängigkeit vom Randprofil des Mondes bietet einen Vorteil dieser Methode gegen die klassische Methode von Bessel. Gü-Li 8333. H. Jeffreys, On t h e f i g u r e of t h e M o o n . MN 122 4 2 1 ^ 3 2 . — Die Theorie der Libration des Mondes wird in weitergehender Annäherung über die bisherigen Arbeiten hinaus geführt. Die Abweichungen sind geringfügig, weil sich einige bisher nicht berücksichtigte Effekte zufällig sehr nahe aufheben. FS 8334. W. A. Jeserskaja, W. I. Jeserskij, Ü b e r d i e Helligkeitsverteilung a u f d e r M o n d s c h e i b e . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 3 S. 68—73 (russ.). — Verf. berichten über eine photo metrische Untersuchung der Helligkeitsverteilung auf der Mondscheibe und zeigen, daß die Helligkeit entlang der planetozentrischen Meridiane innerhalb der Fehlergrenzen konstant ist, aber entlang des Intensitätsäquators kontinuierlich von der Scheibenmitte bis zum Rand hin zunimmt. Eine entsprechende Funktionalgleichung wird abgeleitet. Verf. (ü., gek.) * * G. Jobert, T e n s i o n s v i t a n t e . Vgl. Ref. 8121.

non

hydrostatiques

dans

une

planete

gra-

8335. Z. Kopal, T h e M o o n . London, Chapman and Hall, 1961. 7 + 131 S. Preis 25 s. — Besprechung in J B A A 72 197—198, Obs 81 256 ( J . D. B e s t wick). 8336. Z. Kopal, T h e M o o n t o - d a y : a n o b j e c t of i n t e r n a t i o n a l e x p l o r a t i o n . ICSU Rev. 3 173—184 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 89. 8337. N. A. Kosyrew, L a v i d a c o s m i c a d e l a L u n a . El Universo 15 79—81. 8338. H. Lass, C. B. Solloway, M o t i o n of a s a t e l l i t e J 31 220—222.

of t h e M o o n . ARS

8339. C. Lewis, W h e n I g o t o t h e M o o n . New York, Macmillan, 1961. 28 S. Preis $ 3.00. — Besprechung in Sky Tel. 22 290.

61, 1961

83. Mond

389

8340. R. E. Lingenfelter, E. H. Canfield, W . N. Hess, T h e l u n a r neutron f l u x . J. Geophys. Res. 66 2665—2671. — Für eine Anzahl verschiedener chemischer Zusammensetzungen der Mondoberfläche wird die Größe des Neutroneneinfanges in Abhängigkeit von der Tiefe der Oberflächenschicht berechnet, die teilweise vom Wasserstoffgehalt der Oberfläche abhängig ist. In Umkehrung dieses Ergebnisses wird ein Experiment vorgeschlagen, den Wasserstoffgehalt der Mondoberfläche aus der Messung des Neutroneneinfangs in Mondnähe (mittels Raumsonden) zu bestimmen. Gü-Li 8341. H. S. London, C o m m e n t s on « a n i s o t r o p y f r o m t h e M o o n » . J. Astronaut. Sei. 8 28. 8342. G. J. F. MacDonald, Interior of 1050. — Ref. in Phys. Abstr. ( A ) 64 648.

the

of

Moon.

escape

velocity

Science 133 1045—

8343. W . J. Medd, N. W . Broten, L u n a r t e m p e r a t u r e m e a s u r e m e n t s a t 3200 M H z . Planet. Space Sei. 5 307—313. — Für die effektive schwarze Temperatur der Mondoberfläche in der Umgebung des Äquators bei 3200 MHz wurde ein Wert von 220° gefunden. Damit wurde weder Akabanes Ergebnis für 3000 MHz bestätigt noch seine Phasenvariation, die hier jedenfalls unter dem wahrscheinlichen Fehler von ± 5 % lag. Außer einer ausführlichen Übersicht über die bisherigen Ergebnisse anderer Autoren für verschiedene Frequenzen wird der Einfluß der Randverdunklung diskutiert. Gü. 8344. M. Minnaert, P h o t o m e t r y o f t h e M o o n . Vgl. Ref. 8143 S. 213— 248 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk Nr. 51. 8345. E. J. Öpik, T i d a l d e f o r m a t i o n s and t h e o r i g i n A J 66 50. — Ref. AAS. — Ref. in Sky Tel. 22 10—11.

of

the

Moon.

8346. E. J. Öpik, T i d a l d e f o r m a t i o n s and t h e o r i g i n o f t h e M o o n . A J 66 60—67 = Contr. Armagh Obs. Nr. 32. — Aus einer provisorischen Bestimmung der Elliptizität von Mondkratern (0.070 im Zentrum, 0.096 am Rande) wird auf Zusammenstöße als Bildungsursache geschlossen. Vorzugseffekte in der Orientierung der Halbachsen werden als Auswirkungen der Gezeiteneffekte gedeutet. Auf Grund der gegebenen Formeln für die Gezeitendeformation einer elastischen Oberfläche kann man für die Kraterbildung den Zeitraum ansetzen, in dem der Mond einen Abstand von 30000 bis 50000 km gehabt haben muß. Der Bildungsvorgang als Zuwachsprozeß aus einer die Erde umlaufenden Teilchenwolke bzw. interplanetarer Materie wird diskutiert. Ba. 8347. E. J. öpik, S. F. Singer, D e n s i t y of t h e l u n a r 133 1419—1420. — Ref. in Phys. Abstr. ( A ) 64 770. 8348. J. I. Palmore, L u n a r

impact

probe. ARS J

a t m o s p h e r e . Science

31 1066—1073.

8349. G. A. Pljugin, On t h e d e t e r m i n a t i o n o f t h e p o s i t i o n of t h e M o o n r e l a t i v e t o stars. A J UdSSR 38 345—360 (russ. mit engl. Ref.). — A m Normalastrographen von Pulkowo wurden mit Hilfe der von Potter konstruierten Markowitz-Kamera Mondörter durch Messung von Punkten des Mondrandes in Polarkoordinaten bestimmt. Verf. untersuchte drei Methoden zur Festlegung des Koordinatenursprungs: mit Hilfe 1) eines Zeichens, 2) einer Schablone und 3) des Positionswinkelkreises einer Meßmaschine. Die Genauigkeit ist in allen drei Fällen 1.0—1.5 ¡x. Als einfachste wurde die letzte Methode gewählt. Da vorläufig kein sicheres Großrelief des Mondrandes zur Verfügung steht, ist es besser, die Anzahl der gemessenen Punkte auf 50—60 zu erhöhen, um die durch das Mikrorelief verursachten Fehler zu verkleinern. Die Verwaschung des Mondrandes ist in verschiedenen Positionswinkeln verschieden und kann zu systematischen Fehlern bis 1" führen. Ond.

390

I X . Planeten. Monde

61, 1961

8350. H. A. Pohn, B. C. Murrav, H. Brown, N e w a p p l i c a t i o n s s h a d o w V a r i a t i o n studies." Publ ASP 73 333. — Ref. ASP.

of

lunar

8351. II. I. Potter, N. F. Bystrow, A s t u d y of t h e f i g u r e of t h e M o o n f r o m p h o t o g r a p h s o b t a i n e d c l o s e t o t h e m o m e n t of t o p o c e n t r i e f ü l l M o o n . AJ UdSSR 38 946—953 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Untersuchung der Figur des Mondes und zur Prüfung der existierenden Modelle und Karten wird vorgeschlagen, Aufnahmen des Vollmondes zu verwenden, bei denen die wahre Mondgestalt durch den Phaseneffekt um weniger als 0"1 verfälscht ist. Aus Aufnahmen des Vollmondes am 27./28. Sept. 1958 in Pulkowo ergab sich, daß als wahrscheinlichste Figur der Mondscheibe eine Ellipse mit der Abplattung 1 : 1200 anzunehmen ist, deren große Achse 36° gegen die Rotationsachse geneigt ist. Das Mondmodell von A. A. Jakowkin und ferner die Reliefkarten der Randzone von A. A. Nefedjew und F. Hayn beschreiben den faktischen Mondrand nach den erhaltenen Aufnahmen nur ungenügend. Verf. (ü.) * * R. G. Rastogi, L u n a r t i d e in t h e F 2 l a y e r of t h e i o n o s p h e r e t h e g e o m a g n e t i c e q u a t o r . Vgl. Ref. 7588. 8352. J. Ring, T h e M o o n . Times Sei. Rev. Nr. 39 S. 3—4 = Univ. Manchester (3) Nr. 84, 6 S.

near

Astr. Contr.

8353. N. G. Riswanotv, E i n i g e E r g e b n i s s e v o n Mondbeobachtungen mit der Marko witz-Kamera am Astronomischen EngelhardtO b s e r v a t o r i u m . Vgl. Ref. 1322 S. 73—74. 8354. D. II. Robey, R a d i a t i o n s h e l t e r s f o r l u n a r e x p l o r a t i o n . J . Astronaut. Sei. 8 62—63. — Das Fehlen einer wirksamen Atmosphäre und eines Magnetfeldes über der Mondoberfläche macht einen Strahlenschutz für die künftigen Mondraumfahrer erforderlich. Verf. zeigt, daß zwei bis drei Meter Mondgestein nötig sind, um Schutz gegen die Ausbrüche kosmischer Strahlung bei intensiven Sonneneruptionen zu gewährleisten. Gü-Li 8355. H. E. Boss, N e w l o o k a t t h e M o o n . Spaceflight 3 78—80. 8356. J. Sadil, D e r M o n d . R H 42 152—153 (tschech.). 8357. K. S. Schakirow, Ü b e r d i e m ö g l i c h e n M e t h o d e n z u r B e s t i m m u n g d e r K o n s t a n t e n d e r M o n d r o t a t i o n o h n e R a n d a n s c h l u ß . Vgl. Ref. 1322 S. 71—72. 8358. J. Schubart, D e r U m l a u f d e s . Sterne 37 7—9.

von K n o t e n

und Perigäum

des

Mon-

8359. S. F. Singer, A t m o s p h e r e n e a r t h e M o o n . Astronaut. Acta 7 135— 140. — Eine als mäßig angenommene stationäre Erzeugung von Gas auf dem Mond ist für die Bildung einer Atmosphäre nicht ausreichend. Im Gegensatz zu den Erwartungen der klassischen Theorie der Exosphäre wurde gefunden, daß gerade die schweren Gase, z. B. die Edelgase Krypton und Xenon, vom Mond nicht behalten werden können, da wegen der Ionisation durch die Ultraviolettstrahlung der Sonne die elektrostatischen K r ä f t e eine größere Rolle spielen als die Gravitationskräfte. Die Lebensdauer einer Krypton-Xenon-Atmosphäre, die eventuell seit der Bildung des Mondes entstanden sein könnte, beträgt größenordnungsmäßig 50 bis 800 Jahre. Wenn sich die Atmosphäre so weit verdünnt hat, daß die mittlere Stoßzahl vernachlässigbar klein wird, dann existiert kein Entweichmechanismus für die schweren Gase. Der Mond scheint nun ein Potential von etwa +20 Volt zu besitzen, bewirkt durch Ultraviolettstrahlung. I n unmittelbarer Nähe des Mondes kann also ein starkes elektrisches Feld existieren, so daß positiv geladene Ionen abgestoßen werden können. Daraus wird gefolgert, daß das Gas in der Nähe des Mondes einzig und allein vom interplanetaren Gas stammt. Verf.

391

83. Mond

61, 1961 8360. E. Steck, D e r

große

F r e m d e . VdS Nachr. 10 124—126.

8361. H. Takeuchi, M. Saito, N. Kobayashi, F r e e o s c i l l a t i o n s of t h e M o o n . J . Geophys. Res. 66 3895—3897. — E s werden theoretische Untersuchungen über die freien Schwingungen einer homogenen, selbstgravitierenden, elastischen Kugel angestellt. I n 2 Tabellen sind die numerischen Ergebnisse zusammengestellt. Darin sind auch die Perioden der freien Schwingungen für einen Modellmond enthalten. Das gewählte Modell entspricht dem ersten der 3 von Bolt (vgl. A J B 60 Ref. 8309) betrachteten Modelle. I n vorliegender Arbeit sind zusätzlich Torsionsschwingungen behandelt sowie Krümmungseffekte u n d der Einfluß der Schwere berücksichtigt. Henn 8362. C. Tress,

Lunar

landing

sites

selection.

A R S J 31 1153—1155.

8363. W. C. Tyler, J. Copeland, L u n a r t e m p e r a t u r e 8 . 6 - m m w a v e l e n g t h . A J 66 56. — Ref. AAS. 8364. H. C. l'rey, 61—78.

Origen

y

naturaleza

de

la

measurements

Luna.

El Universo

at 15

8365. J . A. W a a k , A n i n v e s t i g a t i o n of p o s s i b l e v a r i a t i o n s in t h e b r i g h t n e s s t e m p e r a t u r e of t h e M o o n a t 2 1 c m . A J 66 298. — Ref. AAS. 8366. M. Wähnl, W e i t g e h e n d e r Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 20.

Wettereinfluß

des

Mondes.

Veröff.

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program

of

the

Montreal

8370. H . P. Wilkins, P. Moore, T h e M o o n . London, F a b e r and Faber, Ltd., 1961. 2. Auflage. 388 S. Preis 63 s. net. — Besprechung in J B A A 72 249, N a t u r e 194 419 (B. W a r n e r ) , Obs 82 127 (G. F i e l d e r ) , Planet. Space Sei. 9 518 (G. F i e l d e r ) . 8371. F . Zwicky, P o s s i b l e o p e r a t i o n s 179.

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8372. M a n a n d t h e M o o n . Herausgegeben von R . S. R i c h a r d s o n . Cleveland, Ohio, The World Publishing Company, 1961. 171 S. Preis $ 6.50. — Besprechung in P u b l A S P 73 374—375 (D. A l t e r ) , Sky Tel. 22 102, 23 162, 165 (R. K . M a r s h a l l ) , Spaceflight 4 103 (H. E . R o s s ) .

I X . Planeten. Monde

392

8373. D i e A u s s c h e i d u n g v o n G a s e n da 50 N r . 9 S. 118 (russ.). — Ref.

aus der

8374. E i n e S c h i c h t « e w i g e n F r o s t b o d e n s » 50 Nr. 11 S. 118 (russ.). — Ref. 8375. W a t e r 83—84.

on

the

Moon.

8376. Ü b e r d i e D i c h t e Wien Nr. 4 S. 21.

Were

einer

61, 1961

the

Mondoberfläche. auf

maria

dem

Mond.

PriroPriroda

s e a s ? Southern Stars 19

Mondatmosphäre.

Veröff. Uraniasternw.

Mondfinsternisse 8377. F. Link, L ' a c t i v i t é 5 64—75.

volcanique

et les éclipses

de Lune.

Studia

8378. F. Link, M ë s i c n i z a t m ë n i a p r i b u z n é ü k a z y . Prag, Verlag Akad. Wiss., 1961. 136 S. Preis 8.50 Kcs. — Besprechung in R H 42 102, Vesmir 40 158. 8379. 0 . Morgante, L e e c l i s s i d i L u n a . Vgl. Ref. 3413 S. 50. 8380. V u l k a n e u n d M o n d f i n s t e r n i s s e . Priroda 50 Nr. 9 S. 119 (russ.). — Ref. Einzelne Mondfinsternisse 8381. Mondfinsternis 1956 Mai 24 AC Nr. 222 S. 12—13 (russ.). L u n a r eclipse on May 24, 1956. A. N. S i m o n e n k o . AC Nr. 223 S. 7—8 (russ.). On interpretation of one peculiarity of partial lunar eclipse on May 24, 1956. G. W. K u k l i n . Bull. Astr.-Geod. Ges. U d S S R Nr. 29 S. 30—38 (russ.). Der Umriß des Erdschattens bei der partiellen Mondfinsternis v o m 24. Mai 1956. G. W . K u k l i n . 8382. Mondfinsternis 1957 Mai 13 AC Nr. 220 S. 9—11 (russ.). L u n a r eclipse on May 13, 1957. A. N. S i m o n e n k o . 8383. Mondfinsternis 1959 März 24 B S A F 75 86. L'eclipse partielle de Lüne du 24 mars 1959. C. L e c u i l l e r . 8384. Mondfinsternis 1960 März 13 A p J 133 1072—1080. L u n a r surface characteristics indicated b y t h e March, 1960, eclipse and other observations. J . E . G i b s o n . — Ref. in Sky Tel. 22 203. — Messungen der 8.6 mm-Emission der Mondoberfläche während der totalen Mondfinsternis 1960 März 13 ergaben keine 1° überschreitende Temperaturänderung. Verf. zeigt, daß dieses Ergebnis u n t e r der A n n a h m e eines homogenen Mondbodens zu einem viel kleineren Schwächungskoeffizienten f ü h r e n würde als seine früheren Beobachtungen der entsprechenden Variation während einer Lunation. D a r ü b e r hinaus erscheinen auch die Finsternisbeobachtungen anderer Autoren m i t Wellenlängen zwischen 7.5 m m u n d 21 cm n u r d a n n konsistent, wenn m a n ihrer I n t e r p r e t a t i o n ein Dreischichtenmodell des Mondbodens zugrundelegt, dessen oberste Schicht von etwa 5 m m Dicke einem Sand ähnelt, während die mindestens einige cm mächtige Mittelschicht aus einem porösen Material von hoher elektrischer Leitfähigkeit besteht, das auf einer felsenartigen Unterlage liegt. Dagegen lassen sich Sintons 1.5 mm-Beobachtungen hier nicht einordnen. Gü.

61, 1961

83. Mond

393

8385. Mondfinsternis 1960 September 5 El Universo 15 40. Eclipse t o t a l de L u n a del 5 de septiembre ultimo. 8886. Mondfinsternis 1961 März 2 AC Nr. 220 S. 5—7 (russ.). Observations of partial lunar eclipse in Stalinabad. A. M. B a c h a r e w . AC Nr. 220 S. 8—9 (russ.). Observation of partial lunar eclipse on March 2, 1961. J . A. M e d w e d e w , W . P j a n k o w , S. K o r o t k o n o s h k a . El Universo 15 40. Eclipse parcial de L u n a . — El 2 de marzo. Strolling Astr. 15 94—96. Discussion of umbral contact crater timings a t t h e lunar eclipse of March 2, 1961. J . A s h b r o o k . 8387. Mondfinsternis 1961 August 26 AC Nr. 225 S. 8—9 (russ.). P a r t i a l lunar eclipse on August 26, 1961. W . M. Tschernow. B S A F 75 408—416, 449—455, 492- -498. L'éclipsé partielle de Lune d u 26 août 1961. W. G r o u b é . Ciel et Terre 77 522. Photographies d ' a m a t e u r de l'éclipsé partielle de L u n e du 26 août 1961. J . M e e u s . Ciel et Terre 77 523—524. Eclipse partielle de L u n e du 26 août 1961. J . S t i e venart. Coelum 29 150. Osservazione dell'eclisse lunare del 26 agosto 1961 e di oggetti luminosi. G. T a d i n i . H e D 59 152—155. De merkwaardige maansverduistering v a n 26 augustus 1961 en h a a r foutieve voorspelling door von Oppolzer. W. H. C. C a r t o n . H e D 59 155—156. De maansverduistering van 25/26 augustus. G. v a n d e n Bergh. Orion Schaffhausen 6 242—244. Die Mondfinsternis vom 26. August 1961. W. B o h n e n b l u s t . Orion Schaffhausen 6 265—268. Eclipse partielle de Lune du 26 août 1961. R H 42 218 (slowak.). Beobachtung der Mondfinsternis 1961 August 26. J . O ô e n â s . — Beobachtung von S c h a t t e n a n t r i t t e n an 10 Mondkratern. J . B. Sky Tel. 22 200—202. L u n a r eclipse roundup. Sterne 37 248. Die nahezu totale Mondfinsternis vom 26. August 1961. P. A h n e r t . Sterne 37 249. Die Mondfinsternis vom 26. August 1961. W . S a n d n e r . Sterne 37 249—250. Beobachtung der Mondfinsternis vom 26. August 1961 in Karlsruhe. W . M a l s c h . Strolling Astr. 15 143—144. The lunar eclipse of August 26, 1961. VdS Nachr. 10 120. Partielle Mondfinsternis vom 26. August. H.-G. M a l l mann. Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 4 S. 4—13. Beobachtungen der partiellen Mondfinsternis am 26. August 1961 auf der Urania-Sternwarte Wien. M. W ä h n l . ZiS 4 91—96. Pomröina Mjeseca 26. kolovoza 1961. P. R ö m e r . Sternbedeckungen 8388. F. McBain Sadler, S t e r n b e d e c k u n g e n .

Sterne 37 1—7.

8389. Vorausberechnungen A N 286 91—96. Vorausberechnete Sternbedeckungen durch den Mond 1961. A N 286 138—144. Vorausberechnete Sternbedeckungen durch den Mond 1962. H e D 59 71, 142, 165, 218, 247, 278—279. Werkgroep bedekkingen. P . d e Bruijn. J . Astr. Soc. Victoria 14 84—86. Occultation prédictions for 1962.

394

I X . Planeten. Monde

61, 1961

Meteoor 1" 10—12. Lijst v a n heldere sterren die in 1961 door de Maan zullen worden bedekt. P . d e B r u i j n . Meteoor 17 70—71. R a k e n d e sterbedekkingen, j a n u a r i — j u n i 1962. J . M e e u s . Moskau—Leningrad, Verlag Akad. Wiss. UdSSR, 1961. 60 S. (russ.). Sternbedeckungen durch den Mond, sichtbar in Abastumani, I r k u t s k , K a s a n , Kiew, K i t a b , Leningrad, Lwow, Moskau, Odessa, Riga, Stalinabad, Taschkent, Tomsk u n d Charkow 1962—1963. U n t e r R e d a k t i o n von M. F. S u b b o t i n v o m I n s t i t u t f ü r Theoretische Astronomie der Akademie der Wissenschaften der U d S S R herausgegeben. Rocznik Astronomiczny Obserwatorium Astronomicznego 1962. Vgl. Ref. 12115. Sky Tel. 22 273—280. 1962 predictions for t h e U n i t e d States and Canada. VdS Nachr. 10 14—16, 44, 68—70, 118—120. Sternbedeckungen im J a h r e 1961. A. G ü t t i e r . 8890. Beobachtungen und Reduktionen AA 11 57. Occultations of stars by t h e Moon, observed a t t h e Astronomical Observatory of Poznan University 1957—1959. H . H u r n i k , E . S z u l a k o w s k a . AC Nr. 218 S. 21—22 (russ.). Observations of occulations of stars b y t h e Moon in R j a s a n . W. I. K u r y s c h e w , E . B. G u s s e w . — 1960 April 30—Nov. 26. AC Nr. 218 S. 23 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Charkow. K . N. K u s m e n k o . — 1960 J a n . 5—Okt. 11. AC Nr. 218 S. 24 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Stalinabad. A. M. B a c h a r e w . — 1960 Sept. 11—13. AC Nr. 218 S. 25 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in K a s a n . W . P . K a p r a l o w . — 1960 Okt. 8—Dez. 3. AC Nr. 219 S. 35 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon. A. G. K r y l o w . — 1960 Okt. 2, 8, Dez. 5. AC Nr. 219 S. 35—36 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Abastumani. W. P. D s h a p i a s c h w i l i , E . K . C h a r a d s e . — 1960 Okt. 2—Dez. 27. AC Nr. 219 S. 37 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Kiew. A. K . O s s i p o w . — 1960 März 3, 4, Dez. 3. AC Nr. 221 S. 12—13 (rusa.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Abastumani. W . P. D s h a p i a s c h w i l i , G. N. S a l u q u a d s e . — 1961 J a n . 6—März 30. AC Nr. 221 S. 13—14 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in I r k u t s k . G. W. K u k l i n , N. F. T j a g u n . — 1960 Okt. 25—1961 März 20. AC Nr. 222 S. 27—28 (russ.). Observations of occultation of a T a u b y t h e Moon. L. B a s s u r m a n o w a , N. K a b a j e w a . — 1961 April 18. AC Nr. 222 S. 28—29 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Kiew. A. K . O s s i p o w . — 1961 Febr. 22—25. AC Nr. 222 S. 29—30 (russ.). Observations of occultations of stars by t h e Moon in Golossejewo. S. P. M a j o r . — 1961 Febr. 22—März 28. AC Nr. 222 S. 30—31 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon. W. A. B a r a n e n k o , F. K . K a t a g a r o w . — Dnepropetrowsk, 1960 Okt. 1—1961 März 30. AC Nr. 223 S. 26—27 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon. A. G. C h a n s h i n . — K u r g a n , 1961 Febr. 22. AC Nr. 223 S. 27—29 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in R j a s a n . W. I . K u r y s c h e w , T. A. S a w o s t j a n o w a , E. B. G u s s e w . — 1961 J a n . 19—Mai 26. AC Nr. 224 S. 34—35 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Dnepropetrowsk. W . A. B a r a n e n k o , F. K . K a t a g a r o w . — 1960 April—Juni. AC Nr. 224 S. 35—36 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon. G. W. K u k l i n , N. F . T j a g u n . — SiblSMIR, 1961 April—Juni.

83. Mond

«1, 1961

395

AC Nr. 224 S. 36 (russ.). Observations of occultations of stars bv the Moon in Tomsk. G. S. T j u t e r e w . — 1961 April. AC Nr. 224 S. 36—37 (russ.). Observations of occultations of stars by t h e Moon in Abastumani. W . P . D s h a p i a s c h w i l i . — 1961 April—Juni. AC N r . 226 S. 13—14 (russ.). Observations of occultations of stars bv t h e Moon. A. G. K r y l o w . — 1961 Febr.—April. AC N r . 226 S. 14—15 (russ.). Observations of occultations of stars by t h e Moon. G. W. K u k l i n . — S i b l S M I R , 1960 Sept., 1961 Juli—Sept. AC N r . 226 S. 15 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon. F . K . K a t a g a r o w . — Dnepropetrowsk, 1961 Juli, Sept. AC Nr. 226 S. 16 (russ.). Observations of occultations of stars b y t h e Moon in Abastumani. W. P. D s h a p i a s c h w i l i . — 1961 Juli—Sept. A N 286 89. Beobachtete Sternbedeckungen 1959/60. E . M ü l l e r - L u f f t , R . S c h n e i d e r . — Beobachtungen der Schwäbischen Sternwarte S t u t t g a r t u n d in Weil der S t a d t . A N 286 90 = Mitt. Geodät. Inst. P o t s d a m Nr. 42. Reduzierte Sternbedeckungen durch den Mond 1957 Aug. bis 1959 Nov. H . K r ü g e r . — Beobachtet beim Geodätischen I n s t i t u t P o t s d a m . BAC 12 20. Observations of occultations of t h e stars made a t t h e University Observatory, Brno, in t h e year 1959. B. O n d e r l i ö k a . BAC 12 211. Observations of t h e occultations made a t the University Observ a t o r y a t Brno in t h e year 1960. M. V e t e s n i k . BAC 12 212. Observations of occultations m a d e a t t h e people's Observatory Prague-Petrin in t h e years 1959 and 1960. R . R a j c h l . B S A F 75 23. L'occultation d'Aldébaran en décembre 1960. P. L e v e r t . B S A F 75 175. Occultation d'Aldébaran par la L u n e le 22 février 1961. J . L . Quininha Pena. B S A F 75 399. L'occultation d'Aldébaran, 29 septembre 1961. A. L e v e r t . T A B (2) Nr. 147 S. 1937—1942. Photoelectric occultation observations (2). H . H i r o s e , K . T o m i t a , R. M a n a b e , M. U t i d a , S. K a h o , T. T a k e n o u c h i , H . K ô s a i , M. Ö h a s i , K . I s h i d a . 8391. Bedeckungen von Planeten AC Nr. 226 S. 17 (russ.). Observations of occultations of Venus by t h e Moon on October 7, 1961. R . B a r t k u s . — Wilna. B S A F 75 476. Occultation de Vénus p a r la L u n e le 7 octobre 1961. Ciel et Terre 77 285—292. Occultations de planètes p a r la Lune, 1961—1966. J. Meeus. U A I Cire 1779. The occultation of Venus by t h e Moon on October 7. G i z i n s k i , Lehmann.

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M o n d a t l a s . Astr. Nachr. Athen 11 Nr. 39

8394. B. C. Aschenbrenner, S u r v e y i n g a n d m a p p i n g of t h e M o o n f r o m a n o r b i t e r . I R E International Convention Record 9 P a r t 5 S. 69—86. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 470. 8395. R. B. Baldwin, A l u n a r

contour

m a p . Sky Tel. 21 84—85.

396

I X . Planeten. Monde

8396. N. P. Barabaschow, Ü b e r d a s M i k r o r e l i e f Circ. Astr. Obs. Charkow Nr. 23 S. 3—14 (russ.).

61, 1961 der

Mondoberfläche.

8397. N. P. Barabaschow, W. I. Garasha, Ü b e r d i e M i k r o s t r u k t u r M o n d o b e r f l ä c h e . Circ. Astr. Obs. Charkow Nr. 24 S. 3—13 (russ.).

der

8398. N. P. Barabaschow, Ü b e r d i e H e l l i g k e i t s ä n d e r u n g v o n M o n d d e t a i l s in A b h ä n g i g k e i t vom A z i m u t u n d ü b e r die S c h n i t t e l u n a r e r S t r e u f u n k t i o n e n . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 3 S. 31—40 (russ.). — I n der vorliegenden Arbeit wird die Abhängigkeit der Helligkeit von Mondobjekten vom Unterschied der Azimute des einfallenden und reflektierten Lichts untersucht. Bin Einfluß der Azimutunterschiede existiert. Es werden Schnitte der Streufunktionen für i = 30° und i = 60° durch Ebenen gelegt, die senkrecht auf der Einfallsebene stehen und durch den einfallenden Strahl gehen. Es zeigt sich, daß diese Untersuchungen die Behauptung, das Mikrorelief der Mondoberfläche sei einheitlich, noch stärker stützen, und daß die Helligkeitsänderung der Mare und Länder des Mondes in Abhängigkeit von der Änderung der Azimutunterschiede ausreichend gut mit den Ergebnissen für zerstückelten Tuff mit Körnchendurchmessern von 2 bis 6 mm übereinstimmen. Verf. (ü.) 8399. N. P. Barabaschow, W. I. Jeserskij, S p e k t r a l p h o t o m e t r i s c h e B e o b a c h t u n g e n v o n M o n d k r a t e r n . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 3 S. 50—55 (russ.). — Verf. berichten über die Ergebnisse spektralphotometrischer Beobachtungen des Alphonsus-Kraters und anderer Krater, die am Astr. Obs. Charkow 1958 und 1959 durchgeführt worden waren. Es wurden keine Anomalien im Reflexionsvermögen einzelner Teile von Mondkratern, darunter auch des Zentralkegels des Alphonsus-Kraters, entdeckt. Verf. (ü.) 83100. S. R. Brzostkiewicz, K o n f i g u r a c j a p o w i e r z c h n i K s i ^ z y c a . Urania Krakow 32 327—330. — Die Topographie der Mondoberfläche wird allgemeinverständlich behandelt. E. R. 83101. R. J. Coates, L u n a r brightness variations with phase at 4.3-mm w a v e l e n g t h . A p J 133 723—725. — Aus Beobachtungen am 10 FußRadioteleskop des US-Naval Res. Lab. werden Schichtlinienbilder konstanter Intensität bei unterschiedlichen Phasenwinkeln gezeichnet. Die Konturen stimmen mit den großflächigen Mondstrukturen überein und zeigen eine raschere Aufheizung und Abkühlung der Mare im Vergleich zu den Gebirgen. Eine Ausnahme bildet das Mare Imbrium, das stets kühler bleibt als seine Umgebung. Ba. 83102. A. J. Cohen, M e g a s h a t t e r c o n e h y p o t h e s i s of t h e o r i g i n of l u n a r v o l c a n o e s . Nature 192 346. — I m Anschluß an die von R. S. Dietz für gewisse irdische Meteoritenkrater vorgeschlagene Hypothese werden die Mondkrater als Schlagkegel angesehen, entstanden durch Zerstörung des Mondgesteins beim Aufprall kosmischer Fallkörper. Gü. 83103. S. W. Drosdow, Ü b e r d i e R e g i s t r i e r u n g s g e n a u i g k e i t d e r K o n t a k t e d e s E r d s c h a t t e n s m i t M o n d f o r m a t i o n e n . Bull. Astr.-Geod. Ges. UdSSR Nr. 29 S. 26—29 (russ.). 83104. D. Eksinger, N e u e r e B e i t r ä g e z u r U n t e r s u c h u n g d e s M o n d b o d e n s u n d d e r M o n d f o r m a t i o n e n . Vasiona 9 70—72 (serb.-kroat.). 83105. G. Fielder, S t r u c t u r e of t h e M o o n ' s S u r f a c e . Oxford—London— New York—Paris, Pergamon Press, 1961. 13 + 266 S. Preis £ 2.10 bzw. $ 7.50. — Besprechung in A J 67 152, Geochim. Cosmoohim. Acta 26 975 (S. R . T a y lor), JBAA 72 154—155 (V. A. F i r s o f f ) , J RAS Canada 56 182—183 (D. A. M a c R a e ) , Nature 191 4 2 4 - ^ 2 5 (D. H. P. J o n e s ) , Obs 81 257 (V. A. F i r s o f f ) , Phys. Blätter 17 337—338, Publ ASP 73 374 (D. A l t e r ) , Sky Tel. 21 356, 22 351, 353.

397

83. Mond

61, 1961

83106. G. Fielder, O n t h e o r i g i n of l u n a r r a y s . A p J 134 4 2 5 ^ 3 4 . — Ref. in Sky Tel. 23 69, VdS Nachr. 11 58, W e l t r a u m f a h r t 13 50. — Verf. n i m m t an, daß die Strahlen durch explosionsartige Ausschleuderung von Materie e n t s t a n d e n sind u n d daß die Helligkeit an einer Stelle im Strahl proportional zur Zahl der a n dieser Stelle aufgetroffenen Teilchen ist. F ü r 5 Strahlen von Tycho wird die theoretisch zu erwartende Helligkeitsverteilung m i t Messungen von K . Graff verglichen. Eine genügende Übereinstimmung ergibt sich mit Ejektionsgeschwindigkeiten zwischen 0.7 u n d 1.5 km/sec u n d mit kleinen Elevationswinkeln. Gegen die A n n a h m e n von Giamboni über die E n t s t e h u n g der Strahlen (vgl. A J B 69 Ref. 8388) werden verschiedene Einwände vorgebracht. 0 . G. 83107. G. Fielder, S e l e c t e d l u n a r o b s e r v a t i o n s m a d e a t t h e M i d i O b s e r v a t o r y i n 1 9 5 6 a n d 1 9 5 9 . J B A A 71 207—214.

Pic-du-

83108. G. Fielder, S m a l l - s c a l e explosion craters, impact craters, a n d t h e p h y s i c a l s t r u c t u r e of t h e M o o n ' s s u r f a c e . MN 123 15—26. — E s werden Explosionskrater u n d lunare Formen, die unter verschiedenen Bedingungen künstlich erzeugt wurden, mit den entsprechenden Mondformationen verglichen. D a n a c h weist die Mondoberfläche eine sandartige Beschaffenheit bis zu Tiefen von 0.3 bis 1.3 k m auf. Die «Mondstrahlen» entstehen durch Auswurf von Gestein unter geringen Winkeln u n d setzen sich zusammen aus vielen kleinen sekundären K r a t e r n u n d hellen S t r u k t u r e n (Aufwürfe). Ba. 83109. G. Fielder, L u n a r r i d g e s . Obs 81 140. 83110. G. Fielder,

wrinkle

Stresses

in

the

ridges

and

terrestrial

mid-oceanic

M o o n . Planet. Space Sei. 5 286—287.

83111. G. Fielder, T h e c o n t r a c t i o n a n d e x p a n s i o n of t h e M o o n . Planet. Space Sei. 8 1—8 = Commun. Univ. London Obs. Nr. 45. — Messungen der Verformungen von ursprünglich kreisförmig anzunehmenden K r a t e r n in der Mondmitte werden benutzt, u m f ü r K r a t e r verschiedenen Alters eine Beziehung zu den Rillensystemen abzuleiten. Gedeutet werden die Erscheinungen aus der Entwicklungsgeschichte des Mondes mit einem Wechsel von einer Expansionsphase zu einer Kontraktionsphase des Kerns. Dv. 83112. V. A. Firsolf, S u r f a c e of t h e M o o n . London, Hutchinson & Co., Ltd., 1961. 128 S. Preis 21 s. — Besprechung in A J U d S S R 39 775, J B A A 71 256 (P. M o o r e ) , N a t u r e 191 4 2 4 ^ 2 5 (D. H . P . J o n e s ) , Obs 81 158 (G. F i e l d e r ) , Sky Tel. 22 43, 288—289 (A. K . H e r r i n g ) . 83113. Y. A. Firsolf, M o o n A t l a s . London, Hutchinson and Co., Ltd., 1961. 32 S. Preis 63 s. — Besprechung in A J 67 152, Ann d'Astrophys 25 51—52, J . Astr. Soc. Victoria 15 29, J B A A 72 199 (K. W . A b i n e r i ) , N a t u r e 192 1111 (B. W a r n e r ) , Obs 81 257—258 (G. F i e l d e r ) , Sky Tel. 22 355, 24 41— 42, 45 (J. E . W e s t f a l l ) . 83114. V. A. Firsoff, S e l e n o l o g i c a l

s t u d i e s , I . J B A A 71 149—151.

83115. I. W. Gawrilow, D a s b a r y z e n t r i s c h e G r o ß r e l i e f d e r R a n d z o n e d e s M o n d e s . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Golossejewo 3 Nr. 2 S. 68—76 (russ.). — An einem Material von 103 m i t dem Astrographen 40/550 cm aufgenommenen Mondphotographien wurden Unterschiede des Großreliefs gegen eine baryzentrische Kugel vom mittleren Ephemeridendurchmesser untersucht. Die Ergebnisse werden in einer Tabelle in Abhängigkeit von Positionswinkel u n d Libration mitgeteilt. Pk. 83116. J. Gürtler, D i e D u n k e l f l e c k e a m M o n d . E i n B e i t r a g z u r s p e z i e l l e n S e l e n o g r a p h i e n e b s t K a t a l o g . Mitt. Planetenbeobachter 14 1—7.

398

I X . Planeten. Monde

61, 1961

88117. T. Hagfors, S o m e p r o p e r t i e s of r a d i o w a v e s r e f l e c t e d f r o m t h e Moon a n d t h e i r r e l a t i o n t o t h e l u n a r s u r f a c e . J . Geophys. Res. 66 777—785. 83118. P. Hidervari, S o m e s e l e n o m o r p h i c a l r e m a r k s t o the p r o b l e m of t h e h y p s o m e t r i c a n d h y p s o g r a p h i c c u r v e s of t h e Moon. Gerlands Beiträge Geophys. 70 259—265. — In einer früheren Arbeit legte Joksch (vgl. A J B 57 Ref. 7312) die auf Grund der Niveaukarte von Ritter angefertigte hypsometrische Kurve des Mondes vor. Unter Verwendung dieser Ergebnisse wird im folgenden eine Zeichnung der hypsographischen Kurve des Mondes entwickelt und versucht, sie an Hand der in der Geomorphologie üblichen Verfahren zu interpretieren. Verf. 83119. A. R. Hibbs, L i n e a r 8 121.

arrays

of s m a l l

c r a t e r s . Planet. Space Sei.

83120. V. A. Hughes, R a d i o w a v e s c a t t e r i n g f r o m t h e l u n a r s u r f a c e . Proc. Phys. Soc. 78 988—997. — Radarmessungen der Reflexion an der Mondoberfläche bei A = 10 cm ergeben folgende Winkelverteilung für die Streuung: für 4° < 0 < 13° ist P ( 0 ) = o 0 exp (-10.2 0 ) unabhängig von der Wellenlänge (bis zu 1.5 m) und für 0 bis zu 30° hin kommen Abweichungen vom Exponentialgesetz vor, doch gibt es auch hier keine Wellenlängenabhängigkeit. Die Streuung ist mit einer rauhen Mondoberfläche (Unebenheiten 2> A) verträglich. Bk. 83121. W. Hunter, D. W. Parkin, C o s m i c d u s t in T e r t i a r y r o c k a n d t h e l u n a r s u r f a c e . Geochim. Cosmochim. Acta 24 32—39. — Zwei Proben des Grundgesteins vom Meeresboden in der Nähe der Insel Barbados werden auf den Gehalt an kosmischen Partikeln hin untersucht. Man fand 4 bzw. 11 kugelförmige Partikel von 14—46 ¡i Durchmesser in je ~ 300 g Grundgestein. Die Kügelchen sind zum Teil hohl und bestehen aus Oxyden. Der metallische Kern ist — so wird angenommen — durch Korrosion zerstört worden. Verf. ziehen aus ihren Untersuchungen Schlüsse auf die Bedeckung der Mondoberfläche durch kosmischen Staub. Gü-Li 83122. W. I. Jeserskij, W. S. Oprjatowa, U l t r a - v i o l e t of l u n a r s u r f a c e . AC Nr. 224 S. 16—17 (russ.).

spectrophotometrv

83123. N. D. Kalinenkow, I. A. Dubjago, S p e k t r a l p o l a r i m e t r i s c h e B e o b a c h t u n g e n e i n i g e r T e i l e d e s M o n d e s . Vgl. Ref. 1322 S. 75—76. 83124. A. A. Kalinjak, L. A. Kamionko, M i c r o p h o t o m e t r i c a n a l y s i s of t h e e m i s s i o n f l a r e in t h e c e n t r a l p e a k of A l p h o n s u s on t h e s p e c t r o g r a m of N o v e m b e r 3, 1958. A J UdSSR 38 1085—1098 (russ. mit engl. Ref.). — Am 3. November 1958 wurden Spektrogramme einer Emissionserscheinung in der Nähe des Zentralkegels des Mondkraters Alphonsus aufgenommen. Eine mikrophotometrische Analyse zeigt, daß die Emission durch Fluoreszenz eines Gases verursacht wurde, das an dieser Stelle aus der Mondoberfläche ausströmte. Die Intensitätsverteilung des Spektrums dieser Eruption gleicht der, die auch in Kometenköpfen beobachtet wird. Einige Intensitätsmaxima konnten mit den Swan-Banden identifiziert werden. L. Fr. 83125. A. G. Kisljakow, R e s u l t s of an e x p e r i m e n t a l s t u d y of r a d i o e m i s s i o n of t h e Moon in t h e f o u r m i l l i m e t e r d i a p a s o n . A J UdSSR 38 561—563 (russ. mit engl. Ref.). — Nach Radiobeobachtungen des Mondes bei A = 4 mm lassen sich die Intensitätsschwankungen bei unterschiedlicher Phase durch eine Sinuswelle der Gestalt T = [230 + 73 cos ($1 x t — 24°)]° annähern. Das Ergebnis stimmt mit dem für ein Einschichtenmodell der Mondoberfläche theoretisch abgeleiteten überein. Ba.

61, 1961

83. Mond

399

83126. J. KlepeSta, L. Lukes, M o n d k a r t e n ( e r s t e s u n d l e t z t e s V i e r t e l ) . Vgl. A J B 60 Ref. 88140. — Weitere Besprechung in Weltraumfahrt 13 31. 83127. J. KlepeSta, J. Bouska, F. Fischer, P o v r c h Verlag, 1961. 8 S. mit 16 Tafeln. Preis 7.20 Kös.

Mësice.

Prag,

Pädagog.

83128. E. K. Kochan, A c o m p a r i s o n of d a t a o n t h e p o l a r i z a t i o n of s e p a r a t e l u n a r f o r m a t i o n s w i t h p o l a r i z i n g c h a r a c t e r i s t i c s of e a r t h r o c k s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 4 (169) S. 65—81 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird über die Ergebnisse einer Untersuchung der Polarisationseigenschaften einzelner Mondgebiete und irdischer Gesteine auf Grund von Beobachtungen mit den Elektropolarimetern von Pulkowo und Abastumani berichtet. Die Abhängigkeit des Polarisationsgrades von der Wellenlänge wurde bestimmt und der Umow-Effekt bestätigt. Der Polarisationsgrad des Mondes zeigt dieselbe Abhängigkeit von der Albedo wie der Polarisationsgrad irdischer Gesteine. Die Lage der Polarisationsebene auf dem Mond ändert sich nicht von Gebiet zu Gebiet. Bei großen Phasenwinkeln fällt sie mit dem Intensitätsäquator zusammen, bei Vollmond(nähe) beginnt sie sieh zu drehen. Ähnliches beobachtet man auch bei Gesteinen, doch beginnt sich hierbei die Polarisationsebene bei einem anderen Phasenwinkel zu drehen, wobei der einheitliche Drehcharakter für verschiedene Gesteine erhalten bleibt. Hieraus läßt sich schließen, daß sich die Mikrostruktur der Mondoberfläche in einem anderen Zustand befindet als die irdischer Gesteine. Verf. (ü.) 83129. S. M. Kosik, T a b l e a n d S c h e m a t i c C h a r t of S e l e c t e d L u n a r O b j e c t s . Engl. Übersetzung des in A J B 60 Ref. 83143 zitierten Katalogs von P. B a s u . London—New York, Pergamon Press Ltd., 1961. 38 S. Preis 12 s. 6 d bzw. $ 2.00. — Besprechung in A J 67 152, Ann d'Astrophvs 25 54 (A. D o l l f u s ) , Publ ASP 74 262, ZfA 54 223 (A. U n s o l d ) . 83130. K. I. Kosiowa, J. W. Glagolewskij, D i e F a r b e n i n d i z e s u n d F a r b e n exzesse einiger Mondkrater nach photoelektrischen Messungen. Publ. Sektor Astrobotanik Akad. Wiss. Kasach. SSR 8 125—129, 1960 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 1A519. 83131. U. Langenbeck, D a s M a r e I m b r i u m u n d K. v. B ü l o w ' s s c h e A n a l y s e d e r M o n d o b e r f l ä c h e . VdS Nachr. 10 38—39. 83132. J . W. Macvey, C r a t e r s

tektoni-

of t h e M o o n . Spaceflight 3 13—15.

83133. J. W. Macvey, U n c h a n g i n g M o o n ? Spaceflight 3 210—212. — Eine Betrachtung der bisher beobachteten Veränderungen an den Mondkratern Linné, Alhazen, Plato, Eratosthenes, Werner, Petavius, Messier, Pickering, Alphonsus und Hyginus N läßt physische Umbildungen der Mondoberfläche als unzweifelhaft erscheinen. Gü-Li 83134. E. Madlow, Z u r K a r t o g r a p h i e f l ä c h e . VdS Nachr. 10 5—8.

der

vollständigen

Mondober-

83135. A. Marks, R a d a r o w a m a p a K s i ç z y c a . Urania Krakow 32 75—79.— Verf. berichtet allgemeinverständlich über die Radarmessungen an der Mondoberfläche. E. R . 83136. S. Miyamoto, M. Matsui, P h o t o g r a p h i c A t l a s of t h e M o o n . Vgl. A J B 60 Ref. 83149. — Weitere Besprechung in Urania Kabenhavn 18 61 (C. Luplau Janssen). 83137. P.Moore, L u n a r c r a t e r s a n d t h e M o o n ' s c r u s t . JBAA 71 362— 364.

400

I X . Planeten. Monde

61, 1961

83138. P. HMervari, Ü b e r d i e z u r B i l d u n g e i n e s M o n d k r a t e r s o d e r v o n R i n g g e b i r g e n n o t w e n d i g e E n e r g i e . Vasiona 9 98—100 (serb.-kroat. mit engl. Ref.). 83139. T. A. Poloshenzewa, Ü b e r d e n Z u s t a n d d e s A l p h o n s u s - K r a t e r s v o r s e i n e m A u s b r u c h a m 3. N o v e m b e r 1 9 5 8 . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 3 S. 46—49, m i t einem Nachwort von N. A. K o s y r e w (russ.). — Die Bearbeitung von Spektrogrammen des Alphonsus-Kraters, die am 50"-Reflektor des Astrophys. Obs. K r i m a m 2./3. Nov. 1958 um 4 h 0 m aufgenommen worden waren, ergab, daß sich bis zum Beginn der E r u p t i o n über dem K r a t e r Alphonsus wahrscheinlich weder eine Staub- noch eine Gaswolke befunden h a t . Verf. (ü.) 83140. J . M. Saari, R. W . Shorthill, I n f r a r e d i s o t h e r m a l m a p p i n g of c e r t a i n c r a t e r a r e a s of t h e M o o n . A J 66 52. — Ref. AAS. 83141. J . W . Salisbury, T h e o r i g i n of l u n a r d o m e s . A p J 134 126—129. — N a c h einer Übersicht über die bisherigen Erklärungen der Mondkuppeln durch inneren Vulkanismus, Magmaentgasung oder lakkolithische Magmaintrusion wird im Anschluß an H. H. Hess versucht, das K u p p e l p h ä n o m e n auf eine oberhalb der 500° C-Isotherme in einem peridotitischen Mondgestein mögliche hydrothermalpneumatolytische Umwandlung von Olivin in Serpentin zurückzuführen, die exot h e r m verläuft u n d mit einer Volumenzunahme u m 25 % verbunden ist. Gü. 83142. A. E. Salomonowitsch, O b s e r v a t i o n s of t h e h e a t r a d i a t i o n t h e r a d i o - d i a p a s o n of t h e M o o n a n d s o m e c h a r a c t e r i s t i c s of s u p e r f i c i a l l a y e r . AC Nr. 218 S. 4—7 (russ.).

in its

83143. T. B. A. Senior, K. M. Siegel, T h e r a d a r c r o s s s e c t i o n of t h e M o o n . Proc I R E 49 1944—1945. — Die häufige K r i t i k an der Theorie der Verf. von der Streuung an der Mondoberfläche b e r u h t auf einem Mißverständnis der Definition von «glatt» im Gegensatz zu «rauh». W ä h r e n d andere Autoren das Vorhandensein vieler Streuzentren als «rauh» bezeichnen, ist das bei den Verf. nicht unbedingt der Fall. Zum Beispiel werden die (etwa 30) H a u p t s t r e u z e n t r e n auf der Mondoberfläche von den Verf. als «glatt» bezeichnet, ihr Vorhandensein von anderen Autoren dagegen als «rauh». Die Einwände betreffen also nur die Nomenk l a t u r und nicht die Physik der Theorie. HHR 83144. R. W. Shorthill, J . M. Saari, C o o l i n g c u r v e s f o r s o m e r a y e d t e r s d u r i n g a l u n a r e c l i p s e . Publ A S P 73 335—336. — Ref. ASP.

cra-

83145. K. M. Siegel, S u m m a r y of m e t h o d s a n d r e s u l t s of e s t i m a t i o n of t h e p h y s i c a l c o n s t a n t s of t h e l u n a r s u r f a c e . I R E International Convention Record 9 P a r t 5 S. 87—102. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 470. 83146. W. G. Tejfel, D i e F a r b e i g e n s c h a f t e n d e r M o n d o b e r f l ä c h e n a c h B e o b a c h t u n g e n i n d e r N ä h e d e s w a h r e n V o l l m o n d s . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 3 S. 56—67 (russ.). — An H a n d von Spektrogrammen von 62 Mondgebieten, die bei Phasenwinkeln von 4° 33' bis 3° 46' am 16./17. Sept. 1959 aufgenommen worden waren, wurden Normalfarbenindizes von 1442 Details der Mondoberfläche bestimmt. U n t e r Berücksichtigung der zufälligen Fehler ist die Amplitude der Farbenindexunterschiede nicht größer als 0 m 25. Die Existenz einer Farben-Helligkeitsabhängigkeit f ü r Details der Mondoberfläche wird bestätigt. Verf. (ü.) 83147. W. G. Tejfel, S p e k t r a l p h o t o m e t r i e der Mondoberfläche. II. K a t a l o g d e r F a r b e n i n d i z e s v o n M o n d o b j e k t e n . Publ. Sektor Astrobotanik Akad. Wiss. K a s a c h . SSR 8 130—151, 1960 (russ.).

83. Mond

61, 1961

401

83148. W. G. Tejfel, S p e k t r a l p h o t o m e t r i e d e r M o n d o b e r f l ä c h e . III. U n t e r s c h i e d e in d e n s p e k t r a l e n E i g e n s c h a f t e n v o n M o n d g e b i l d e n . Publ. Sektor Astrobotanik Akad. Wiss. Kasach. SSR 8 152—164, 1960 (russ.). 83149. W. G. Tejfel, E i n i g e B e t r a c h t u n g e n über den Zustand der M o n d o b e r f l ä c h e . Publ. Sektor Astrobotanik Akad. Wiss. Kasach. SSR 8 165—170, 1960 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 2A477. 83150. W . S. Troizkij, R a d i o m e s s u n g d e r d i e l e k t r i s c h e n P e r m e a b i l i t ä t u n d d e r D i c h t e d e s o b e r e n M a t e r i e b e l a g s d e s M o n d e s . A J UdSSR 38 1001—1002 (russ.). — Verf. schlägt eine Meßmethode der dielektrischen K o n s t a n t e der Mondoberfläche vor, welche die üblichen Schwierigkeiten durch die rauhe Oberfläche vermeidet u n d die geringe thermische Leitfähigkeit des lunaren Oberflächenmaterials ausnutzt. Gemessen wird schließlich die Phasenverschiebung der Radioemission als F u n k t i o n der Länge entlang des Mondäquators. Oster 83151. W. S. Troizkij, D i e R a d i o s t r a h l u n g d e s M o n d e s , d e r p h y s i k a l i s c h e Z u s t a n d u n d d i e N a t u r s e i n e r O b e r f l ä c h e . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 3 S. 16—30 (russ.). — Messungen bei 0.4, 1.63 u n d 3.2 cm Wellenlänge ergaben, d a ß die Oberflächenschicht des Mondes bis mindestens 1 m Tiefe quasihomogen ist. Metallische Beimischungen, wie Eisenmeteoritenstaub, sind nicht nachzuweisen. 8 0 % des Volumens werden vielleicht von Poren eingenommen. I m einzelnen wurden folgende Werte abgeleitet: Mittlere Dichte Q = 0.5 g • c m - ' ; Wärmeleitfähigkeit k = 1.25 X 10 - 5 cal/cm • grad • sec; Dielektrizitätskonstante £ = 1.6. Die Oberflächentemperaturen betragen subsolar T m = 407°—423° u n d antisolar T n = 125°—133°. Petri 83152. J. N. Tschistjakow, T h e t e m p e r a t u r e of s e p a r a t e a r e a s of t h e l u n a r s u r f a c e . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 22 Nr. 4 (169) S. 82—88 (russ. m i t engl. Ref.). — I n der Arbeit werden die Ergebnisse der Temperaturmessungen a n 0!8 X 0!8 großen Gebieten der Mondoberfläche dargestellt. Die Beobachtungen wurden a m 70 cm-Reflektor AST-2 des Sternberg-Instituts durchgeführt. Als Strahlungsempfänger diente ein Vakuumthermoelement. Die T e m p e r a t u r wurde von 23 Gebieten bei 7 verschiedenen Phasenwinkeln gemessen. Die Bearbeitung der Beobachtungen erfolgte nach der vom Verf. etwas modifizierten Methode von Menzel. Den Abschluß bildet ein Vergleich der Resultate mit denen, die Verf. 1959 in Abastumani, P e t t i t u n d Sinton in USA erhalten h a t t e n . Verf. (ü.) 83153. H. C. Urey, T h e o r i g i n a n d n a t u r e of t h e M o o n . Smithsonian Rep. 1960 S. 251—265 = Smithsonian Publ. 4437. — I n allgemein verständlicher Weise f a ß t Verf. die wesentlichen Erkenntnisse u n d Ansichten über die E n t s t e h u n g der Mondoberfläche zusammen, wobei die neuesten Ergebnisse, z. B. die ersten Einblicke in die S t r u k t u r der Mond-Rückseite mittels Lunik 3, berücksichtigt sind. Zum Schluß werden die Probleme genannt, die n u r mit astronautischen Hilfsmitteln gelöst werden können (Strukturen des Mondgesteins, Radioaktivität). Gü-Li 83154. B. Warner,

Inner

83155. B. Warner,

On

the

rings lunar

in

lunar grid

craters.

system.

J B A A 71 115—116.

J B A A 71 116—119.

83156. B. Warner, A C l a s s i f i c a t i o n o f t h e p r o f i l e s o f l u n a r c r a t e r s . J B A A 71 246—249. — E s wird vorgeschlagen, d u r c h Messung der Neigung der inneren K r a t e r wände u n d der Kratertiefe eine Größe f zu bestimmen ( | = K r a t e r durchmesser mal Tangens des Neigungswinkels, dividiert durch die Kratertiefe). An H a n d von £ lassen sich die Kraterprofile in Klassen konvexer Neigungen, konischer, hyperboloidischer, paraboloidischer u n d ellipsoidischer Profile einteilen. Gli. 83157. B. Warner, S t r e s s e s i n t h e s u r f a c e o f t h e M o o n . J B A A 71 388— 395 = Commun. Univ. London Obs. Nr. 43. — Mit Hilfe des Photographic L u n a r Astronom. Jahresbericht 1961

26

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I X . Planeten. Monde

61, 1961

Atlas von G. P. Kuiper und aus eigenen visuellen Beobachtungen an einem 18 inchRefraktor untersucht Verf. die Lagebeziehungen der zahlreichen Kleinkrater in der Nachbarschaft der großen Ringwälle (z. B. Kopernikus) zu den Strahlensystemen in der Umgebung der Ring wälle. Die Richtung der großen Achsen der länglichen, oft auch doppelten Kleinkrater stimmt mit der Richtung der Strahlen überein, besonders deutlich beim Ringwall Kopernikus. In einer Theorie macht Verf. wahrscheinlich, daß beide Erscheinungen, die Kleinkrater und die Strahlensysteme, durch Druck- und Zugspannungen in den oberflächennahen Schichten des Mondkörpers entstanden sind. Gü-Li 88158. B. Warner. H o l i s t i c a p p r o a c h t o s e l e n o l o g y . Nature 191 586. 83159. B. Warner, T h e l u n a r m a r i a . Planet. Space Sei. 5 283—285 = Commun. Univ. London Obs. Nr. 44. — Nach der Theorie von T. Gold (vgl. AJB 55 Ref. 7366) entsteht auf dem Mond fortwährend Staub durch Erosion und sammelt sich nach und nach in den tiefer gelegenen Gebieten der Mondoberfläche, in den Mondmeeren (maria), an. J e älter der Staub ist, um so dunkler wird er durch den Einfluß der kurzwelligen Sonnenstrahlung. Gebiete mit jüngerer Staubbedeckung erscheinen heller und müssen sich in oder am Rande der Mondmeere kontrastmäßig abheben. Ein Vergleich zwischen der Niveaukarte des Mondes von G. Schrutka-Rechtenstamm und J . Hopmann (vgl. A J B 58 Ref. 7340) mit guten Vollmondaufnahmen ist positiv im Sinne der Theorie von Gold. Gü-Li 83160. B. Warner, A c c r e t i o n a n d e r o s i o n o n t h e s u r f a c e of t h e Moon. Planet. Space Sei. 5 321—325 = Commun. Univ. London Obs. Nr, 46. — Nach einer Theorie von T. Gold (vgl. A J B 55 Ref. 7366) sind die Krater des Mondes Sammelbecken von Staub, der durch Einsturz von Mikrometeoriten und durch Erosion an den Innenwänden der Krater entsteht. Verf. versucht, diese Theorie durch die Beobachtungen zu bestätigen. Unter der Voraussetzung, daß der Querschnitt eines neu entstandenen Kraters parabolisch ist, wird das Verhältnis Walldurchmesser zu Bodendurchmesser eines Kraters eine von seiner Lebenszeit abhängige Funktion und zugleich aus den Beobachtungen bestimmbar. Eine Ausmessung von gut abgebildeten Kratern ergab für das Alter 1010—1014 Jahre, wenn der Staubzuwachs allein vom Meteoriteneinsturz (10 -7 cm 3 /cm 2 pro Jahr) verursacht würde. Bei Hinzunahme von Erosion und Berücksichtigung der dabei auftretenden Erweiterung des Walldurchmessers ergaben sich '. N. Parijskij, T h e i n f l u e n c e of instrumenta] p o l a r i z a t i o n of t h e s p e c t r o g r a p h o n t h e o b s e r v e d i n t e n s i t y of z o d i a c a l l i g h t . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 11 70—77 (russ. mit engl. Ref.). — Die Untersuchung ergab, daß die im Instrument hinzukommende Polarisation so gering ist, daß Korrektionen der spektralen Intensität unter 1 % liegen, wogegen die Polarisation des Zodiakallichts selbst eine Herabsetzung der Intensität um 4 bis 5 % bewirkt. Ho. 9526. W. G. Kurt, W. I. Moros, D a s P o t e n t i a l e i n e r m e t a l l i s c h e n K u g e l i m i n t e r p l a n e t a r e n R a u m . K E Nr. 7 S. 78—88 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 9 259—268. * * W. G. Kurt, D i e H o c h a t m o s p h ä r e d i u m . Vgl. Ref. 7241.

und

das

interplanetare

9527. A. Mak, H. van Woerden, H e t z o d i a k a a l l i c h t in N e d e r l a n d g e n o m e n . Meteoor 17 65—67.

Mewaar-

9528. C. W. McCracken, W. M. Alexander, M. Dubin, D i r e c t measurement of i n t e r p l a n e t a r y d u s t p a r t i c l e s i n t h e v i c i n i t y of E a r t h . Nature 192 441—442. — Messungen der Anzahl und der Masse interplanetarer Staubpartikel mit dem Erdsatelliten Explorer 8 (1960 f ) und mit Höhenraketen ergeben eine Abweichung gegen früher ermittelte Verteilungskurven und lassen keine Schlüsse auf die Existenz eines Staubringes in der Nachbarschaft der Erde (Whipple) zu. Gii-Li A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1961

30

466

X. Interplanetare Objekte

9529. S. N. Milford, E f f e c t s of t h e i n t e r s t e l l a r p l a n e t a r y p l a s m a . Vgl. Ref. 1335 S. 1—6.

61, 1961 wind

on

the

inter-

9530. G. M. Nikolskij, P h o t o e l e k t r i s c h e B e o b a c h t u n g e n d e s Z o d i a k a l l i c h t s b e i A l m a - A t a . Geomagnetismus Aeronomie 1 354—358 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 7A489. 9531. A. Novak, I n t e r p l a n e t a r y R H 42 147—148 (tschech.).

matter

and

interplanetary

Space.

9532. A. G. Pacholczyk, O r o z k l a d z i e m a s p y l u m i § d z y p l a n e t a r n e g o . Post§py Astr. 9 105—106. — Der Aufsatz behandelt die Massenverteilung der interplanetaren Materie und ist hauptsächlich bezogen auf die in A J B 60 Ref. 8113 und 9445 zitierten Arbeiten. E. R. * * H. K. Paetzold, Ü b e r e i n e j ä h r l i c h e V a r i a t i o n h ö c h s t e n E r d a t m o s p h ä r e . Vgl. Ref. 7255.

der

Dichte

der

9533. A. W. Petei-son, T h r e e - c o l o r p h o t o m e t r y of t h e z o d i a c a l l i g h t . A p J 133 668—674. — Es handelt sich um lichtelektrische Messungen, die mit einem 16 "-Schmidt-Teleskop (f/0.75) bei einem Gesichtsfeld von 1° Durchmesser gewonnen wurden. F ü r den Farbenindex ergab sich etwa der Wert der Sonne, ein merklicher Gang mit der Elongation wurde nicht festgestellt. Der Polarisationsgrad zwischen 55° und 137° Elongation liegt zwischen 23% und 12%. Für die Helligkeit des Zodiakallichts fanden sich relativ hohe Werte. Eine Korrektur wegen atmosphärischen Streulichtes ist nicht angebracht. ' Eis. 9534. N. Richter, E x p e r i m e n t e l l e U n t e r s u c h u n g e n z u r B e l e u c h t u n g i n t e r p l a n e t a r e r M a t e r i e . Mitt. AG 1959 S. 52—53. — Ref. AG. 9535. N. Richter, Z u r D e f i n i t i o n d e r i n t e r p l a n e t a r e n d e s i n t e r p l a n e t a r e n R a u m e s . Sterne 37 14—17.

Materie

und

9536. K. Saito, T h e G e g e n s c h e i n a n d c o r o n a l s t r e a m e r s of t h e S u n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 376—383 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 226. — Beobachtungen und Theorien des Gegenscheins werden diskutiert. Koronastrahlen können zwar keinen kontinuierlichen Gegenschein erzeugen, wohl aber eine vorübergehende Aufhellung um 13% des Himmelshintergrunds während des Durchgangs der Erde durch einen Strahl bewirken. Die Breite des Strahls wird, von der Sonne aus gesehen, mit 3° angesetzt und der Dichteabfall der freien Elektronen mit 1/r1-92 angenommen. v. H. atmosphärischen * * F. Schmid, B e i t r ä g e z u r U n t e r s u c h u n g d e s H ö h e n s t a u b e s u n d s e i n e r B e z i e h u n g z u m Z o d i a k a l l i c h t . Vgl. Ref. 94141. 9537. S. F. Singer, I n t e r p l a n e t a r y d u s t n e a r t h e E a r t h . Nature 192 321—323. — Quantitative Berechnungen der Konzentration von interplanetarem Staub in der Nachbarschaft der Erde führen auf die Vermutung einer Staubhülle mit einem flachen Maximum der Dichte in 2000—3000 km Abstand vom Meeresniveau. Die Beobachtungen mit Hilfe von Höhenraketen und Erdsatelliten sind hiermit im Prinzip in Übereinstimmung, nur ist der Dichteabfall raumwärts größer, und es scheinen große zeitliche Dichteschwankungen zu bestehen. Gü-Li 9538. E. Tandberg-Hanssen, O m z o d i a k a l l y s e t . Fys. Verden 23 43—59 = Inst. Teoret. Astrofys. Blindern-Oslo Smatrykk Nr. 39. 9539. J. L. Weinberg, On t h e d i s t r i b u t i o n of e l e c t r o n t h e E a r t h ' s o r b i t . A J 66 57. — Ref. AAS.

density

inside

101. Entfernung

61, 1961

467

9540. F. L. Whipple, T h e E a r t h ' s d u s t b e l t . Astronaut. Sei. Rev. 3 Nr. 2 S. 17—20. — Zählungen von Zusammenstößen meteoritischer Partikel mit Erdsatelliten haben die Existenz eines erdnahen Ringes interplanetaren Staubes wahrscheinlich gemacht. Seine Dichte ist etwa um fünf Zehnerpotenzen größer als die Dichte der Zodiakalstaubwolke in 105 km Abstand von der Erdoberfläche. Verf. nennt vier mögliche Ursachen für die Entstehung des erdnahen Staubringes. Gü-Li 9541. F. L. Whipple, T h e d u s t c l o u d a b o u t t h e E a r t h . Nature 189 127—128 = Harv Repr Nr. 569. — Aus Daten von sechs Raketenflügen und fünf Satellitenmessungen über die Dichte von interplanetarem Staub in Erdnähe folgt zwischen r = 102 und 105 km Abstand von der Erdoberfläche ein Abfall der Staubdichte proportional zu r - 1 ' 4 . Bei 105 km stimmen die Werte mit den aus Zodiakallichtmessungen abgeleiteten Dichten überein. Es werden mehrere Möglichkeiten zur Erklärung dieses lokalen Dichteanstiegs diskutiert. Verf. neigt zu der Deutung, die erdnahe Konzentration gehe auf Teilchen zurück, die beim Auftreffen meteoritischer Körper auf den Mond entstehen und diesen mit hoher Geschwindigkeit verlassen. Eis. 9542. F r a g e n der A s t r o p h y s i k u n d a t m o s p h ä r i s c h e n O p t i k . P h o t o metrische Beobachtungen d e s Z o d i a k a l l i c h t s . Alma-Ata, Verlag Akad. Wiss. Kasach. SSR, 1961. 123 S. Preis 95 Kop. (russ.) = Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 2. 9543. D u s t

cloud around

t h e E a r t h . Sky Tel. 21 71, 81.

9544. F o t o e l e k t r i s c h e B e o b a c h t u n g des Z o d i a k a l l i c h t e s in Ä g y p t e n . Sterne 37 208. — Ref. 9545. N e u e A r b e i t e n Ref.

ü b e r d a s Z o d i a k a l l i c h t . Sterne 37 245—246. —

XI. Sterne § loi Entfernung * * R. Bouigue, L a m e s u r e p h o t o é l e c t r i q u e d i s t a n c e s . Vgl. Réf. 10307.

des m a g n i t u d e s

et

des

10101. S. Dumont, L e s p a r a l l a x e s s p e c t r o s c o p i q u e s d e s é t o i l e s . B S A F 75 226—232. 10102. P. van de Kamp, B a s i c S. 112—113.

distance-scale

p r o b l e m s . Vgl. Réf. 1307

10103. 0. C. Wilson, A new s c a l e of s t e l l a r d i s t a n c e s . 204 Nr. 1 S. 107—116. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 1490. 10104. D i s t a n c i a s

Sci. American

en el u n i v e r s o . El Universo 15 5—7. 30«

468

X I . Sterne

61, 1961

§ 102

Bewegung 10201. T. S. van Albada, 72 C o l u m b a e , a B 3 V r u n - a w a y s t a r f r o m t h e a s s o c i a t i o n I S c o r p i i . B A N 15 301—305. — U n t e r Zugrundelegung des galaktischen Kraftfeldmodells von M. Schmidt (vgl. A J B 56 Ref. 4422) u n d der Berechnungen der K r a f t K(z) senkrecht zur galaktischen Ebene von Hill u n d Oort (vgl. A J B 60 Ref. 14436 u n d 14445) wird die galaktische B a h n von 72 Columbae zurückgerechnet. Demnach h a t dieser Stern vor 14 Millionen J a h r e n die OB-Assoziation I Sco mit einer Austrittsgeschwindigkeit von etwa 150km/sec verlassen. Gli. 10202. 0 . Struve, R u n a w a y 10203. H. L. Yanderlinden, Ref. 14465.

s t a r s . Sky Tel. 21 140—141.

D. Broueke,

The

high-velocitv

stars.

Vgl.

Eigenbenegung 10204. S. Aravamudan, S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s in t h e A s t r o g r a p h i c Z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° ( L i s t I I , I I I ) . Vgl. A J B 59 Ref. 10205 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 28, 29. 10205. S. Aravamudan, S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s i n t h e A s t r o g r a p h i c Z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° ( l i s t IV). Vgl. A J B 60 Ref. 10204 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 30. 10206. S. Aravamudan, S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s g r a p h i c Z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 c ( l i s t V). J O 44 268—272. * * S. Aravamudan, 11101.

A

new

common-proper-motion

pair.

in

Astro-

Vgl.

Ref.

10207. A. X. Deutsch, 0 . X. Tschudowitsehewa, A c o m p a r i s o n of p r o p e r m o t i o n s a n d m a g n i t u d e s of s t a r s i n t w o s p e c i a l K a p t e y n A r e a s , d e r i v e d f r o m m e a s u r e m e n t s at P u l k o w o a n d Groningen. The d e t e r m i n a t i o n of l i g h t a b s o r p t i o n of d a r k n e b u l a e i n t h e s e A r e a s . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 22 Nr. 3 (168) S. 65—78 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Publikationen von Pulkowo u n d von Groningen wird nach Vergleichen der Ergebnisse ein Kompilationskatalog der Eigenbewegungen u n d Helligkeiten (m P g) von Sternen in den Kapteynschen Eichfeldern 9 und 24 aufgestellt. I n beiden Feldern liegt etwa die H ä l f t e der hier erfaßten Sterne in Absorptionsgebieten. Die mittleren Eigenbewegungen für schwächere Sterne sind dort größer als die mittleren Eigenbewegungen f ü r Sterne gleicher Helligkeit in Gebieten ohne Absorption. U n t e r Verwendung von stellarstatistischen Daten wird aus den Verhältnissen der Eigenbewegungen der Betrag der Absorption für beide Felder zu 0™7 abgeschätzt. Wolf-Diagramme ergeben eine Absorption von 0 m 8. O.G. * * A.N.Deutsch, D o u b l e a n d m u l t i p l e s t a r s in 115 K a p t e y n f o u n d f r o m t h e i r c o m m o n p r o p e r m o t i o n . Vgl. Ref. 11105.

Areas

10208. H. L. Giclas, R. Buraham jr., X. G. Thomas, L o w e l l p r o p e r m o t i o n s . I I I . P r o p e r m o t i o n s u r v e y of t h e n o r t h e r n h e m i s p h e r e w i t h t h e 1 3 - i n c h p h o t o g r a p h i c t e l e s c o p e of t h e L o w e l l O b s e r v a t o r y . Lowell Obs. Bull. 5 61—132. — I n Fortsetzung der in A J B 58 Ref. 9202 und A J B 59 Ref. 10208 besprochenen Arbeiten werden in einem Katalog 2742 Sterne schwächer als 8 m plattenweise zusammengestellt, deren Eigenbewegungen 0 '27

61, 1961

469

102. Bewegung

pro J a h r gemessen wurden. F ü r jeden Stern wird der Ort f ü r 1950.0 (Plattenepoche etwa 1960) gegeben, ferner totale Eigenbewegung, Positionswinkel der Bewegung, geschätzte photographische Helligkeit und grob geschätzte Farbe. Die zum Schluß veröffentlichten Identifizierungskärtchen ergänzen die vorangegangene Publikation. Das Lowell-System wird mit den von Luyten, Wolf und Ross gemessenen Eigenbewegungen verglichen. Gli. 10209. A. >'. Goya), S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s in t h e A s t r o g r a p h i c Z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° (list I I ) . Vgl. A J B 58 Ref. 9203 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 26. * * S. I. Kadla, P o s i t i o n s with the polar tube at

a n d p r o p e r m o t i o n s of P u l k o w o . Vgl. Ref. 3117.

stars

observed

* * W. W. Lawdowskij, A c a t a l o g u e of p r o p e r m o t i o n s of 13 o p e n c l u s t e r s a n d in t h e i r v i c i n i t y . Vgl. Ref. 14134. * * A. P. Lenham, 0 . G. Franz, A s t r o m e t r i c c l u s t e r s . I. N G C 129. Vgl. Ref. 14135.

investigations

of

stars

in

galactic

10210. W. J. Luyten, A c a t a l o g u e of 7 1 2 7 s t a r s in t h e n o r t h e r n h e m i s p h e r e w i t h p r o p e r m o t i o n s e x c e e d i n g 0?2 a n n u a l l y . Minneapolis, Minn., The Lund Press, 1961. 78 S. 10211. W. J. Luyten, B r u c e P r o p e r M o t i o n S u r v e y . T h e General C a t a l o g u e (F). T h e P r o p e r M o t i o n s of 1 3 1 9 6 S t a r s b e t w e e n D e c l i n a t i o n s — 20° a n d 0°. Minneapolis, The Observatory, University of Minnesota, 1961. — Betrifft F ( l ) BPM 70001 —75000, 0 h 00?0—12 h 04T0; F (2) BPM 75001—80000, 12h04'V2— 18 h 58"'0; F (3) BPM 80001—83186, 18h58n.'3—23h59™9. 10212. W. J . Luyten, B r u c e P r o p e r M o t i o n S u r v e y . T h e General C a t a l o g u e (G). T h e P r o p e r M o t i o n s of 1 4 1 2 8 S t a r s N o r t h of D e c l i n a t i o n 0°. Minneapolis, The Observatory, University of Minnesota, 1961. — Betrifft G (1) BPM 84001 — 89000, 0 h 00™0—13" 18 m 2; G (2) BPM 89001—94000, 13h 18™2 — 19h 07?4; G (3) BPM 94001—98218, 19h 07?4—23 h ög'l'S. 10213. W. J . Luyten, J. H. Anderson, F a i n t s t a r s w i t h l a r g e proper m o t i o n . Publ. Astr. Obs. Univ. Minnesota 3 Nr. 8, 3 S. — Betrifft LTT 9868—9911. 10214. W. J. Luyten, P r o p e r m o t i o n s Univ. Minnesota 3 Nr. 10, 16 S.

of

faint

stars.

Publ. Astr. Obs.

10215. E. Paloque, P. Pretre, M. Reynis, M o u v e m e n t s p r o p r e s d e s é t o i l e s v a r i a b l e s de l a l i s t e d u D r P l a u t é t a b l i e en v u e d ' é t u d e s g a l a c t i q u e s à la s u i t e d u c o l l o q u e d e G r o n i n g u e d e 1 9 5 3 ( s u i t e ) . Ann. Obs. Astr. Mét. Toulouse 28 7—32. * * E. Paloque, Q u a t r i è m e C a t a l o g u e d e T o u l o u s e . P o s i t i o n s et m o u v e m e n t s p r o p r e s des é t o i l e s de r e p è r e de la zone +4°, +12° p o u r l ' é p o q u e e t l ' é q u i n o x e 1 9 0 0 . 0 ( s u i t e ) . Vgl. Ref. 3214. 10216. P. Sémirot, M o u v e m e n t p r o p r e d e s é t o i l e s B D B D +17° 4708, BD + 1 4 ° 2 4 8 1 , B D + 1 3 ° 3 6 8 3 et Wolf t h o d e d e c a l c u l e t i n t r o d u c t i o n . J O 44 4—5.

+17°3154, 1447. Mé-

Radialgeschwindigkeit * * R. Bouigue, Ref. 2305.

Nouveau

spectrocomparateur

électronique.

Vgl.

470

X I . Sterne

61, 1961

10217. W. Buscombe, P. M. Morris, R a d i a l v e l o o i t i e s of f u n d a m e n t a l s o u t h e r n s t a r s , I I . MN 123 233—243 = Mt. Stromlo Obs. Repr. Nr. 40. — I n Fortsetzung der mit dem Cassegrain-Spektrographen des 30 "-Reflektors begonnenen Messungen (vgl. A J B 58 Ref. 9211) werden hier Radialgeschwindigkeiten für 15 Standardsterne und weitere 115 südliche Sterne gegeben. Überwiegend sind es Fundamentalsterne (FK 3, N 30) der 5. und 6. Größe. Etwa die Hälfte von ihnen zeigt veränderliche Radialgeschwindigkeiten. Einige Messungen wurden mit dem Zeiß-Newton-Spektrographen am 74 "-Reflektor (Dispersion 90 Â/mm bei Hy) erhalten. Gli. 10218. M. Duflot, L e s v i t e s s e s r a d i a l e s o b t e n u e s à l ' a i d e d ' u n g r a n d p r i s m e o b j e c t i f d e 4 0 cm d e d i a m è t r e . E t u d e c i n é m a t i q u e e t p h o t o m é t r i q u e d ' u n c h a m p g a l a c t i q u e . J O 44 97—140 = Publ. Obs. Haute-Provence 5 Nr. 37. — Es werden Radialgeschwindigkeiten von 186 Sternen bis zur 12. Größe im Selected Area 19 gegeben, die aus Objektivprismenaufnahmen bestimmt wurden. Instrument, Apparatur und Methode werden beschrieben. Der wahrscheinliche Fehler ist für die Klassen G und K 9 km/sec und für B und A 5 km/sec. F ü r zahlreiche Sterne wurden Spektral- und Leuchtkraftklassen neu bestimmt. Das Gebiet wird in 4 Regionen verschieden starker Absorption eingeteilt. Die Häufigkeitskurven der Radialgeschwindigkeiten werden diskutiert; die B-, A- und F-Sterne zeigen eine reguläre Kurve mit ausgeprägtem Maximum bei 0 km/sec; die Kurven der G- und K-Sterne sind unregelmäßiger und stark nach negativen Radialgeschwindigkeiten hin verschoben. Gli. 10219. D. S. Evans, L i m i t a t i o n s of t h e a c c u r a c y of d é t e r m i n a t i o n s of s t e l l a r r a d i a l v e l o c i t i e s . MN ASSA 20 81—88. —Verschiedene Quellen f ü r systematische Fehler bei Radialgeschwindigkeitsmessungen werden untersucht. Ein Vergleich der Messungen am Cape Observatory mit dem Mount Wilson Katalog wird durchgeführt. Har. 10220. D. S. Evans, O b s e r v a t i o n s of t w e n t y - f o u r s i n g l e - l i n e d v a r i a b l e s . Roy. Obs. Bull. Nr. 44, 15 S. — Radialgeschwindigkeitsmessungen von 24 südlichen Sternen mit dem Radcliffe-Spiegel werden gegeben; für 15 Hauptreihensterne unter ihnen werden photometrische Parallaxen und Raumbewegungen, f ü r H D 141544 eine Bahn (P = 137'?55) berechnet. Die Untersuchung der Berechnung photometrischer Parallaxen bei Einspektren-Paaren der Klasse V ergibt, daß die Duplizität keinen bedeutenden Fehler bedingen kann. hz 10221. D. S. Evans, A. Menzies, R. H. Stoy, P. A. Wayman, Fundamental d a t a f o r s o u t h e r n s t a r s ( f o u r t h l i s t ) . Roy. Obs. Bull. Nr. 48, 19 S. 10222. C. Fehrenbach, M. Petit, G. Cruvellier, Y. Peyrin, L a m e s u r e des v i t e s s e s r a d i a l e s a u p r i s m e o b j e c t i f . X I I . 5e l i s t e d e v i t e s s e s r a d i a l e s d é t e r m i n é e s a u p r i s m e o b j e c t i f à v i s i o n d i r e c t e . J O 44 233—246 = Publ. Obs. Haute-Provence 5 Nr. 54. 10223. D. H. P. Jones, R. v. d. R. Woolley, R a d i a l v e l o c i t i e s observed w i t h t h e M o u n t W i l s o n 6 0 - i n c h t e l e s c o p e . Roy. Obs. Bull. Nr. 33, 7 S. — Es werden die Radialgeschwindigkeiten von 34 Sternen an H a n d von 26 Fe Iund Mn I-Linien auf 86 Platten des Mt. Wilson 60 " Reflektors bestimmt (Dispersion 21 Â/mm). Das System wurde durch 14 Platten des Mondes geeicht. Die kalibrierten Werte werden mit den Angaben des Radialgeschwindigkeitskatalogs von R. E. Wilson verglichen. Meßgenauigkeit und Fehlerquellen werden eingehend diskutiert. Gli. 10224. 0 . Struve, S t e l l a r Sky Tel. 22 132—135.

radial

velocities

and

their

observation.

103. Helligkeit, F a r b e

61, 1961

471

10225. J . A. Wright, R a d i a l v e l o c i t i e s of s e v e n K - t y p e s t a r s m e a s u r e d i n t h e r e d r e g i o n . Vgl. A J B 59 Ref. 10225 = Contr. Perkins Obs. (1) Nr. 57. — Dem A J B erst im J u n i 1962 zugesandt.

§ 103 Helligkeit, Farbe * * A. N. Argue, P h o t o g r a p h i c photometry with the Cambridge S c h m i d t t e l e s c o p e . I. T h r e e - c o l o u r s u r v e y of t h e P r a e s e p e r e g i o n . Vgl. Ref. 14103. 10301. H. Arp, T r a n s f o r m a t i o n of p h o t o g r a p h i c m a g n i t u d e s . A p J 133 869—873. — Auf halbempirischem Weg werden Gleichungen abgeleitet, mit denen photographische Helligkeiten mit verschieden großem UV-Anteil in B-Helligkeiten umgerechnet werden können. Sie gelten alle für K o d a k 103 a-OP l a t t e n u n d einen aluminisierten Spiegel, u n d zwar 1) ohne Filter, 2) mit der Filterwirkung der Korrektionsplatte des 48 inch-Schmidt-Teleskops u n d 3) mit einem W G 2- oder GG 1-Filter. O. G. 10302. H. Arp, U — B a n d B — V c o l o r s of b l a c k b o d i e s . A p J 133 874— 882. — Aus P l a n c k - K u r v e n verschiedener T e m p e r a t u r (3000° bis oo) werden U, B, V-Werte berechnet, mit den S t a n d a r d f a r b k u r v e n von Sternen verglichen u n d die Ursachen der Differenzen erörtert. Der fast linienfreie Unterzwerg H D 140283 dient zur Festlegung des Nullpunkts der F a r b e n der schwarzen Strahlung. hz 10303. P. E. Barnhart, W. E. Mitchell jr., B. E. Boll, W. H. Haynie, A p r o g r a m of s t e l l a r p h o t o m e t r y a t 3 t o 4 m i c r o n s . A J 66 37. — Ref. AAS. 10304. J. H. Bigay, —130.

Le

système

photométrique

U. B. V. B S A F 75 120

10305. A. Boggess III, S t e l l a r flux measurements u l t r a v i o l e t . A J 66 279. — Ref. AAS.

in

the

middle

10306. R. Bouigue, J . Boulon, A. Pedoussaut, C o n t r i b u t i o n a u x r e c h e r c h e s d e p h o t o m é t r i e p h o t o é l e c t r i q u e d a n s l a G a l a x i e . V I I . V I I I . Ann. Obs. Astr. Mét. Toulouse 28 33—58 = Publ. Obs. Haute-Provence 5 Nr. 49. — Es werden Messungen im B, V-Bereich u n d Übersichtskarten von 16 hellen Sternen u n d von 563 Sternen zwischen 6. u n d 10. Größe in 10 Milchstraßengebieten gegeben. hz 10307. R. Bouigue, L a m e s u r e p h o t o é l e c t r i q u e d e s d i s t a n c e s . B S A F 75 261—267.

des

magnitudes

10308. A. W. J. Cousins, O n t h e r e l a t i o n b e t w e e n t h e C a p e a n d s o n u l t r a v i o l e t c o l o u r s y s t e m s . MN ASSA 20 57—58. 10309. A. W. J. Cousins, P r o v i s i o n a l E r e g i o n s . MN ASSA 20 147—151.

(U — B)

colours

for

stars

et

Johnin

the

10310. A. W. J. Cousins, O . J . E g g e n , R. H. Stoy, Three-colour photoe l e c t r i c p h o t o m e t r y w i t h t h e C a p e r e f r a c t o r s . Roy. Obs. Bull. Nr. 25, 19 S. — Die Arbeit gibt einen Überblick über die photoelektrischen P r o g r a m m e des Cape Observatory. Insbesondere wird das Dreifarbensystem U c , B, V der

•472

XI. Sterne

61, 1961

Cape-Refraktoren diskutiert und mit den (U—B)-Messungen des 18 "-Reflektors verglichen. Im Gegensatz zum Refraktorsystem erweist sich das System des Spiegels nicht als konstant, sondern es ändert sich mit dem Altern der Aluminisierung. Photoelektrische Messungen von Sternen frühen Typs, von Mitgliedern der Hyadengruppe und von Riesen sowie Zwergen späten Typs definieren eine Zweifarbenbeziehung (U—B)c, B—V, die als Standardbeziehung bezeichnet wird. Mit ihrer Hilfe werden die interstellare Verfärbung von Überriesen und der Ultraviolettexzeß von Unterzwergen bestimmt. Mehrere Tabellen geben die Dreifarbenmessungen von etwa 300 Sternen als Unterlage für die vorgenommenen Untersuchungen. Gli. 10311. D. L. Crawford, P h o t o m e t r y Ref. AAS.

of G a n d

K g i a n t s . AJ 66 281. —

* * A. N. Deutsch, 0. N. Tschudowitschewa, A c o m p a r i s o n of m o t i o n s a n d m a g n i t u d e s of s t a r s in t w o s p e c i a l K a p t e y n derived from m e a s u r e m e n t s at Pulkowo and Groningen. The m i n a t i o n of l i g h t a b s o r p t i o n of d a r k n e b u l a e in t h e s e Vgl. Ref. 10207.

proper Areas, deterAreas.

10312. T. Elvius, V. Ekedahl, An a t t e m p t t o d e r i v e n e w i n t r i n s i c c o l o u r i n d i c e s f o r t h e S t o c k h o l m s p e c t r a l c l a s s e s B —K. Ark Astr 2 527—546 = Uppsala Astr. Obs. Medd. Nr. 135. — Zur Revision des Stockholmer Farbensystems dienen ausgewählte Messungen in acht Selected Areas und einem Feld in Lacerta mit dem Stockholmer Astrographen. Für verschiedene Spektralklassen werden Nullpunktskorrektionen des Farbenindex ermittelt und sein Zusammenhang mit spektralen Parametern dargestellt. hz * * I). S. Evans, A. Menzies, R. H. Stoy, P. A. Wayman, F u n d a m e n t a l f o r s o u t h e r n s t a r s ( f o u r t h list). Vgl. Ref. 10221.

data

Spectral * * M. W. Feast, R. H. Stoy, A. D. Thackeray, A. J. Wesselink, c l a s s i f i c a t i o n a n d p h o t o m e t r y of s o u t h e r n B s t a r s . Vgl. Ref. 10416. 10313. S. G. Gordeladse, F. I. Lukazkaja, P h o t o g r a p h i s c h e , p h o t o v i s u e l l e u n d p h o t o r o t e G r ö ß e n v o n 1 0 0 0 S t e r n e n im S t e r n b i l d A d l e r . Mitt. Astr. Hauptobs. Golossejewo 3 Nr. 2 S. 77—109 (russ.). — Die vorliegende Arbeit ist ein Teil einer photo metrischen Untersuchung der ausgewählten Felder von Parenago (vgl. A J B 56 Ref. 9005). Für die einzelnen Spektralbereiche wurden der Reihe nach unsensibilisierte Platten, Ilford HPS-Platten mit einem Orangefilter und dieselben Platten mit einem roten Filter, benutzt. Die Sterngrößen wurden an die Polsequenz angeschlossen. Der mittlere Fehler bewegt sich zwischen ±0 m 05 und ±0 m 06. Ein Vergleich mit Messungen von McCuskey (vgl. A J B 49 Ref. 12325) ist befriedigend. Der Katalog und die Identifikationskarten werden vorgelegt. Pk. 10314. S. G. Gordeladse, G. L. Fedortschenko, P h o t o g r a p h i s c h e u n d p h o t o r o t e G r ö ß e n v o n 1 1 0 0 S t e r n e n im G e b i e t m i t d e m Z e n t r u m b e i a = 18 h 53 m , 0."015 ausgesucht. Verf. gibt die genaueren Bedingungen an f ü r die A u f n a h m e von Sternen in das a m Schluß der Arbeit stehende Verzeichnis der gefundenen Doppelsterne u n d mehrfachen Sterne. U m optische P a a r e möglichst auszuschließen, leitet er eine Formel zur Berechnung der mathematischen E r w a r t u n g f ü r den Fall ab, d a ß die Sterne rein zufällig innerhalb der angenommenen Grenzen übereinstimmende Eigenbewegungen haben. Das Verzeichnis enthält n u r Doppelsterne u n d mehrfache Sterne, f ü r die dieser Erwartungswert < 1/20 ist. O. G. 11106. J . Dommanget, S e c o n d c r i t è r e d e n o n - p é r i o d i c i t é d u m o u v e m e n t r e l a t i f d ' u n c o u p l e s t e l l a i r e v i s u e l . Vgl. A J B 60 Ref. 11104 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 174. 11107. J. D. Fernie, T h e e f f e c t s of u n r e s o l v e d b i n a r i e s B , V P h o t o m e t r i e s y s t e m . MN ASSA 20 11—12.

in

the

Uc,

11108. J. D. Fernie, W. J. Rosenberg, T h e e f f e c t s of u n r e s o l v e d b i n a r i e s i n t h r e e - c o l o r p h o t o m e t r y . P u h l A S P 73 259—263, 464. — Es wird der Einfluß nicht aufgelöster Doppelsterne auf den Farbenexzeß eines H a u f e n s oder einer Assoziation untersucht. U m die Abweichungen von den Standardsequenzen der Einzelsterne betrachten zu können, werden Helligkeiten und F a r b e n verschiedener Doppelsternkombinationen in ein Farben-Helligkeitsdiagramm u n d in ein Zweifarbendiagramm eingetragen. Die K o m b i n a t i o n zweier Zwergkomponenten sowie die Riesen-Zwergkombination zeigen, daß Doppelsterne k a u m die beobachteten besonderen Verfärbungseffekte in H a u f e n verursachen d ü r f t e n . Gli. 11109. W. D. Heintz, D i e D o p p e l s t e r n e i m F K 4 . Mitt. AG 1959 S. 71. — Ref. AG. 11110. J. Hopmann, B e g e g n u n g s s t e r n e ( D o p p e l s t e r n e i n Hyperbelb a h n e n ) . Sitzber. Österreich. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. Abt. I I 169 119 —148 = Mitt. Univ.-Sternw. Wien 10 Nr. 11. — Eine Untersuchung der engen u n d weiten B a h n des dreifachen visuellen Doppelsternes J o t a Cas = ADS 1860 f ü h r t in Verbindung m i t den astrophysikalischen D a t e n u n d den Radialgeschwindigkeiten dieses Systems zu der Erkenntnis, daß sich die C-Komponente relativ zum P a a r A B auf einer hyperbolischen B a h n bewegt. Die N a t u r von solchen Sternbegegnungen wird an vier weiteren P a a r e n (ADS 8083, ADS 8841, a Cru u n d («j + e 2 ) Lyr = ADS 11635) nachgewiesen u n d bei anderen P a a r e n v e r m u t e t . Auf die mögliche Existenz von «Sterntrupps» als Bindeglied zwischen den Doppelsternen u n d den galaktischen Sternhaufen wird hingewiesen. Gü-Li H i l l . H. M. Jeffers, T h e L i c k O b s e r v a t o r y a n d d o u b l e s t a r s . Vgl. Ref. 1319 S. 45—49. — Verf. berichtet über den S t a n d in der Fertigstellung der beiden Kartenkataloge f ü r visuelle Doppelsterne a m Lick Observatory, den Indexkatalog u n d den K a t a l o g der Einzelmessungen. Gü-Li 11112. M. Johnson, T h e i n t e r p r é t a t i o n of s o m e c h a n g e s i n o r i e n t a t i o n of a b i n a r y s t a r o r b i t . Quarterly J . R A S 2 9—23. — Verf. bespricht die Methodik zur E r m i t t l u n g von Apsidendrehung in Bedeckungspaaren, ihren Zusammenhang mit den Systemkonstanten, speziell mit dem effektiven Polytropenindex, u n d d a m i t ihre Bedeutung f ü r Fragen der Sternentwicklung im Anschluß a n Arbeiten von Kopal. hz

494

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

61, 1961

11113. P. van de Kamp, D o u b l e s t a r s . P u b l A S P 73 389—409. — Vortrag, gehalten als «Robert G r a n t Aitken Lecture» auf der Tagung der Astronomical Society of t h e Pacific, 1961 J u n i 13. 11114. D. N. Katsis, D i e D o p p e l s t e r n e . Astr. Nachr. Athen 11 Nr. 40 S. 1—7 (griech.). 11115. W. J . Liiyten, B i n a r i e s w i t h w h i t e druck Obs. Univ. Minnesota, 1956. 3 S.

dwarf

components.

Sonder-

11116. T. B. Omarow, D i e W e c h s e l w i r k u n g d e r b e z ü g l i c h Rotation instabilen Komponenten w e i t e r D o p p e l s t e r n s y s t e m e . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 12 59—64 (russ. mit engl. Ref.). — Die Relativbewegung in einem weiten Doppelsternpaar, dessen eine K o m p o n e n t e in ihrer Äquatorialebene Korpuskularstrahlung aussendet, wird untersucht. Ausdrücke f ü r die R o t a t i o n der Apsiden- u n d Knotenlinie sowie f ü r die Störung der Bahnneigung werden abgeleitet. Die Untersuchung wird f ü r den Fall verallgemeinert, daß beide K o m p o n e n t e n Korpuskularstrahlung aussenden. Ond. 11117. J . Rösch, G. Wlérick, M.-F. Du pré, L a m e s u r e d e s é t o i l e s d o u b l e s a u m o y e n d e l a p h o t o g r a p h i e é l e c t r o n i q u e . CR 252 509—511. — Mit der Lallemandschen K a m e r a wurden an einem 60 cm-Objektiv bei sehr kurzer Belichtungszeit (V8 bis 2 / 3 sec) enge Doppelsternpaare aufgenommen.' Die atmosphärische Szintillation ä u ß e r t sich nicht mehr in einer Verwaschenheit des Bildes, sondern in Deformationen, die bei genügend kleinem Winkelabstand der K o m p o n e n t e n f ü r beide Sternbildchen nahezu identisch sind. Die P l a t t e n werden nach einer Doppelbildmethode ausgemessen. Einige Beobachtungsbeispiele werden gegeben u n d die Einflüsse des Eberhard-Effekts u n d der verschiedenen Helligkeit der K o m p o n e n t e n auf die Genauigkeit diskutiert. J . P. M. 11118. M. A. Saadat, L e s p r o p r i é t é s c i n é m a t i q u e s d e s é t o i l e s d o u b l e s e n f o n c t i o n d e l e u r â g e . Ann d'Astrophys 24 148—158 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 218. — Mit Benutzung einer Sternaltereinteilung des H - R - D i a g r a m m s nach K u s h w a h a ergibt sich in Bestätigung der Arbeiten von Spitzer u n d Schwarzschild, daß die über 109 J a h r e alten P a a r e größere Streuung der Tangential- (aus den Boss-Eigenbewegungen) und Raumbewegungen haben als die jüngeren. Die verwendete Liste von visuellen P a a r e n aus dem J a h r e 1923, deren beide K o m p o n e n t e n s p e k t r e n b e k a n n t sind, enthält viele weite, teilweise nicht als physisch erwiesene Paare. Verf. n i m m t an, daß alle Begleiter auf der Parenago-Hauptreihe liegen, u n d schließt 30 % des Materials aus, bei denen die hz H a u p t s t e r n e dann unter die H a u p t r e i h e fallen. 11119. R. Sibahara, E i n e k u r z e N o t i z ü b e r d e n Ü b e r g a n g d e s B e gleiters bei der B e g e g n u n g eines D o p p e l s t e r n s y s t e m s mit einem H i m m e l s k ö r p e r . Publ. Astr. Soc. J a p a n 13 113—114 = Dep. Astr. Univ. K y o t o R e p r . Nr. 5. — Bei einer Abschätzung der Energieverhältnisse in dem Fall des Dreikörperproblems, daß ein Einzelstern in ein Doppelsternsystem gelangt, gibt es je nach Masse u n d A b s t a n d der drei beteiligten Körper immer eine Schar von Bahnen, auf welchen der eindringende Himmelskörper eine Komponente des Doppelsternes abtrennen u n d mit sich führen würde. Die Bedingungen hierzu werden formuliert. Gü-Li * * R. Sibahara, Z u r b l e m . Vgl. Ref. 4181.

Theorie

der

Zerstreuung

im

Dreikörperpro-

11120. J . Sniak, O e w o l u c j i c i a s n y c h u k l a d ö w p o d w ö j n y c h . Postçpy Astr. 9 53—54. — Der Aufsatz bezieht sich auf die in A J B 60 Ref. 11119 zitierte Arbeit und behandelt die Entwicklung von engen Doppelsternsvstemen. " E. R.

112. Visuelle Doppelsterne

61, 1961

495

§ 112

Visuelle Doppelsterne 11201. P. Baize, E l é m e n t s o r b i t a u x d e d o u z e é t o i l e s d o u b l e s . J O 44 21—34. — Betrifft: ADS 6315 = Hu 710, ADS 6664 = Hu 115, ADS 6871 = ß 205, ADS 9165 = ß 224, ADS 9392 = S 1883, ADS 9692 = Hu 577, ADS 6547 = A 1581, BD +75° 403 = Kuiper, ADS 9220 = A 1102. ADS 15115 = Hu 371, ADS 15236 = Hu 280, ADS 16644 = ß 182. 11202. P. Baize, E l é m e n t s o r b i t a u x d e 14 é t o i l e s d o u b l e s v i s u e l l e s . J O 44 254—267. — Betrifft: ADS 3017, 3323, 4265, 4396, 6354, 7114, 7677. 10196, 10276, 11006, 12145, 12911, 12972, 14761. 11203. A. W. Bespalow, E i n g r a p h i s c h e s V e r f a h r e n z u r B e s t i m m u n g der Bahnelemente visueller Doppelsterne und einige statistische G e s e t z m ä ß i g k e i t e n u n t e r i h n e n . Publ. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau 30 75—103 (russ.). — Zur graphischen Bestimmung der Bahnelemente visueller Doppelsterne werden sogenannte Standardellipsen benutzt, d. h. scheinbare Bahnen für verschiedene Werte von i, e und co. F ü r 60 ausgewählte Systeme mit Bahnbögen größer als 40° werden durch Vergleich der scheinbaren Bahnen mit Standardellipsen Bahnelemente abgeleitet. Die Brauchbarkeit der Methode wird bei einigen Systemen mit gut bestimmten Bahnen demonstriert. Für die 60 berechneten Bahnen werden dynamische Parallaxen abgeleitet, wobei die Massen-Helligkeitsbeziehungen nach Parenago und Massewitsch benutzt werden. Verf. untersucht die Bahnelemente für 328 Systeme und schließt, daß keine statistische Beziehung zwischen Periode und Exzentrizität besteht und daß die Bahnneigungen in bezug auf die galaktische Ebene keine Orientierung aufweisen. Ond. 11204. W. H. van den Bos, D o u b l e s o l u t i o n s of o r b i t s of v i s u a l b i n a r i e s . J O 44 76—77. — Bei visuellen Doppelsternen, die infolge ihrer geringen Distanzen nur selten beobachtet wurden und bei deren Positionsmessungen wegen Gleichheit der scheinbaren Helligkeit der Komponenten Zweifel über den Quadranten der Positionswinkel herrschen, sind stets zwei gleichmäßig gut darstellende Bahnbestimmungen möglich, die eine mit großer Exzentritität und großer Umlaufszeit, die andere als kreisähnliche Bahn mit kurzer Periode. Verf. untersucht, ob es in diesen Fällen eine sichere Fallentscheidung gibt und findet, daß bevorzugte und langjährige Beobachtung solcher Paare mit Instrumenten hoher Auflösung die beste Entscheidung liefert. Gü-Li 11205. W. H. van den Bos, T h e

orbit

of I 7. Union Circ 6 374—375.

11206. W. H. van den Bos,

orbit

of A 258. Union Circ 6 377—378.

The

11207. W. H. van den Bos, T h e

orbit

of I 1391. Union Circ 6 378.

11208. W. H. van den Bos, T h e 6 378—379.

orbit

of A 9 5 , A D S 12 126. Union Circ

11209. W. H. van den Bos, T h e

orbit

of I 1416. Union Circ 6 380.

11210. W. H. van den Bos, T h e o r b i t

of B 997. Union Circ 6 381.

11211. P. Couteau, O r b i t e s d e s i x é t o i l e s d o u b l e s v i s u e l l e s . J O 44 54—60. — Betrifft ADS 6315 = H u 710, ADS 6851 = Hu 716, ADS 8635 = A 1851, ADS 9186 = H u 138, ADS 9220 = A 1102, K p r +27° 2853. 11212. F. J . Escalante, El Universo 15 132.

Gamma

de

Andrómeda,

Alamak,

Cuádruple!

496

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

61, 1961

11213. W. von Finck, Erstbahnbestimmung für den Doppelstern A D S 3 3 5 8 A B - C . AN 286 126—128. — F ü r den visuellen Doppelstern ADS 3358 AB—C wird erstmalig eine provisorische B a h n berechnet. Mit Hilfe der neuen Bahnelemente wird versucht, die astrophysikalischen Zustandsgrößen des Systems zu bestimmen. Verf. 11214. W. S. Finsen, T h e r o l e of t h e i n t e r f e r o m e t e r i n d o u b l e - s t a r a s t r o n o m y . P u b l A S P 73 283—291. — Verf. würdigt die Leistungsfähigkeit der Methode zur Messung von Positionen enger Doppelsterne mit dem Doppelschlitzinterferometer aus eigener 13jähriger E r f a h r u n g . E r findet die Genauigkeit der Distanzmessungen u m das lOOfache besser als mit dem Fadenmikrometer. Ungünstige atmosphärische Sicht wirkt auf beide Methoden nachteilig ein, doch sind die Interferometerdistanzen etwas im Vorteil, was im Wesen der Methode liegt. H a u p t v o r z u g der Methode ist die größere Trennfähigkeit, wodurch neue enge P a a r e entdeckt u n d vorübergehend enge P a a r e durchgehend beobachtet werden können. Gü-Li 11215. M. A. Giannuzzi, L. Bianco, M e a n d e n s i t i e s of v i s u a l binary s t a r s . A J 66 418—423. — Aus der Verbindung des 3. Keplerschen Gesetzes, der Stefanschen Beziehung zwischen der absoluten bolometrischen Helligkeit M, dem Sternradius R u n d der effektiven Temperatur T u n d der Formel zur Berechnung des Entfernungsmoduls m—M wird eine Bestimmungsgleichung f ü r die mittlere Gesamtdichte o eines Doppelsternsystems abgeleitet und auf 52 visuelle u n d 82 photometrische P a a r e angewandt. Die Einflüsse fehlerhafter Ausgangsgrößen, insbesondere der Temperaturen, die m i t der 6. Potenz in die Rechnung eingehen, werden diskutiert. Den berechneten Gesamtdichten wird n u r statistische Bedeutung beigemessen. Gü-Li 11216. W. D. Heintz, D o p p e l s t e r n b a h n e n von Wilhelm R a b e . Vgl. Ref. 1208 S. 113—123. — Betrifft ADS 207, 1615, 1860, 2122, 2995, 7067, 7203, 12880, 15447, 16345. 11217. J . B. Irwin, L e a s t - s q u a r e s 4 6 - 4 7 . — Ref. AAS.

tables

for

visual

binaries.

A J 66

11218. T. Jastrzijbski, O r b i t e de A D S 2 4 5 9 = A. C. 2 = 9 5 C e t i . AA 11 39—41 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 25. — Es werden neue Bahnelemente u n d eine Ephemeride f ü r 1960 bis 1990 f ü r den visuellen Doppelstern mitgeteilt. E. R. 11219. D . J o n e s , T h e d o u b l e s t a r A. D . S . 8 0 9 4 , Z 1 5 1 7 . Obs 81 154. 11220. D. H. P. Jones, G. A. R. Wingfield, T h e triple s y s t e m A. D. S. 3 1 6 9 OS 82. Obs 81 196—198. — Die Ergebnisse der Radialgeschwindigkeitsmessungen des visuellen Doppelsternes ADS 3169 = 027 82 AB, dessen A-Komponente spektroskopisch doppelt ist, f ü h r e n auf ernste Widersprüche. Als Differenz der Radialgeschwindigkeiten zwischen A u n d B ergab sich aus fünf Spektrog r a m m e n (Dispersion 10—20 A/mm) 9.5 km/sec, während m a n aus der visuellen B a h n von Baize (vgl. A J B 57 Ref. 10123) n u r 5.1 km/sec berechnete. Weitere u n d genauere spektrographische Beobachtungen des dreifachen Systems (Distanz von AB f ü r 1965 Q = 1?27) werden gefordert. Gü-Li 11221. P. van de Kamp, T h e v i s u a l b i n a r y R o s s 79. P u b l A S P 73 357 —359. — Ross 79 wurde 1945 vom Verf. als visueller Doppelstern (m A = 10.51, m B = 11.76, dM3) entdeckt. Eine Abschätzung mit Hilfe der bisher beobacht e t e n Relativbewegung u n d einem geschätzten W e r t f ü r die Gesamtmasse (0.48 2Rq) ergab aus der Energiegleichung der Zweikörperbewegung die physische N a t u r des Paares. Gü-Li 11222. G. F. G. Knipe, T h e

orbit

of A 1 7 9 . Union Cire 6 375—376.

61, 1961 11223. G. F. G. Knipe,

112. Visuelle Doppelsterne The

orbit

of

497

I 120 AB. Union Cire 6 379—380.

* * P. G. Kulikowskij, N. E. Kurotschkin, G. A. Starikowa, F i r s t results of m e a s u r e m e n t s of d o u b l e s t a r s w i t h a p o l a r i z i n g m i c r o m e t e r . Vgl. Ref. 2355. 11224. 0 . P. Lategan, T h e o r b i t of A 2 6 6 7 , A D S 4 9 7 1 . Union Circ 6 374. 11225. 0 . P. Lategan, T h e o r b i t of I 227. Union Circ 6 376. 11226. S. L. Lippincott, P a r a l l a x a n d o r b i t a l m o t i o n of 42 C o m a e = ADS 8804 from p l a t e s t a k e n with t h e 24-inch Sproul r e f r a c t o r . A J 66 272—273. — Ref. in VdS Nachr. 10 143. — Aus 300 Platten mit Aufnahmen des visuellen Doppelsternes ADS 8804 = 42 Com zwischen 1920 und 1959 werden Parallaxe, photozentrische Bahn und die Massen der Komponenten neu bestimmt. Gü-Li 11227. S. L. Lippincott, S i r i u s 8 S. 11228. W. J . Luyten, L 7 2 6 — 8 . Publ. Astr. 27 Beobachtungen in elemente gegeben. Es diskutiert.

and

its

companion.

ASP Leaflet Nr. 390,

B r u c e P r o p e r M o t i o n S u r v e y . T h e o r b i t of Obs. Univ. Minnesota 2 Nr. 16, 4 S. — Auf Grund von den Jahren 1948—61 werden neue provisorische Bahnwird die Möglichkeit einer definitiven Bahnbestimmung Gli.

11229. A. Marks, N a j c i e k a w s z e o b i e k t y n a s z e g o n i e b a . Urania Krakow 32 313. — Verf. gibt eine Tabelle mit den Daten von 10 visuellen Doppelsternen, die sich zur Beobachtung mit kleinen Fernrohren eignen. E. R. 11230. J . Meeus, L a l a n d e 2 1 1 8 5 . HeD 59 4 3 - ^ 4 . 11231. P. Muller, O r b i t e s n o u v e l l e s . UAI Commission des Étoiles Doubles Circ. d'Information Nr. 23, 24, 25. * * J. J. Nassau, C. B. Stephenson, S p e c t r a l classifications or u n c l a s s i f i e d e m i s s i o n - l i n e , c a r b o n a n d S, l o n g - p e r i o d a n d d o u b l e s t a r s . Vgl. Ref. 10446.

for new variable,

11232. G. W. Ruben, Z u r F r a g e ü b e r d i e M a s s e n d e r K o m p o n e n t e n d e s D o p p e l s t e r n s y L e o . A J UdSSR 38 491—495 (russ. mit deutsch. Ref.). — Eine Untersuchung der vorhandenen Parallaxen des Doppelsterns y Leo = ADS 7724 (G7 I I I K 0 I I I ) führt auf die Parallaxe 0Î0166 ± 0J0010. Daraus ergeben sich neue Werte für die Massen der beiden Komponenten: 3 . 8 und 5.2 S J Î Q . Für einen Stern der sphärischen Komponente (Geschwindigkeit 106 km/sec) sind diese Massen sehr groß und widersprechen den bisherigen theoretischen Ergebnissen. Verf. 11233. N. Sandnleak, A n M - d w a r f p o l e . Publ ASP 73 464.

binary

near

the

north

galactic

11234. G. Schindler, W i e l a n g e i s t S i r i u s u n s i c h t b a r ? Orion Schaffhausen 6 181—183. 11235. S. N. Schuxtowa, P h o t o g r a p h i s c h e B e o b a c h t u n g e n v o n D o p p e l s t e r n e n a n d e r M o s k a u e r S t e r n w a r t e . Publ. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau 30 3—74 (russ.). — Nach Angaben über die Ziele der Untersuchung wird die Durchführung der Aufnahmen (1949—1951) und ihre Ausmessung erläutert und die erreichte innere Genauigkeit angegeben. Die durch photographische Nachbareffekte verursachten Distanzfehler werden ausführlich diskutiert. Versuche mit Vergrößerungskameras werden beschrieben. Die Bestimmung des Maßstabs der Aufnahmen und die Berechnung der differentiellen Refraktion A s t r o n o m , J a h r e s b e r i c h t 1961

32

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

498

61, 1961

werden eingehend behandelt, ebenso die Bestimmung des Koeffizienten der atmosphärischen Dispersion zur Korrektion von Q u n d 0 f ü r P a a r e m i t wesentlich verschiedenen Spektraltypen der K o m p o n e n t e n . Ein Vergleich der Ergebnisse mit Beobachtungen a n anderen Observatorien ergab n u r zufällige Unterschiede in 0, dagegen größere systematische Fehler in Q bei verwaschenen oder überbelichteten Bildern von engen Paaren. Daneben ist allgemein opg — ßvis = —0 Ï025. O. G. 11236. W. W. Sobolew, S o m e c o s m o g o n i c a l c o n s e q u e n c e s f r o m d o u b l e s t a r s t a t i s t i c s . A J U d S S R 38 920—926 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Lage der visuellen Doppelsterne in den Masse-Leuchtkraft- u n d S p e k t r a l t y p - L e u c h t k r a f t d i a g r a m m e n . Folgende Voraussetzungen werden gemacht : 1. Beide K o m p o n e n t e n eines Paares sind gleich alt, 2. Die Entwicklung der Mehrzahl der Sterne erfolgt bei k o n s t a n t e r Masse, 3. Die Entwicklung der Mehrzahl der Sterne vollzieht sich m i t abnehmender L e u c h t k r a f t . E s zeigt sich, daß diese Voraussetzungen durch die Beobachtungen bestätigt werden. I n der Regel liegen beide K o m p o n e n t e n eines Paares über oder u n t e r der Masse-Leuchtkraftkurve u n d der S p e k t r a l t y p - L e u c h t k r a f t k u r v e in den entsprechenden Diagrammen. I m Lauf seiner Entwicklung kreuzt ein Stern diese K u r v e n , auf denen die Sterne mittleren Alters liegen. Verf. (ü.) 11237. S. Wierzbinski, O r b i t e a m é l i o r é e d e A D S 3 4 7 5 = ß 8 8 3 A B . AA 11 195—198. — Es werden verbesserte Bahnelemente u n d eine Ephemeride f ü r die J a h r e 1960—1968 mitgeteilt. E. R. 11238. S. Wierzbinski, D i s t r i b u t i o n g a l a c t i q u e d e s é t o i l e s doubles v i s u e l l e s . AA 11 205—215. — Die galaktische Verteilung von 10239 visuellen Doppelsternen heller als 8 " 5 1 wird statistisch berechnet. Histogramme u n d Tabellen ihrer Verteilung in galaktischer Länge u n d Breite werden gegeben. E. R. 11239. C. E. Worley, T h e o r b i t of B D + 2 7 ° 2 8 5 3 (AB). Vgl. A J B 60 Ref. 11247 = Contr. Lick Obs. Nr. 115 I I . 11240. C. E. Worley, 73—76.

stars.

Sky Tel. 22

11241. C. E. Worley, M e a s u r i n g d o u b l e s t a r s w i t h a f i l a r Sky Tel. 22 261—263.

micrometer.

11242. Z e t a

del

11243. 4 2 C o m a e

Visual

Acuario

observing

triple.

of

double

El Universo 15 137.

B e r e n i c e s . Sky Tel. 22 203.

11244. Beobachtungen visueller Doppelsterne Ann. Obs. Strasbourg 6 Nr. 1 S. 17—25. Mesures d'étoiles doubles. P . B r u . A p J Suppl 6 1—36. Micrometer measures of double stars. G. P . K u i p e r . — Ref. in A p J 138 730. J O 44 41—53. Mesures d'étoiles doubles faites au réfracteur de 38 cm de l'Observatoire de Nice. P . C o u t e a u . J O 44 78—80. Measures of double stars. E . H o g . J O 44 158—163 = Veröff. Sternw. München 5 Nr. 13. Mikrometermessungen von Doppelsternen. I I I . W. D. H e i n t z . MN ASSA 20 42. New double stars ( X V I I I ) . W . S. F i n s e n . P u b l A S P 73 167 = Contr. Lick Obs. Nr. 118. Thirteen new double stars. C. E . W o r l e y . Roy. Obs. Bull. Nr. 38, 36 S. Double-star observations m a d e with t h e 28-inch refractor 1957—1960. R . v. d. R . W o o l l e y , D. H . P. J o n e s , M. P. C a n d y . Union Circ 6 353—363. Micrometer measures of double stars. W. H . v a n d e n Bos.

61, 1961

113. Spektroskopische Doppelsterne

499

Union Circ 6 364—366. Micrometer measures of double stars. 0 . P. L a t e g a n . Union Circ 6 367—373. Interferometer measures of double stars. W . S. Finsen. Vgl. Ref. 1208 S. 33—106. Die visuellen Doppelsternmessungen von W. R a b e in den J a h r e n 1948—1958. F. S c h m e i d l e r . — 17649 Messungen von 701 Systemen a m Münchener 28.5 c m - R e f r a k t o r werden mitgeteilt u n d diskutiert. Verf. Vgl. Ref. 1208 S. 107—112. W . R a b e s photographische Doppelsternmessungen mit Okularvergrößerung. F. S c h m e i d l e r . — Die 1956/58 am Münchener R e f r a k t o r erhaltenen A u f n a h m e n werden diskutiert u n d Messungen von 35 P a a r e n mitgeteilt. Verf. Vgl. Ref. 1208 S. 124—125. Doppelsternmessungen von W. Villiger. W. D. H e i n t z . — Die folgende Liste enthält 228 Messungen von 116 Objekten aus den J a h r e n 1896/98.

§

H3

Spektroskopische Doppelsterne 11301. H . A . A b t , T h e f r e q u e n c y 66 277. — Ref. AAS.

of b i n a r i e s a m o n g A - t y p e s t a r s . A J

11302. H. A. Abt, R a d i a l v e l o c i t i e s of t h r e e m e t a l l i c - l i n e stars. A p J 133 910—913 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 8 = Contr. McDonald Obs. Nr. 344. — Bahnen von H D 12881 u n d 51 Sgr werden b e s t i m m t ; 11 Vir h a t k o n s t a n t e Radialgeschwindigkeit. Verf. (ü.) 11303. H . A. Abt, T h e f r e q u e n c y of b i n a r i e s a m o n g metallic-line s t a r s . A p J Suppl 6 37—74 = Contr. K i t t P e a k Obs. Nr. 6 = Contr. McDonald Obs. Nr. 338. — Ref. in A p J 133 730. — Spektren von 25 A m - S t e m e n wurden erhalten. Offenbar sind Am-Sterne durchweg spektroskopische Duplizes; ihre Lage über der H a u p t r e i h e läßt sich aber d a d u r c h nicht erklären. Rotations- u n d Bahngeschwindigkeiten passen bei den engen P a a r e n (P < 6 d ), gebundener R o t a t i o n entsprechend, im Mittel zusammen. Der A n h a n g tabuliert u n d diskutiert die Messungen f ü r die einzelnen Sterne u n d die Elemente f ü r elf neue spektroskopische Bahnen. hz 11304. A. H. Batten, T h e s p e c t r o s c o p i c o r b i t of 1 kpc abgeleitet. Auf Grund der beobachteten Linienstärke läßt sich ein Zusammenhang zwischen der Gasdichte in den Wolken und deren Größe angeben. Die Lebensdauer der Wolken schätzen Verf. zu 4 X 107 a ab. Ihre Expansion soll durch den Druck im galaktischen Halo verhindert werden. Diese Überlegungen sprechen f ü r eine Temperatur im Halo von 106 ° und eine Dichte der Größenordnung 10 3 bis 10 -4 Teilchen/cm 3 . Es ist unklar, wie diese Wolken in so große Höhen über der galaktischen Ebene geschleudert werden können. Möglicherweise h a t man hier die Wirkung von Magnetfeldern in der Ebene vor sich. Eis.

61, 1961

133. Interstellare Materie

553

13327. A. B. Numerowa, A s t u d y of i n t e r s t e l l a r a b s o r p t i o n i n a r e g i o n of C y g n u s , a = 2 0 h 0 4 m , 2, aber keine Antikerne gefunden worden. F ü r Z > 2 ist der Anteil von Antikernen in der kosmischen Strahlung also kleiner als 0.23 %. Ond. 13527. H. Hasegawa, K. Ito, I s o t o p i c a b u n d a n c e of c a r b o n in p r i m a r y c o s m i c r a v s . Progr. Theoret. Phys. 26 4 1 8 ^ 2 0 . — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 65 173. 13528. V. Hori, A. Aurela, O n t h e o r i g i n of t h e n o r t h - s o u t h a s y m m e t r y of c o s m i c r a y s i n t h e h i g h a l t i t u d e s . Ann. Acad. Sei. Fennicae (A) VI Phys. Nr. 97, 26 S. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 968. 13529. R. P. Kane, E f f e c t of w o r l d - w i d e c h a n g e s of i s o t r o p i c c o s m i c r a y i n t e n s i t y o n t h e d a i l v v a r i a t i o n of c o s m i c r a v s . Indian J . Phys. 35 213—235. — Ref. in Phvs. Abstr. (A) 64 1304—1305.

61, 1961

135. Kosmische Strahlung

565

13530. T. Kanno, W o r l d - w i d e d i s t r i b u t i o n o f d i u r n a l v a r i a t i o n of t h e n e u t r o n i n t e n s i t y of c o s m i c r a y s . N a t u r e 192 250—251. — Die Neutronenintensität der Ultrastrahlung wurde f ü r d e n Zeitraum des Internationalen Geophysikalischen J a h r e s in ihrer weltweiten Verteilung untersucht. E s wurde die lokale Zeit des I n t e n s i t ä t s m a x i m u m s in der täglichen Variation in Abhängigkeit von der geographischen Lage u n d ihre zeitliche Variation bestimmt. Bk. 13531. H. Kasha, On extragalactic cosmic rays. Bull. Res. Council Israel (C) 9 120. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 946. 13532. J. Katzman, C h a n g e s i n t h e d i u r n a l h o u r of m a x i m u m of t h e c o s m i c - r a y i n t e n s i t y . Canadian J . P h y s . 39 1477—1485. — Ref. in P h y s . Abstr. (A) 64 1843. 13533. M. A. Korez, S. L. Ponisowskij, G a l a k t i s c h e 50 N r . 7 S. 45—52 (russ.).

Wandervögel.

Priroda

13534. L. W. Kurnossowa, L. A. Rasorenow, M. I. Fradkin, Untersuchung der K e r n k o m p o n e n t e der kosmischen S t r a h l u n g mit der d r i t t e n k o s m i s c h e n R a k e t e . K E Nr. 8 S. 87—89 (russ.). — Englische Übersetzung in P l a n e t . Space Sei. 9 511—512. 13535. J. Linsley, L. Scarsi, B. Rossi, E x t r e m e l y e n e r g e t i c cosmic-ray e v e n t . Phys. Rev. Letters 6 485—487. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1054. 13536. P.Meyer, R. Vogt, E l e c t r o n s i n t h e p r i m a r y c o s m i c r a d i a t i o n . Phys. Rev. Letters 6 193—196. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 703. 13537. S. N. Milford, S. P. Shen, S p a l l a t i o n of interstellar matter: c o s m i c - r a y i n t e n s i t y i n t h e p a s t . Phys. Rev. (2) 122 1921—1922. — Durch die W i r k u n g kosmischer Strahlen t r i t t Spallation von interstellarer Materie auf. Verf. weisen darauf hin, daß die dabei erzeugten Elemente L i t h i u m , Beryllium u n d Bor dazu b e n u t z t werden können, u m eine rohe Abschätzung der mittleren I n t e n s i t ä t der interstellaren kosmischen Strahlung durchzuführen. U n t e r Verwendung von zur Verfügung stehenden D a t e n wird f ü r die I n t e n s i t ä t der interstellaren kosmischen Strahlung mit einer kinetischen Energie > 50 MeV eine obere Grenze von 10 c m - 2 s e c 1 angegeben. Dieser W e r t stellt einen Mittelwert f ü r einen Zeitraum von einigen Billionen J a h r e n u n d einen räumlichen Bereich von 1 kpc 3 in Sonnenumgebung dar. Henn 13538. M. Morand, L e s r a y o n s c o s m i q u e s . Paris, Librairie A r m a n d Colin, 1961. 212 S. Preis N F 5.70. — Besprechung in Coelum 30 89, Sky Tel. 23 344. 13539. I . A. De Moura, G. Sclnvachheim, E. R. Willner, A n analysis of t h e s o l a r d a i l y v a r i a t i o n s of t h e p r i m a r y c o s m i c r a d i a t i o n m e a s u r e d w i t h t h e I. G. Y. n e u t r o n m o n i t o r n e t w o r k . An. Acad. Brasil. Ci. 33 141—148. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 342. 13540. K. Murakami, G e o m a g n e t i c e f f e c t o n d i u r n a l v a r i a t i o n of c o s m i c r a y i n t e n s i t y . Sei. P a p . I n s t . Phys. Chem. Res. 55 Nr. 1 S. 24—36. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 342. 13541. T. Murayama, M e t h o d s f o r d e t e c t i n g h i g h e n e r g y photons i n p r i m a r y c o s m i c r a y s . Progr. Theoret. P h y s . 26 541—553. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 172—173. 13542. K. Xagashima, V. R. Potnis, M. A. Pomerantz, T h e o r e t i c a l calcul a t i o n of t h e s o l a r d i u r n a l v a r i a t i o n of t h e c o s m i c r a y i n t e n s i t y . Nuovo Cimento (10) 19 292—330. — U n t e r bestimmter Annahme f ü r die Anisotropie der Primärstrahlung wird die zu erwartende tägliche Variation der Nukle-

566

XIV. Diffuse Objekte. Radioquellen. Kosm. Strahlung

61, 1961

onenkomponente für verschiedene geomagnetische Längen und Breiten berechnet. Es werden die folgenden beiden Fälle behandelt: 1.) Die Anisotropie der Primärstrahlung ist extraterrestrischen Ursprungs; 2.) Sie entsteht beim Durchgang durch das geomagnetische Feld. Henn 13543. H. V. Neher, C o s m i c - r a y —4012.

knee

in

1958. J . ßeophys. Res. 66 4007

13544. B. Peters, P r i m a r y c o s m i c r a d i a t i o n a n d e x t e n s i v e a i r s h o w e r s . Nuovo Cimento (10) 22 800—819. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 570. * * S. B. Pikelner, T h e c o n n e c t i o n b e t w e e n c o s m i c r a y e n e r g y a n d p r o p e r t i e s of t h e m a g n e t i c f i e l d . T h e f o r m a t i o n of f i l a m e n t s i n t h e s h e l l s of S u p e r n o v a e . Vgl. Ref. 12632. 13545. M. A. Pomerantz, S. P. Agarwal, P. Schwed, H.Hanson, Satellite d e t e r m i n a t i o n of h e a v y p r i m a r y c o s m i c - r a y s p e c t r u m . Phys. Rev. Letters 6 362—364. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 825, Phys. Ber. '41 204. 13546. U. R. Rao, V. Sarabhai, T i m e v a r i a t i o n s a n d d i r e c t i o n a l c o s m i c r a y i n t e n s i t y a t l o w l a t i t u d e s . I. I I . I I I . Proc. Roy. Soc. (A) 263 101—135. 13547. A. E. Sandström, S o m e g e o p h y s i c a l a s p e c t s of c o s m i c American J . Phys. 29 187—197. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 323.

rays.

13548. I. A. Sawenko, W. E. N'esterow, P. I. Schawrow, N. P. Pissarenko, D e r Ä q u a t o r der kosmischen S t r a h l u n g n a c h den Messungen des dritt e n s o w j e t i s c h e n k ü n s t l i c h e n E r d s a t e l l i t e n . Geomagnetismus Aeronomie 1 4 9 0 ^ 9 3 , J . Experim. Theoret. Phys. 41 985—986, K E Nr. 10 S. 45 —47, K E Nr. 11 S. 30—34 (russ.). 13549. G. T. Sazepin, A. E. Tschudakow, Ü b e r d i e M e t h o d e n d e r S u c h e n a c h l o k a l e n Q u e l l e n v o n P h o t o n e n h o h e r E n e r g i e . J . Experim. Theoret. Phys. 41 655—656 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 7 A278. 13550. J. G. Schafer, A. W. Jarygin, M e a s u r e m e n t s of c o s m i c r a y s o n g e o p h y s i c a l r o c k e t s . Planet. Space Sei. 8 165—172. — Übersetzung der in A J B 60 Ref. 13557 zitierten Arbeit ins Englische. 13551. P. Schwed, M. A. Pomerantz, H. Hanson, H. Benjamin, Satelliteb o r n e i n s t r u m e n t a t i o n f o r o b s e r v i n g f l u x of h e a v y p r i m a r y c o s m i c r a d i a t i o n . J . Franklin Inst. 271 275—291. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 340. 13552. K. Shimizu, A l t i t u d e v a r i a t i o n of t h e c h a r g e s p e c t r u m of h e a v y p r i m a r y c o s m i c r a d i a t i o n . Sei. Rep. Tohoku Univ. (1) 45 162— 169. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 965. * * A. A. Stepanjan, S o m e p r o b l e m s of t h e t h e o r y of t h e m a g n e t i c s t o r m e f f e c t i n c o s m i c r a y s ( t h e F o r b u s h e f f e c t ) . Vgl. Ref. 68182. 13553. G.R.Stevenson, C. J. Waddington, T h e A l p h a - p a r t i c l e c o m p o n e n t of t h e p r i m a r y c o s m i c r a d i a t i o n o v e r n o r t h e r n E n g l a n d . Phil. Mag. (8) 6 517—530. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1170. 13554. W. F. G. Swann, T h e h i s t o r y of c o s m i c 29 811—816. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 33.

r a y s . American J . Phys.

13555. S. I. Syrowatskij, Ü b e r d a s S p e k t r u m d e r g a l a k t i s c h e n u n d s o l a r e n k o s m i s c h e n S t r a h l u n g . J . Experim. Theoret. Phys. 40 1788—1793 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in Phys. Ber. 41 724, R J UdSSR 1962 6A259.

61, 1961

135. Kosmische Strahlung

567

13556. H. Takahashi, O n t h e r e l a t i o n b e t w e e n t h e i n t e n s i t y d e c r e a s e of c o s m i c - r a y s d u r i n g c o s m i c - r a y s t o r m s a n d s o l a r a c t i v i t y . Sei. Pap. Inst. Phys. Chem. Res. 55 Nr. 2 S. 59—65. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 342. 13557. J . N. Tandon, O r i g i n of c o s m i c r a y s . Nature 190 246—247. — Nach einem kurzen Überblick über die Beobachtungstatsachen und einige theoretische Überlegungen bezüglich der kosmischen Strahlung wird abgeschätzt, daß die Aktivität der normalen M-Zwerge vermutlich ausreicht, ein dynamisches Gleichgewicht der kosmischen Strahlung aufrecht zu erhalten. Voigt 13558. D. M. Thomson, T h e s o l a r d i u r n a l v a r i a t i o n of c o s m i c r a y s d u r i n g 1958 a n d 1959, at M a k e r e r e , H e r m a n u s a n d H e r s t m o n c e u x . Phil. Mag. (8) 6 573—586. 13559. C. J . Waddington, H y d r o g e n n u c l e i of t h e p r i m a r y cosmic r a d i a t i o n . Phil. Mag. (8) 6 965—970. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1841. 13560. E. Waibel, V a r i a t i o n e n d e r p r i m ä r e n k o s m i s c h e n a - T e i l c h e n u n d d e r G e s a m t s t r a h l u n g . Nuovo Cimento (10) 19 482—496. — I m Juli 1959 traten starke chromosphärische Eruptionen auf der Sonne mit nachfolgenden geomagnetischen Stürmen auf, die mit auffallenden Abnahmen der kosmischen Strahlung verbunden waren. Dabei wurde der tiefste Wert der kosmischen Strahlung innerhalb des gesamten Sonnenfleckenzyklus erreicht. I n dieser Zeit wurde am 16. 7. 1959 während eines Ballonaufstiegs das Ionisationsspektrum der kosmischen Strahlung gemessen. Zum Vergleich wird ein weiterer Aufstieg im November 1959 in einer magnetisch weniger gestörten Zeit ausgeführt. Bei den während einer ganzen Serie von Aufstiegen ausgeführten Messungen wurden Absolutwerte der totalen Primärstrahlung, der Protonen und a-Teilchen gewonnen. Daraus ergaben sich Einblicke in die Intensitätsschwankungen der einzelnen Komponenten. Henn 13561. J . N. Wawilow, W. M. Fedorow, U n t e r s u c h u n g e n z u r P h y s i k d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g . Bote Akad. Wiss. UdSSR 1961 Nr. 10 S. 126—128 (russ.). * * S. N. Wernow, A. E. Tschudakow, P. W. Wakulow, E. W. Gortschakow, J. I. Logatschew, A. G. Nikolajcw, R a d i a t i o n m e a s u r e m e n t s d u r i n g t h e f l i g h t of t h e t h i r d s p a c e r o c k e t . Vgl. Ref. 76159. 13562. B. G. Wilson, T h e c o s m i c - r a y 1957. Nature 190 615—616.

observations

of

December

4,

13563. J . R. Winckler, P r i m a r y c o s m i c r a y s . Radiation Res. 14 521—539. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 64 1302. 13564. H a n d b u c h d e r P h y s i k . Herausgegeben von S. F l ü g g e . B a n d 4 6 / 1 . K o s m i s c h e S t r a h l u n g I. Berlin—Göttingen—Heidelberg, Springer-Verlag, 1961. 6 + 333 S. Preis DM 98.00. — Besprechung in Ann d'Astrophys 25 52 (J. H e i d m a n n ) , Obs 82 172—173 (D. W. S c i a m a ) . 13565. K o s m i s c h e Strahlung S. 118 (russ.). — Ref. 13566. « K o s m i s c h e r S c h a u e r » 50 Nr. 12 S. 117 (russ.). — Ref.

höchster

Energie.

außergalaktischen

Priroda 50 Nr. 6

Ursprungs.

Priroda

13567. D i e U n t e r s u c h u n g d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g u n d d e r a u f die E r d e e i n w i r k e n d e n K o r p u s k u l a r s t r a h l u n g w ä h r e n d der R a k e t e n - u n d S a t e l l i t e n f l ü g e . Sterne 37 244^-245. — Ref.

568

XV. Sternsysteme

61, 1961

XV. Sternsysteme § 141 Offene Sternhaufen, Bewegungshaufen 14101. G.Alter, H. S. Hogg, J . R u p r e c h t , Y. Vanysek, C a t a l o g u e of S t a r C l u s t e r s a n d A s s o c i a t i o n s . S u p p l e m e n t 3. Appendix BAC zu Vol. 12 Nr. 1, 21 S. 14102. S. Aravamudan, N o t e o n t h e p r o p e r m o t i o n of t h e C l u s t e r M 38 (NGC 1912). Vgl. A J B 58 Ref. 12102 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 23. 14103. A. N. Argue, P h o t o g r a p h i e p h o t o m e t r y w i t h t h e C a m b r i d g e S c h m i d t t e l e s c o p e . I. T h r e e - c o l o u r s u r v e y of t h e P r a e s e p e r e g i o n . MN 122 197—222 = Contr. Cambridge Obs. Nr. 41. — Bei einer experimentellen photometrischen Vermessung des Gebiets der Praesepe mit Hilfe von W. Beckers RGU-System kam es dem Autor darauf an, ob Fokalaufnahmen eines Schmidt-Spiegels eine ausreichende Genauigkeit für photometrische Zwecke ergeben, weiterhin, ob eine Technik entwickelt werden kann, um den gesamten Informationsgehalt einer Schmidt-Aufnahme zu behandeln, und schließlich, ob es die Dreifarbenphotometrie nach W. Becker ermöglicht, zwischen Sternen der Klassen I I I und V der Spektraltypen G und K zu unterscheiden. Die Ausmessung wurde an Irisblendenphotometern nach Sartorius und Becker, die weitere Auswertung mit Digitalrechnern vorgenommen und die Genauigkeit diskutiert. Bis 14™0 ließen sich in den Zwei-Farbendiagrammen K-Riesen, jedoch nicht G-Riesen, von den entsprechenden Zwergsternen der Hauptreihe unterscheiden. Ein wesentliches Hindernis war der Mangel an Eichsternen. Sehr. 14104. N. M. Artjuchina, P. N. Cholopow, T h e s t e l l a r d e n s i t y d i s t r i b u t i o n in M 67. A J UdSSR 38 1039—1054 (russ. mit engl. Ref.). — Auf einer Aufnahme von M 67 mit dem Weitwinkelastrographen des Sternberg-Instituts wurden Sternzählungen in mehreren Helligkeitsbereichen bis 17m (System B) ausgeführt. Die Ausdehnung des Haufens wurde für die hellen und für die schwachen Sterne zu 1?5 X 2?1 (20 X 30 pc) gefunden, für Sterne mittlerer Helligkeit dagegen kleiner. Die Zahl der Haufenmitglieder bis B = 17 m ist etwa 850. Die Abweichungen von der sphärischen Symmetrie sind groß und unterschiedlich sowohl f ü r die inneren und die äußeren Teile des Haufens als auch für die verschiedenen Helligkeitsgruppen. Trotzdem wurden mittlere radiale Verteilungen der scheinbaren und der räumlichen Dichte abgeleitet. Kern, Übergangszone und Korona lassen sich unterscheiden. Der erwartete Gang der Konzentration mit den Massen der Sterne tritt aber nicht auf. O. G. 14105. N. M. Artjuchina, D i e E i g e n b e w e g u n g e n v o n 3 3 2 S t e r n e n i n d e r U m g e b u n g d e s o f f e n e n S t e r n h a u f e n s N G C 7209. Publ. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau 30 196—208 (russ.). — Eigenbewegungen in einem 90' X 90' großen Feld mit dem Zentrum a = 2 2 \ ö = +46° (1900.0) wurden bis m P g — 12™9 durch Vergleich einer Aufnahme von 1957 mit den in Helsinki erhaltenen Örtern des Astrographischen Katalogs bestimmt (Epochendifferenz 61.7 Jahre). Von 49 Sternen, die von W. Becker und Stock mit Dreifarbenphotometrie als wahrscheinliche Haufenmitglieder ermittelt worden waren, sind zwei

61, 1961

141. Offene Sternhaufen, Bewegungshaufen

569

auf Grund der E B auszuschließen. Die absolute E B des H a u f e n s ist /i a cos ò = +0r010, fiö = —O.'OOl. Sternzählungen ergaben den R a d i u s des H a u f e n s zu 28', die Zahl der Haufenmitglieder bis zur Grenzgröße zu etwa 60. Die meisten Sterne liegen innerhalb von 12' vom Z e n t r u m des Haufens. 0 . G. 14106. Jf. M. Artjuchina, D i e E i g e n b e w e g u n g e n v o n 3 9 2 S t e r n e n i m G e b i e t d e s o f f e n e n S t e r n h a u f e n s N G C 6 8 6 6 . P u b i . Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau 80 219—230 (russ.). — Zwei P l a t t e n p a a r e mit Epochendifferenzen von 24 u n d 25 J a h r e n u n d mittlerer Grenzgröße m p g = 14"' 1 dienten zur Ableitung von E B in einem Gebiet mit 25' R a d i u s u m das Z e n t r u m von NGC 6866. Die relative E B des H a u f e n s ist praktisch Null. Der Radius des H a u f e n s ist etwa 12'. Aus Sternzählungen zur E r m i t t l u n g der Hintergrunddichte u n d aus den E B als K r i t e r i u m f ü r die Zugehörigkeit zum H a u f e n ergibt sich, daß etwa 50 Haufenmitglieder bis zur E n t f e r n u n g von 5' vom Z e n t r u m u n d bis zur Grenzgröße 14'yi anzunehmen sind. O. G. 14107. B. Baläzs, D r e i f a r b e n - P h o t o m e t r i e v o n N G C 1 8 9 u n d S t o c k 24. Astr. Abh. Sternw. Hamburg-Bergedorf 5 317—339. — E s handelt sich u m eine Beschreibung u n d Mitteilung einer R G U - P h o t o m e t r i e (Platten des H a m b u r g e r 80/120/240 cm-Schmidt-Spiegels). F ü r die E n t f e r n u n g e n ergeben sich 790 bzw. 1850 pc. D a r a u s folgt zusammen mit anderen neueren Ergebnissen, daß die H a u f e n NGC 189, 103, 129 u n d 133, die nach A m b a r z u m j a n den K e r n der Assoziation Cas I V bilden, nicht zusammengehören, sondern sogar in zwei Spiralarmen liegen. Voigt 14108. K. A. Barchatowa, T h e m o t i o n of o p e n s t e l l a r C l u s t e r s . A J U d S S R 38 665—668 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die Bewegung des Systems der offenen Sternhaufen nach den Methoden von Oort u n d Gamm. Die K o n s t a n t e n A u n d B der galaktischen R o t a t i o n , die Winkelgeschwindigkeit co (R) u n d die lineare Geschwindigkeit V (R) werden f ü r verschiedene E n t f e r n u n g e n vom galaktischen Z e n t r u m berechnet. Die Rotationskonstante A beträgt in Sonnenumgebung etwa 20 km/sec kpc, der K - E f f e k t —5.9 km/sec k p c u n d die Länge des galaktischen Zentrums 10 = 323°. Verf. (ü.) 14109. W . Becker, D i e r ä u m l i c h e V e r t e i l u n g v o n 82 g a l a k t i s c h e n S t e r n h a u f e n . ZfA 51 151—162 = Mitt. Astr.-Meteorol. Anstalt Univ. Basel Nr. 16. — Von H a u f e n , die mit den Methoden der Dreifarbenphotometrie untersucht wurden, werden Typ, Durchmesser, Farbenexzeß u n d E n t f e r n u n g zusammengestellt. Zusammen m i t den OB-Assoziationen u n d H II-Regionen läßt ihre räumliche Verteilung drei Spiralarme der Milchstraße erkennen : den lokalen (Orion-) Arm sowie den nächstinneren u n d den nächstäußeren Arm. Haug 14110. P. Bouvier, S u r l a s t r u c t u r e d e l ' a m a s d e P r a e s e p e ( N G C 2 6 3 2 ) . Arch. Sci. Genève 14 87—103 = Pubi. Obs. Genève (A) Fase. 61 I. — Eine auf 188 katalogisierten Sternen der Praesepe basierende Untersuchung des Aufbaues dieses H a u f e n s zeigt, daß sich dieser trotz seiner Kugelsymmetrie nicht im statistischen Gleichgewicht befindet. Aus den b e n u t z t e n D a t e n wird eine genäherte obere Grenze f ü r die inneren Eigenbewegungen ermittelt. Loh. 14111. P. Bouvier, A. Duriaux, C o n f i g u a r a t i o n P r a e s e p e . Arch. Sci. Genève 14 159—160. 14112. P. Bouvier, S u r l e s m o u v e m e n t s s t e l l a i r e . Arch. Sci. Genève 14 161—162.

de

propres

l'amas internes

galactique d'un

amas

14113. L. L. E . Braes, T h r e e - c o l o u r p h o t o m e t r y of I C 2 6 0 2 . MN ASSA 20 7—10. — Mit lichtelektrischen Ucape, B, V-Helligkeiten von 26 Sternen dieses galaktischen H a u f e n s werden D i a g r a m m e der verschiedenen Farbenindizes gezeichnet u n d die E n t f e r n u n g zu 150 pc abgeleitet. Har.

570

XV. Stemsysteme

61, 1961

14114. J . Crampin, T h e P l e i a d e s B e s t a r s . Obs 81 150—154. — Die Plejaden werden m i t einer d u r c h den jungen H a u f e n NGC 2362 definierten H a u p t reihe verglichen u n d d a r a u s ihr Alter auf 5 X 107 J a h r e abgeschätzt. E s wird v e r m u t e t , daß sich die Be-Sterne fast alle in der Instabilitätsanfangsphase (nach Hoyle) befinden. hz 14115. D. L. Crawford, J . C. Golson, A J 66 42. — Ref. AAS.

H/3

photometry

14116. M. M. Dagajew, Ü b e r die Bezeichnungen Bull. Astr.-Geod. Ges. U d S S R Nr. 29 S. 23—25 (russ.).

of der

the

Pleiades.

Sternhaufen.

14117. M. W. Dolidse. O n t h e s t a r C l u s t e r n e a r y C y g . AC Nr. 223 S. 11—12 (russ.). * * M. W. Dolidse, S o m e d a t a of t h e n e b u l a e Ref. 13106.

a n d s t a r C l u s t e r s . Vgl.

14118. 0 . J. Eggen, T h r e e - c o l o u r p h o t o m e t r y i n t h e s o u t h e r n h e m i s p h e r e : N G C 6 3 8 3 , N G C 6 4 0 5 a n d S t a n d a r d s t a r s . Roy. Obs. Bull. Nr. 27 S. 61—69. — Auf Grund einer Dreifarbenphotometrie mit dem 74'-Radcliffe-Reflektor werden U—B, B—V-Diagramme u n d auch Farben-Helligkeitsdiagramme einiger Sterne der Magellanschen Wolken u n d von NGC 6383 u n d 6405 gegeben. NGC 6383 ähnelt dem sehr jungen H a u f e n NGC 2264. S t a n d a r d helligkeiten u n d F a r b e n insbesondere in den beiden Wolken u n d in NGC 3114 u n d co Cen werden zusammengestellt. Gli. 14119. A. Feinstein, T h e s o u t h e r n g a l a c t i c c l u s t e r I C 2 3 9 1 . P u b l A S P 73 410—417 = Obs. Astr. L a P l a t a Separata Astr. Nr. 29. — Dieser Sternhaufen liegt beim Stern o Velorum. Von allen Sternen des H a u f e n s heller als 8 m wurden Spektren aufgenommen, die f ü r Radialgeschwindigkeiten u n d eine Klassifikation im MK-System b e n u t z t wurden. F ü r die E n t f e r n u n g des H a u f e n s ergaben sich 158 pc. D e m H a u f e n scheinen mehrere Ap-Sterne anzugehören. Eis. 14120. A. Feinstein, S p e c t r o s c o p i c o b s e r v a t i o n s of 452—453 = Obs. Astr. La P l a t a Separata Astr. N r . 28. 14121. A. Feinstein, C. Hernändez, S p e c t r o s c o p i c C l u s t e r I C 2 3 9 1 . Vgl. Ref. 1318 S. 12—13.

M 7. P u b l A S P 73

observations

of

the

14122. J. D. Fernie, C e p h e i d s i n g a l a c t i c Clusters. V I I . S N o r a n d N G C 6 0 8 7 . A p J 133 64—70. — Aus photometrischen Beobachtungen des galaktischen Sternhaufens NGC 6087 u n d des dazugehörigen Cepheiden S N o r wurden E n t f e r n u n g , Farbenindizes, Farbenexzeß und das Alter des Sternhaufens abgeleitet. Die offensichtliche Z u n a h m e der Periode des Cepheiden wird als möglicher Entwicklungseffekt gedeutet. Sehr. 14123. K . A. Grigorjan, J . M. Smak, P o l a r i z a t i o n o b s e r v a t i o n s of s t a r s i n t h e C l u s t e r s N G C 2 2 4 4 a n d N G C 2 2 6 4 . Vgl. A J B 60 Ref. 14115 = Astr. Obs. W a r s a w Univ. Repr. Nr. 120. 14124. K . A. Grigorjan, R . A. W a r d a n j a n , E l e k t r o p o l a r i m e t r i s c h e U n t e r s u c h u n g der S t e r n h a u f e n NGC 2422, 6530, 6531, 6514, 7092, I C 1 5 9 0 u n d 4 6 6 5 . Mitt. Obs. B j u r a k a n N r . 29 S. 7—23 (russ. m i t armen. Ref.). — Die elektropolarimetrischen Messungen wurden 1960 a m 40 cm-Teleskop des Observatoriums B j u r a k a n ausgeführt. Die mittleren Fehler waren ± 0 . 2 % bzw. ±5°. Die Sternhaufen wurden in zwei Gruppen eingeteilt: zur ersten gehören die Sternhaufen, in deren Gebiet keine Nebel beobachtet werden (NGC 2422, IC 4665, NGC 7092), zur zweiten gehören die übrigen Sternhaufen, in deren R i c h t u n g sich Nebel befinden. F ü r die Polarisation der Sterne in NGC 2422 u n d

61, 1961

141. Offene Sternhaufen, Bewegungshaufen

571

IC 4665 ist interstellare Materie verantwortlich, bei NGC 7092 spielt auch eigene Polarisation eine merkliche Rolle. Bei den Haufen der zweiten Gruppe spielen Staubwolken die Hauptrolle. Nicht geklärt ist die starke Abweichung der Polarisationsrichtung von der galaktischen Ebene bei NGC 1590. Ond. 14125. A. A. Hoag, H. L. Johnson, B. Iriarte, B. I. Mitchell, K. L. Hallam, S. Sharpless, P h o t o m e t r y of s t a r s in g a l a c t i c c l u s t e r f i e l d s . Publ. US Naval Obs. (2) 17 349—542. — Ref. in Sky Tel. 22 203. — Die Arbeit enthält die Ergebnisse einer UBV-Photometrie für etwa 7800 Sterne in 70 offenen Haufen. Die erreichte Grenzhelligkeit ist etwa V = 16. Der Katalog enthält Identifikationskarten, Koordinaten und Helligkeiten der photometrierten Sterne, sowie Farben-Helligkeits- und Zweifarbendiagramme des jeweiligen Haufens. Eis. 14126. A. B. Hogg, G a l a c t i c C l u s t e r s . T h e i r f o r m a t i o n a n d e v o l u t i o n . Australian Scientist 1 217—224. 14127. A. B. Hogg, A s o u t h e r n g a l a c t i c C l u s t e r . Obs 81 69—71 = Mt. Stromlo Obs. Repr. Nr. 38. — Auf Aufnahmen mit dem 74 "-Reflektor des Mt. Stromlo Obs. wurde bei a = 14h 47 m 2, 6 = - 5 2 ° 03' (1950) eine Anhäufung von Sternen in einem 10' x 6' großen Gebiet — bei H D 130534 — gefunden. Verf. teilt U, B, V-Messungen von 34 Sternen mit, entwirft das F H D und ermittelt den Farbenexzeß E( B . V ) = 0.51. Die Entfernung des Haufens beträgt 1050 pc, der Durchmesser 2.4 pc und die mittlere Dichte 4.5 Sterne/pc 3 . Die Gesamtzahl der Sterne bis 1775 wird auf 51 geschätzt. Loh. 14128. H. S. Hogg, T h e r o l e of s t a r C l u s t e r s in o u r u n d e r s t a n d i n g of t h e G a l a x y . Trans. Roy. Soc. Canada (3) 55 1—14. — Präsidialansprache. — Ref. in Phys. Abstr. (A) 65 479. * * II. S. Hogg,

Star

Clusters

with

variable

stars.

Vgl. Ref. 14211.

14129. S. G. Iskudarjan, K. A. Saakjan, T h e C l u s t e r of w h i t e d w a r f s in L y r a e . AC Nr. 221 S. 6—9 (russ.). — Ref. in El Universo 15 171. — Der Verdacht, daß die von Stephenson (vgl. A J B 59 Ref. 14146) untersuchte Sterngruppe um 6 Lyr weiße Zwerge enthält, veranlaßte Verf., mit dem 21 "-SchmidtSpiegel von Bjurakan Aufnahmen dieses Gebiets im Orangenen und Blauen zu machen. Das endgültig erfaßte Gebiet ist 14 Quadratgrad groß und hat die Koordinaten a = 18h 4776, 0° scheint eine ausgedehnte Formation zu bestehen, die als eine Abzweigung des Wolkenkomplexes in Cassiopeia angesehen werden kann. Verf. stützt seine Schlüsse auf die bisher veröffentlichten Beobachtungen der 21 cm-Wasserstofflinie. Die Formation beeinflußt die Polarisation und erzeugt eine Rötung. Für drei Breitenzonen wurden Mittelwerte der Polarisation bestimmt. Auch die Abhängigkeit des Stokesschen Parameters Q. von der Länge zeigt einen anomalen Verlauf. Einen unmittelbaren Hinweis auf die Existenz der Cassiopeia-Abzweigung offenbart das Aussehen der Isophoten der Milchstraße. E. R. 14488. W. Priester, D i e g a l a k t i s c h e R a d i o s t r a h l u n g . Mitt. AG 1960 S. 21—34. — Referat auf der Tagung der Astronomischen Gesellschaft in Weimar am 21. Okt. 1960. 14489. M. Schmidt, G a l a c t i c s t r u c t u r e a t o p t i c a l a n d r a d i o w a v e l e n g t h s . J RAS Canada 55 149—166. — Ansprache anläßlich der Eröffnung des Dominion Radio Astrophys. Obs. Penticton, B. C., 1960 J u n i 21. 14490. M. Schmidt, G a l a c t i c Ref. 1307 S. 103—106.

models

from

radio

observations.

Vgl.

14491. C. A. Shain, M. M. Komesaroff, C. S. Higgins, A h i g h r e s o l u t i o n g a l a c t i c s u r v e y a t 19.7 M H z . Australian J . Phys. 14 508—514 = Sonderdruck Division Radiophys. C. S. I. R. 0 . Chippendale. — Ein etwa 10° breiter Streifen der südlichen Milchstraße wurde bei 19.7 MHz mit einem Mills'schen Kreuz (Keulenbreite = 1?4) durchmustert. Die Darstellung der gemessenen Radiohelligkeitsverteilung zeigt eine Anzahl dunkler Gebiete, deren Positionen mit denen der optisch sichtbaren H II-Regionen übereinstimmen. Bei dieser Frequenz erscheinen sie in Absorption. Zudem ist ein Intensitätsminimum längs des Milchstraßenäquators anscheinend auf den AbsorptionsefFekt zurückzuführen, der von den vielen H II-Regionen verursacht wird, die sich bis zu großen Entfernungen in der Milchstraßenebene ausdehnen. HHR 14492. F. G. Smith, S p e c t r u m of g a l a c t i c r a d i o e m i s s i o n . Nature 191 1381. — Zur Zeit wird angenommen, daß die allgemeine galaktische Radiostrahlung eine Synchrotronstrahlung hochenergetischer Elektronen in einem Magnetfeld ist. Dabei müßte der Radiospektralindex mit dem Energiespektrum der Elektronen der kosmischen Strahlung in bestimmter Weise verknüpft sein. Der Zweck dieser Mitteilung ist nur, auf die ernste Diskrepanz zwischen Theorie und Beobachtung (die aus den Arbeiten von Tunmer und Hoyle nicht deutlich wird) hinzuweisen. HHR 14493. R. L. Sorotschenko, P r e l i m i n a r y r e s u l t s of o b s e r v a t i o n s on A = 21 c m of a M i l k y W a y r e g i o n w i t h t h e c e n t e r a = 2 0 h 1 8 m ,