Astronomischer Jahresbericht: Band 67 Die Literatur des Jahres 1967 [Reprint 2020 ed.] 9783112320044, 9783112308851

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Astronomischer Jahresbericht 1 8 9 9 gegründet von Walter Wislicenus

67. Band Die Literatur des Jahres 1967

Herausgegeben

vom

Astronomischen Rechen-Institut in Heidelberg

Bearbeitet

W. L o h m a n n

von

F. H e n n

U. G ü n t z e l - L i n g n e r D. K r a h n

Walter de Gruyter & Co. vormals G. J. Göschen'sche Verlagshandlung — J. Guttentag, Verlagsbuchhandlung — Georg Reimer — Karl J. Trübner — Veit & Comp. Berlin 1969

Alle Hechte vorbehalten

Druck bei G. Braun (vorm. G. Braunsche Hofbuchdruckerei und Verlag) G. m. b. H., Karlsruhe in Baden • Auflage 700 • Febr. 1969 Mit alleinigem Vertrieb beauftragt W. de Gruyter & Co., Berlin Archiv-Nr. 180165 • Preis 80.— DM

Printed in Germany

Vorwort Der vorliegende Astronomische Jahresbericht (AJB) ist der 67. Band dieser von W. F. W i s l i c e n u s 1899 gegründeten Bibliographie des astronomischen Schrifttums. Er enthält Berichte über die 1967 erschienene Literatur und Mitteilungen über verspätet erhaltene Arbeiten aus früheren Jahren. Die im 59. Band festgelegte Einteilung und Anordnung der Abhandlungen, Artikel und Notizen ist zur Wahrung der Homogenität des Gesamtwerkes im wesentlichen noch beibehalten worden. Bei der Zusammenstellung und Bearbeitung des AJB ist uns von zahlreichen Kollegen des In- und Auslandes tatkräftig geholfen worden. Manuskriptteile, Übersetzungen und Referate stellten zur Verfügung: J . B o u ä k a , Praha/Prag (J. B.), aus der tschechischen und slowakischen Literatur, H.-C. F r e i e s l e b e n , Hamburg (Frlb.), aus der Navigation, E. R y b k a , Kraköw/Krakau (E. R.), aus der polnischen Literatur, C. S. I. R. O., Sydney-Chippendale (R. O.), aus der Radioastronomie. Als Referenten haben mitgewirkt: E. B a r t l , Sonneberg (Ba.) M. B e y e r , Hamburg (Bey.) S. B ö h m e , Heidelberg (Böh.) P. B r o s c h e , Heidelberg (Bro.) K. v o n B ü l o w , Rostock (v. B.) W. D i e c k v o s s , Hamburg (Dv.) W. F r i c k e , Heidelberg (F) U. G e y e r , Heidelberg (Ge.) W. G l e i s s b e r g , Frankfurt/M. (W. Gl.) W. Gliese, Heidelberg (Gli.) O. G ü n t h e r , Potsdam (0. G.) U. H a u g , Tübingen W. D. H e i n t z , München (hz) C. H o f f m e i s t e r f , Sonneberg (C. H.)

J. H o p p e , Jena (Ho.) G. J a c k i s c h , Sonneberg (Ja.) D. L a b s , Heidelberg P. L ä m m e r z a h l , Heidelberg (Lä.) T. L e d e r l e , Heidelberg (T. L.) B. O n d e r l i ö k a , Brno/Brünn (Ond.) L. O s t e r , New Häven W. P e t r i , München F. S c h m e i d l e r , München (FS) K. W. S c h r i c k , Hamburg (Sehr.) H. H. V o i g t , Göttingen D. G. W e n t z e l , Ann Arbor (DGW) R. W i e l e n , Heidelberg (Wn)

Ihnen danken wir auch an dieser Stelle auf das herzlichste für ihre wertvolle Mitarbeit. Besonders möchten wir aber unseren Sekretärinnen Frau M. B e t z und Frau U.-B. S t e g e m a n n für ihre unermüdliche Mithilfe danken. H e i d e l b e r g , im Dezember 1968 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 D. K r a h n

V

Inhaltsverzeichnis Seite

Vorwort Inhaltsverzeichnis Abkürzungen Transliteration des russischen Alphabets

III V IX XII

I. Geschichte. Tätigkeit §

1

§ § § § § § §

2 3 4 5 6 7 8

Bibliographie Quellennachweis Bibliographische Veröffentlichungen Literaturberichte Geschichte Biographie Sternwarten, Institute Planetarien, Ausstellungen Gesellschaften, Organisationen Tagungen, Expeditionen Internationale Zusammenarbeit, gegenwärtige Situation, Fortschritte Astronomie in verschiedenen Ländern Astronomie im Unterricht

1 1 11 12 13 19 23 52 53 60 64 66 67

II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete § 1 1 Astronomie und Astrophysik § 12 Gesammelte Werke § 13 Tagungspublikationen § 14 Mathematik § 15 Automatisierung von Meß- und Rechenverfahren § 16 Physik Grundgrößen Versuche, Vergleiche Spektrum Wechselwirkung § 17 Astronautik Astronomie und R a u m f a h r t Bahnbewegung und Navigation Mondsonden und Mondsatelliten Interplanetare Sonden und Satelliten § 18 Künstliche Erdsatelliten und Raumsonden Beobachtungen und Beobachtungsmethoden Bahnbewegung Einzelne künstliche Erdsatelliten und Raumsonden § 19 Miscellanea Leben im Kosmos

.

.

.

68 72 72 78 79 80 81 81 82 87 89 92 93 96 99 100 103 111 117 121 122

III. Instrumente § 21 § 22

Optik, Technik, Beobachtungspraxis Beobachtungsinstrumente Reflektoren, Refraktoren Durchgangsinstrumente Instrumente zur Sonnenbeobachtung Fernrohre zur Satellitenbeobachtung

124 129 129 132 134 136

VI

§ 23

§ 24 § 25

Inhaltsverzeichnis

67, 1967

Extraterrestrische Instrumente Radioteleskope Radioverbindungen zu fernen Zivilisationen Sonstige Instrumente Zusatz- und Auswertegeräte Zusatzgeräte f ü r Beobachtungsinstrumente Aus wertegeräte Bildwandler, Fernsehkameras Ausnutzung der Sonnenenergie . Chronometrie Sonnenuhren Photographie

136 139 146 147 148 148 153 154 154 155 159 159

IV. Positionsastronomie §31 § 32 § 33 § 34 § 35 § 36 § 37 § 38

Astrometrie Sternkataloge, Sternkarten (167) Astronomische Konstanten, Fundamentalsystem Jahrbücher, Kalender Finsternisse, Chronologie, Kalenderwesen Geodätische Astronomie, Navigation Breitendienst, Polschwankung Erdrotation, Zeitmaße

161 166 168 170 174 174 180 184

V. Theoretische Astronomie § 41 § 42 § 43 § 44

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

.

.

' .

187 197 .197 199 208 223

.

VI. Theoretische Astrophysik § 51

§ 52 § 53 § 54 § 55 § 56

Grundlagen und Probleme allgemeiner Art Chemische Elemente Gravitationsinstabilität Neutrino-Astronomie Plasma, Magneto-Hydrodynamik Strahlungstransport Nebel, interstellare Materie, interstellarer R a u m Sternatmosphären Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten Pulsierende Sterne Entstehung und Entwicklung der Himmelskörper Gravitativer Kollaps, Neutronensterne Entstehung und Entwicklung des Planetensystems

.

.

226 228 229 230 231 235 238 246 253 261 265 274 .277

.

YII. Sonne § 61 § 62 § 63 § 64 § 65

Entfernung, Magnetismus, Rotation (280), Miscellanea (282) . Sonnenfinsternisse Einzelne Sonnenfinsternisse Sonnenüberwachung Photosphäre, Spektrum, Granulation (301) Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität Fleckenstatistik

.

279 283 283 288 291 303 313

67, 1967 § 66 § 67 § 68

Inhaltsverzeichnis

VII

Chromosphäre, Plares, Protuberanzen Einzelne Flares und Protuberanzen Korona, Sonnenwind Wellen- und Partikelstrahlung UV- und Röntgen-Strahlung Radiostrahlung Korpuskularstrahlung, kosmische Strahlung, Beziehungen zur allgemeinen kosmischen Strahlung

316 326 329 338 338 342 349

VIII. Erde § 71 § 72 § 73 § § § § § §

74 75 76 77 78 79

Erdkörper 356 Atmosphäre 360 Refraktion, Szintillation (367), Extinktion (368), Astroklima (369) 365 Sichtbeobachtungen 369 Strahlung des Tages- und Nachthimmels 370 Ionosphäre 376 Magnetfeld, Polarlichter (395), Strahlungsgürtel (400) . . . .386 Leuchtende Nachtwolken 403 Weitere Einflüsse von Sonne und Mond 404 Internationale geophysikalische Zusammenarbeit 407

IX. Planeten. Monde § 81 § 82 § 83 § 84 § 85 § 86 § 87 § 88

Planetensystem Interplanetares Magnetfeld Merkur, Venus (417) Mond Mondfinsternisse Sternbedeckungen Mars Kleine Planeten Jupiter Radiostrahlung Jupitermonde Saturn 10. Saturnmond Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto

408 412 415 426 459 460 462 468 474 476 479 480 481 483

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

§ 95

Kometen Einzelne Kometen Meteore Einzelne Meteorströme Meteorite Einzelne Meteorite Mikrometeorite Tektite Meteoritenkrater Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein

.

.

.

.

484 491 501 511 513 524 529 531 533 534

XI. Sterne § 101 § 102

Entfernung Bewegung Eigenbewegung Radialgeschwindigkeit

539 540 540 542

VIII § 103 § 104 § 105 § 106 § 107

Inhaltsverzeichnis Helligkeit, Farbe Spektrum, Temperatur Spektren einzelner Sterne Leuchtkraft, Masse, Radius, Zustandsdiagramme Weiße Zwerge Figur, Rotation Magnetfeld

67, 1967

.

.

.

.

543 550 563 570 572 574 575

XII. Doppelsterne. Mehrfachsterne § 111 § 112 § 113

Die Systeme im allgemeinen Visuelle Doppelsterne Spektroskopische Doppelsterne

577 580 585

XIII. Veränderliche Sterne § § § § § §

121 122 123 124 125 126

Kataloge, Ephemeriden, allgemeinere Fragen Bedeckungsveränderliche ß Cephei-, ) 4 He r e a c t i o n . Phys. Rev. (2) 157 759—763. — Diese Reaktion liefert im Vergleich zum 8 B-Zerfall nur wenig Neutrinos. Loh. Plasma, Magneto-Hydrodynamik 5170. H. Alfvén, P a r t i a l 7 387—393.

corotation

of a m a g n e t i z e d

plasma.

Icarus

5171. E. Asseo, G. Berthomieu, D i f f u s i o n t r a n s v e r s e d ' u n e particule p a r u n e n s e m b l e d ' o n d e s d ' A l f v é n a l é a t o i r e s . CR (B) 264 687—689 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 352. 5172. N. K. Bajaj, J.N.Tandon, W a v e p r o p a g a t i o n in a r a r e f i e d t i n g p l a s m a w i t h f i n i t e L a r m o r r a d i u s . MN 135 41—50.

rota-

5173. N. Bel, A. Mangeney, T h e e m i s s i v i t y a n d t h e a b s o r p t i o n c o e f f i c i e n t of a h o m o g e n e o u s n o n - e q u i l i b r i u m p l a s m a . Ann d'Astrophys B» 649—657 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 330. 5174. D. Biskamp, D. Plirsch, I n f l u e n c e of t h e r m a l r a d i a t i o n o n e l e c t r o n s i n a h i g h t e m p e r a t u r e p l a s m a . Z. Naturforschung 22a 145—147.

232

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

5175. D. D. Burgess, B. C. Fawcett, N. J. Peacock, Vacuum ultra-violet e m i s s i o n s p e c t r a f r o m l a s e r - p r o d u c e d p l a s m a s . Proc. Phys. Soc. 92 805—816. 5176. A. G. W. Cameron, T h e Astrophys. Letters 1 9—11.

generation

of

cosmic

magnetic

fields.

5177. C. Chiuderi, F. D. Chiuderi, M a g n e t i c f i e l d s f r o m synchrotron r a d i a t i o n d e c a y . Nuovo Cimento (10) 48B 186—189 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 168. 5178. I. K. Csada, A f i e l d r e v e r s a l m a g n e t o - h y d r o d y n a m i c dynamo m o d e l of a s t r o p h y s i c a l i n t e r e s t . BAC 18 243—248. — Verf. löst hydromagnetische Gleichungen für ein Sternmagnetfeld bei gegebener Geschwindigkeitsverteilung. Selbst für konstante Rotation und Meridionalzirkulation findet er ein oszillierendes Dipolmoment, ähnlich dem bei magnetischen Sternen. DGW 5179. C. M. Davies, C h a r g e s e p a r a t i o n e f f e c t s i n t h e F e r r a r o - R o s e n b l u t h c o l d p l a s m a s h e a t h m o d e l . Phys. Fluids 10 391—395. 5180. E. E. Dubovv, O n s i m i l a r i t y r e l a t i o n s i n m a g n e t o - h y d r o d y n a m i c s a n d t h e p o s s i b i l i t y of s i m u l a t i n g s o m e s o l a r p h e n o m e n a in t h e l a b o r a t o r y . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 105—108 (russ. mit engl. Ref.). — Bei dem Versuch, solare hydromagnetische Prozesse im Laboratorium nachzuahmen, muß der große Unterschied im Ausmaß der Erscheinungen berücksichtigt werden. Die in der Theorie der Gasentladung entwickelten Ähnlichkeitsbeziehungen können jedoch für diesen Zweck nicht verwandt werden. Vielmehr müssen neue Ähnlichkeitsbeziehungen aus einem Gleichungssystem abgeleitet werden, das Zustands- und Bewegungsgleichungen enthält. Für verschiedene bei dem Experiment gemessene Größen wurde ermittelt, um welchen Betrag sie bei einem bestimmten Größenverhältnis geändert werden müssen. Es zeigte sich, daß es sehr schwer ist, solare Erscheinungen im Labor nachzuahmen. Verf. (ü., gek.) 5181. U. Fahleson, L a b o r a t o r y e x p e r i m e n t s w i t h p l a s m a f l o w p a s t u n m a g n e t i z e d o b s t a c l e s . Planet. Space Sei. 15 1489—1497. 5182. A. W. Getling, O n t h e p r o p a g a t i o n of h y d r o m a g n e t i c w a v e s i n s l i g h t l y - i n h o m o g e n e o u s m e d i u m . A J UdSSR 44 513—520 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Ausbreitung dreier verschiedener Arten hydromagnetischer Wellen durch ein nicht-isentropes Medium beim Vorhandensein eines Gravitationsfeldes in der Näherung der geometrischen Optik und faßt die Ergebnisse in drei Punkten zusammen. Verf. (ü., gek.) 5183. B. Grabowski, E f e k t S t a r k a w p l a z m i e . — Berichtigung in Postgpy Astr. 16 212. 5184. R. Graham, T h e s t a b i l i t y c y l i n d e r . A p J 148 193—205.

Post§py Astr. 15 63—96.

of a s e l f - g r a v i t a t i n g

hydromagnetic

5185. H. R. Griem, C o r r e c t i o n s t o t h e a s y m p t o t i c H o l t s m a r k f o r m u l a for h y d r o g e n lines b r o a d e n e d by e l e c t r o n s a n d ions in a p l a s m a . A p J 147 1092—1099. 5186. A. W. Gurewitsch, E. E. Zedilina, M o v e m e n t a n d d i s p e r s a l h o m o g e n e i t i e s i n p l a s m a . Space Sei. Rev. 7 407—450.

of

in-

5187. L. E. Gurewitsch, B. L. Gelmont, T h e r m o m a g n e t i s c h e W e l l e n u n d t h e r m o m a g n e t i s c h e I n s t a b i l i t ä t in s t a r k i o n i s i e r t e n a s t r o n o m i s c h e n O b j e k t e n m i t s c h w a c h e r K o n z e n t r a t i o n . A J UdSSR 44 757— 763 (russ. mit engl. Ref.). — In der Arbeit werden stark ionisierte astronomische

67, 1967

51. Grundlagen u n d Probleme allgemeiner Art

233

Objekte untersucht, die einen Temperaturgradienten u n d ein Magnetfeld haben. Verf. haben eine lineare Theorie der thermomagnetischen Instabilität solcher Objekte ausgearbeitet u n d gezeigt, daß die mit dem Anwachsen der Alfvén-Wellen zusammenhängende Instabilität zu makroskopischen Schwingungen in der K o r o n a f ü h r e n k a n n . Eine nicht lineare Theorie der progressiven Wellen endlicher Amplitude wird aufgestellt. Verf. (ix.) 5188. M. J. Heyvaerts, A b s o r p t i o n n é g a t i v e d u r a y o n n e m e n t c y c l o t r o n e t g y r o m a g n é t i q u e d a n s u n p l a s m a n o n c o l l e c t i f . Ann d ' A s t r o p h y s 30 925—951 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 333. 5189. R. K. Jaggi, I n t e n s i f i c a t i o n of m a g n e t i c field in plasmas. Phys. Fluids 10 648—651. — I n Anwendung allgemeinerer Überlegungen über die Verstärkung von Magnetfeldern auf der Sonne wird gezeigt, daß große K o n vektionszellen, die in Gegenwart von magnetischen Feldern der Sonne aufsteigen, starke magnetische Felder («a 10 1 F ) in R i c h t u n g der Konvektionsbewegung hervorrufen können. Loh. 5190. L.C.Johnson, N o n e q u i l i b r i u m e x c i t a t i o n of n e u t r a l p l a s m a s of m o d e r a t e d e n s i t y . Phys. Rev. (2) 155 64—68. 5191. G. L. Kalra, S. P. Talwar, K e l v i n i n s t a b i l i t y f o r p r e s s i b l e h y d r o m a g n e t i c f l u i d s . MN 135 391—400.

helium

rotating

in

com-

5192. S. A. Kaplan, W. J. Trachtenherz, Z u r T h e o r i e d e r Synchrotrons t r a h l u n g in e i n e m m a g n e t i s c h a k t i v e n P l a s m a . Hochschulnachr. Radiophys. 10 14—18 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 10.51.253: E s wird ein Ausdruck f ü r die I n t e n s i t ä t der Synchrotronstrahlung eines relativistischen Elektrons erhalten, das sich entlang einer Spirale in einem anisotropen Medium bewegt. Der Fall n j ß < 1 wird im einzelnen u n t e r s u c h t u n d der Fall n j ß > 1 diskutiert (nj = Brechungsindex, v = ß c ist die Gesamtgeschwindigkeit des Elektrons). Verf. berechnen die spektrale u n d gesamte I n t e n sität der Synchrotronstrahlung eines Elektrons in verschiedenen konkreten Fällen, insbesondere der Synchrotronstrahlung von Plasmawellen u n d elektromagnetischen Wellen in einem magnetisch aktiven Plasma. Bei Synchrotronstrahlung ist der Einfluß der Anisotropie n u r in unmittelbarer N ä h e der Plasmafrequenz wesentlich. Verf. (ü.) 5193. J. G. Krüger, D. K. Callebaut, E n e r g y p r i n c i p l e f o r g r a v i t a t i o n a l and magnetodynamic stability with application to force-free f i e l d s . Vgl. Ref. 1328 S. 175—185. 5194. L. E. Lasher, K . H . W i l s o n , R.Greil, R a d i a t i o n f r o m a n i s o t h e r m a l h y d r o g e n p l a s m a a t t e m p e r a t u r e s u p t o 4 0 0 0 0 ° . J . Quant. Spectrosc. R a d i a t . Transfer 7 305—322. 5195. I. Lerche, U n s t a b l e magnetosonic p l a s m a . A p J 147 689—696.

waves

in

5196. I. Lerche, N o n - r e l a t i v i s t i c e q u a t i o n s of b u l k r e l a t i v i s t i c gas. II. E l e c t r o m a g n e t i c e f f e c t s a n d w a v e s . A p J 150 651—665. 5197. I. Lerche, E.N.Parker, N o n - e q u i l i b r i u m a n d a t a p l a s m a - f i e l d i n t e r f a c e . A p J 150 731—732.

a

relativistic

m o t i o n of a suprathermal

enhanced

mixing

5198. A. Lichnerowicz, R e l a t i v i s t i c Hydrodynamics and Magnetoh y d r o d y n a m i c s . New York, W . A. Benjamin Inc., 1967. 9 + 196 S. Preis $ 9.50. — B. in N a t u r e 216 897.

234

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

5199. N. C. Little, M a g n e t o h y d r o d y n a m i c s . London, D. Van N o s t r a n d Co. Ltd., 1967. 122 S. Preis $ 1.95. — B. in Sky Tel. 35 45. 51100. W. V. R . Malkus, Mechanics 28 793—802.

Hydromagnetic

planetary

51101. V. N. Mansfield, R a d i a t i o n f r o m a c h a r g e d i n a c o l d m a g n e t o p l a s m a . A p J 147 672—680.

waves. particle

J . Fluid spiraling

51102. J . B. G. Roberts, J . P. Turner, E x p e r i m e n t s o n t h e i n t e r a c t i o n o f a m o v i n g p l a s m a w i t h a d i p o l e m a g n e t i c f i e l d . Planet. Space Sei. 15 1847—1856. 51103. P . H . R o b e r t s , An Introduction to Magnetohydrodynamics. London, Longmans, Green and Co. L t d . , 1967. 7 + 264 S. Preis 60 s. — B. in N a t u r e 215 104, Obs 88 69, Proc. Phys. Soc. 92 511—512. 51104. G. A. Rubo, Z u r Ü b e r l a g e r u n g d e r « k r ä f t e f r e i e n » u n d n i c h t k r ä f t e f r e i e n M a g n e t f e l d e r i n d e r M a g n e t o h y d r o d y n a m i k . Bote Univ. Kiew Nr. 8 (Astr.) S. 11—14 (ukrain. mit russ. u n d engl. Ref.). 51105. W. W. Sajzew, O n t h e t u r b u l e n t s t r u c t u r e a n d r a d i o e m i s s i o n of s h o c k w a v e s i n r a r e f i e d p l a s m a . A J U d S S R 44 490—494 (russ. m i t engl. Ref.). — Abgeschätzt wird die Turbulenzbreite starker Stoß wellen, die sich in einem v e r d ü n n t e n Plasma bei fehlendem oder hinreichend schwachem äußeren Magnetfeld ausbreiten. Die anomale Dissipation in der F r o n t solcher Wellen ist durch die Anregung von Ionen-Schallschwingungen in der heißen Elektronenzone vor der F r o n t u n d durch die nachfolgende «Chaotisierung» a n diesen Schwingungen der Ionen eines Überschallstromes bedingt. Der Maßstab des g e n a n n t e n Prozesses ist erheblich kleiner als die Breite der klassischen Stoßwellen in einem isotropen Plasma. Die Strahlungstemperatur der Radiostrahlung, die bei der Streuung von Ionen-Schallwellen a n hochfrequenten Plasmafluktuationen e n t s t e h t , wird berechnet. Die erwarteten W e r t e werden mit der beobachteten Größe der Strahlungstemperatur bei der Ausbreitung von Stoßwellen in der oberen K o r o n a u n d im interplanetaren Plasma verglichen. Verf. (ü.) 51106. J . P. Sudano, I n t e r a c t i o n e n t r e o n d e s i o n i q u e s e t é l e c t r o n i q u e s d a n s u n p l a s m a . CR (B) 264 1706—1708 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (A) Nr. 362. 51107. S. P. Talwar, T w o - s t r e a m i n s t a b i l i t y i n g r a v i t a t i n g plasmas w i t h m a g n e t i c f i e l d a n d r o t a t i o n . Bull. National Inst. Sei. I n d i a N r . 33 S. 1—11, 1966. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1474. 51108. D. A. Tidman, T u r b u l e n t s h o c k w a v e s i n p l a s m a s . P h y s . 10 547—564. — Nach allgemeineren, grundsätzlichen Überlegungen zu T h e m a wird kurz auf die Wechselwirkung zwischen Sonnenwind u n d Magnetopause eingegangen.

Fluids diesem oberer Loh.

51109. R . Wagner, E r z e u g 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 i n P l a s m e n durch Streuung longitudinaler Plasmawellen an longitudinalen P l a s m a w e l l e n . Z. Naturforschung 2 2 a 1372—1391 = Sonderdruck Sternw. Kiel Nr. 139. 51110. H . Weil, D. Walsh, T h e r m a l r a d i a t i o n f i e l d s a n d a n t e n n a p a r a m e t e r s i n m a g n e t o p l a s m a . R a d i o Sei. 2 225—239. R . O. 51111. A . D . W u n s c h , R a d i a t i o n f r o m a s t r i p of e l e c t r i c c u r r e n t i n a m a g n e t o i o n i c m e d i u m . Canadian J . Phys. 45 1675—1691 = H a r v R e p r Nr. 750.

67, 1967

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

235

51112. A. A. Wyller, T h e r m a l c o n d u c t i v i t y of a d e g e n e r a t e p l a s m a . A J 72 328. — Ref. AAS.

magnetized

Strahlungstransport 51113. J. J. Abramow, A. M. Dychne, A. P. Napartowitsch, D e r Transport d e r R e s o n a n z s t r a h l u n g i m H a l b r a u m . Astrofisika 3 459—479 (russ. mit engl. Ref.). 51114. L. Auer, I m p r o v e d b o u n d a r y m e t h o d . A p J 150 L53—L55.

conditions

for

the

Feautrier

51115. J. N. Barabanenkow, E q u a t i o n of r a d i a t i o n t r a n s f e r i n m o d e l of i s o t r o p i c p o i n t s c a t t e r e r s . DAN 174 53—55 (russ.).

the

51116. W. E. Baylis, W. M. Schmid, E. Liischer, C o m p t o n - e f f e c t calcul a t i o n s f o r a s t r o p h y s i c a l a p p l i c a t i o n s . ZfA 66 271—291. — F ü r den d p (£2, cu')

Energie-differentiellen Compton -Wirkungsquerschnitt — d a ) , — wird ein Ausdruck abgeleitet; Q gibt die Richtung des einfallenden, co' die Energie des gestreuten Photons an. F ü r kleine und große Elektronengeschwindigkeiten werden asymptotische Formen entwickelt, die Mittelwerte über Q berechnet und für vier verschiedene Photonenverteilungen aufgezeichnet. Es wird gezeigt, daß die Photonenverteilung die Energieabhängigkeit des mittleren Wirkungsquerschnitts stark beeinflussen kann. Aus neueren Messungen der galaktischen Radioemission von Purton wird ein Röntgen- und Gamma-Strahlenspektrum abgeleitet, welches mit den Beobachtungen zufriedenstellend übereinstimmt. Wie gezeigt wird, bewirkt die Compton-Streuung eine relative Abnahme des Elektronenspektrums bei hohen Energien. I n den Anhängen wird Synchrotronstrahlung als ComptonStreuung an virtuellen Photonen eines Magnetfeldes betrachtet und die Polarisation der Compton-Strahlung diskutiert. Verf. (gek.) 51117. R. Bellman, H. Kagiwada, R. Kalaba, S.Ueno, Chandrasekhar's p l a n e t a r y p r o b l e m w i t h i n t e r n a l s o u r c e s . Icarus 7 365—371. 51118. R. B. T. Black, 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 b y u n i f o r m n o n c o h e r e n t l y s c a t t e r i n g m e d i a . Australian J . Phys. 20 271—282. 51119. R. B. T. Black, 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 b y c o h e r e n t l y s c a t t e r i n g m e d i a . Proc. ASA 1 11. — Ref. ASA. 51120. I. W. Busbridge, C o n s e r v a t i v e finite plane-parallel atmosphere: A p J 149 195—199.

non-

anisotropic scattering in a T. W. M u l l i k i n ' s «constraints».

51121. I. W. Busbridge, S. E. Orchard, R e f l e c t i o n a n d light by a thick atmosphere according to a 1 + a; c o s ©. A p J 149 655—664.

t r a n s m i s s i o n of phase function:

51122. W. G. Buslawskij, On t h e t h e o r y of H f u n c t i o n s a t i s o t r o p i c s c a t t e r i n g . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 36 274—276 (russ. mit engl. Ref.). 51123. E. R. Capriotti, T h e s l a b . A p J 148 311—312.

emergent

flux

from

a

fully

illuminated

51124. A. D. Code, R a d i a t i v e t r a n s f e r i n a s p h e r i c a l C o m p t o n s c a t t e r i n g a t m o s p h e r e . A p J 149 253—263 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 229.

67, 1967

VI. Theoretische Astrophysik

236

51125. P. Feautrier, E t u d e d u c o m p o r t e m e n t à l ' i n f i n i d e l ' i n t e n s i t é s p é c i f i q u e d a n s u n e a t m o s p h è r e p l a n e p a r a l l è l e . Ann d'Astrophys 30 3 4 7 — 3 4 8 , 604.

51126. K. A. Hämeen-Anttila, R a d i a t i v e t r a n s f e r i n r e l a t i v i s t i c m e d i u m . Ann. Acad. Sci. Fennicae (A. VI) 251, 24 S. = Aarne Karjalainen Obs. Univ. Oulu Pubi. Nr. 10. 51127. B. L. Hunt, M. Sibulkin, R a d i a t i v e t r a n s f e r i n n i t r o g e n f o r t h e c a s e of u n i f o r m p r o p e r t i e s a n d l o c a l t h e r m o d y n a m i c e q u i l i b r i u m . J . Quant. Spectrosc. R a d i a t . Transfer 7 761—785. 51128. W.M.Irvine, A b s o r p t i o n b a n d s a n d p h o t o n o p t i c a l p a t h s a n o n c o n s e r v a t i v e s c a t t e r i n g a t m o s p h e r e . A p J 147 1193—1196.

in

51129. N. B. Jengibarjan, Z u m P r o b l e m d e r p o l y c h r o m a t i s c h e n S t r e u u n g i n e i n e m e i n d i m e n s i o n a l e n M e d i u m . Astrofisika 3 325—330 (russ. mit engl. Ref.). 51130. H. H . Kagiwada,

internal

intensities

R. E . Kalaba,

A

new

initial-value

method

i n r a d i a t i v e t r a n s f e r . A p J 147 301—309.

for

51131. R. I. Kostik, D i e M a t r i z e n g l e i c h u n g e n d e r S t r a h l u n g s d i f f u s i o n . I I I . Astrofisika 3 155—173 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert das U m kehrproblem der Theorie der Strahlungsdiffusion, d. h. die Bestimmung der Stärke der Anregungsquellen aus der Linienkontur. Die zur numerischen Lösung dieses Problems erforderlichen AS-Matrizen werden mitgeteilt. Verf. (ü.) 51132. W. Kröll, P r o p e r t i e s of t h e e n t r o p y p r o d u c t i o n d u e t o a t i v e t r a n s f e r . J . Quant. Spectrosc. R a d i a t . Transfer 7 715—723.

radi-

51133. C. S. Landram, R. Greif, S e m i - i s o t r o p i e m o d e l f o r r a d i a t i o n t r a n s f e r . AIAA J 5 1971—1975.

heat

51134. G. I. Martschuk, G. A. Michajlow, Ü b e r d i e L ö s u n g v o n P r o b l e m e n d e r a t m o s p h ä r i s c h e n O p t i k m i t d e r M o n t e - C a r l o - M e t h o d e . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR Phys. Atmosphäre Ozean 3 258—273 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1967 9.51.263. 51135. M. Matsumoto, T h e f u n c t i o n a l e q u a t i o n s f o r t h e internal r a d i a t i o n f i e l d . I I . M o n o d i r e c t i o n a l i l l u m i n a t i o n of t h e l o w e r s u r f a c e . Pubi. Astr. Soc. J a p a n 19 48—54. 51136. M. Matsumoto, 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 i n a f i n i t e inhomogeneous atmosphere with a reflecting bottom surface. Pubi. Astr. Soc. J a p a n 19 55—62. 51137. M. Matsumoto, T h e f u n c t i o n a l e q u a t i o n s i n t h e i n t e r n a l r a d i ation field. III. T i m e - d e p e n d e n t monodirectional illumination. Pubi. Astr. Soc. J a p a n 19 163—171. 51138. M. Matsumoto, 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 t i m e dependent parallel rays by a finite inhomogeneous atmosphere. Pubi. Astr. Soc. J a p a n 19 4 3 4 ^ 5 3 . 51139. M. Matsumoto, T i m e - d e p e n d e n t Soc. J a p a n 19 4 5 4 ^ 6 7 .

X-

and

F - f u n c t i o n s . Pubi. Astr.

51140. M. Matsumoto, D u h a m e l ' s p r i n c i p l e i n t h e r a d i a t i o n f i e l d . Pubi. Astr. Soc. J a p a n 19 519—534.

two-dimensional

67, 1967

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

237

51141. N. J . McCormick, On t h e f o r m u l a e f o r C h a n d r a s e k h a r ' s T - f u n c t i o n s i n t h i c k a t m o s p h e r e s . A p J 147 816—817. 51142. R. W. Milkey, O n t h e u n i q u e n e s s of s o l u t i o n s i n t r a n s f e r . A p J 148 935—936 = Goethe Link Obs. Repr. Nr. 43.

X-

and

radiative

51143. I. N. Minin, Ü b e r d i e n i c h t s t a t i o n ä r e S t r a h l u n g s d i f f u s i o n i n e i n e m i n h o m o g e n e n M e d i u m . Astrofisika 3 345—350 (russ. mit engl. Ref.). 51144. D. I. Nagirner, Ü b e r d i e a s y m p t o t i s c h e n F o r m e l n f ü r d i e Xu n d F - F u n k t i o n e n in d e r T h e o r i e d e r V i e l f a c h s t r e u u n g d e r S t r a h l u n g in e i n e r L i n i e . Astrofisika 3 293—310 (russ. mit engl. Ref.). 51145. D. B. Olfe, A m o d i f i c a t i o n of t h e d i f f e r e n t i a l f o r r a d i a t i v e t r a n s f e r . AIAA J 5 638—643.

approximation

51146. S. E. Orchard, 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 t h i c k a t m o s p h e r e s of p u r e s c a t t e r e r s w i t h a p h a s e f u n c t i o n : 1 + Wj P j (cos 0) + jrL mit dielektrischen Graphitteilchen gedeutet werden. Wn 5204. K.Borg, G r a p h i t e a s i n t e r s t e l l a r m a t t e r . Nature 215 145—146 = Lund Medd. (1) Nr. 222. — J e nach ihrer Orientierung verhalten sich die hexagonalen Kristalle von Graphit wie dielektrische oder metallische Teilchen. Die für kugelförmige dielektrische Teilchen bei 6400 A gefundene Depression in den Extinktionskurven wird bei Graphit durch Hinzutreten metallisch wirkender Teilchen abgeflacht. An Sternen beobachtete Extinktionskurven deuten diese flache Depression an. Dv. 5205. J. Callaway, A. F. Dugan, E x c i t a t i o n of a t o m i c o x y g e n a n d c a r b o n b y c o l l i s i o n s w i t h h y d r o g e n a t o m s . Phys. Rev. (2) 163 26—33. 5206. D. K. Callebaut, J e a n s ' s c r i t e r i u m a n d t h e d i m e n s i o n s a n d g a l a x i e s . Vgl. Ref. 1328 S. 319—324.

of

stars

5207. F. Cernuschi, S. Codina, C r i t i c a l c o n s i d e r a t i o n s o n t h e t h e o r i e s of f o r m a t i o n of c a r b o n c o s m i c g r a i n s . A J 72 788—789. — Ref. AAS. 5208. F. Cernuschi, F. Marsicano, S. Codina, A c o n t r i b u t i o n t o t h e t h e o r y o n t h e f o r m a t i o n of c o s m i c g r a i n s . Ann d'Astrophys 30 1039—1051. — Entgegen der meist vertretenen Theorie nehmen Verf. an, daß die Körner der interstellaren Materie durch adiabatische Temperaturänderungen der von Supernovae ausgeworfenen Materie entstehen. FS 5209. J. M. A. Danby, T. A. Bray, D e n s i t y of i n t e r s t e l l a r m a t t e r n e a r a s t a r . A J 72 219—222. — Die Verdichtung einer interstellaren Wolke bei der Begegnung mit einem Stern durch dessen Gravitationswirkung wird unter der Voraussetzung berechnet, daß in der Wolke noch statistische Bewegungen vorhanden sind. Es zeigt sich, daß in allen Fällen die Verdichtung praktisch (z. B. für die Frage nach Zusammenstößen in der Wolke) ohne Bedeutung ist. Haug 5210. J. Dorschner, T h e o r e t i s c h e U n t e r s u c h u n g e n ü b e r d e n i n t e r s t e l l a r e n S t a u b . I. V o r s c h l a g eines S t a u b m o d e l l s a u s m e t e o r i t i s c h e n S i l i k a t e n . AN 290 171—181. — Die wahrscheinlich große Häufigkeit der Planetensysteme in der Galaxis, f ü r die es verschiedene beobachtbare Anzeichen gibt, weist auf die Möglichkeit hin, daß ein Teil des interstellaren Staubes

240

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

von ihnen geliefert werden kann. Ausgehend von der Mikrometeoritendichte und theoretischen Betrachtungen über das dynamische Verhalten des interplanetaren Staubes wird die Staubverlustrate des Sonnensystems abgeschätzt. Es werden physikalische Eigenschaften der Teilchen von der chemischen Zusammensetzung der Chondrite und im Radienbereich von 1 x 10 _e bis 5 X 10 - 5 cm diskutiert. Verf. 5211. ('.Friedemann, K.-H. Schmidt, Z u r D e u t u n g d e r Wellenlängena b h ä n g i g k e i t d e r i n t e r s t e l l a r e n E x t i n k t i o n . AN 289 65—70. — Es wird gezeigt, daß die von Stecher beobachtete Wellenlängenabhängigkeit der interstellaren Extinktion im Raketenultraviolett durch die Kombination von Eis- und Graphitteilchen befriedigend dargestellt werden kann, wenn die Verteilungsfunktion der Partikelradien der Eisteilchen ein abfallendes Exponentialgesetz und die der Graphitteilchen eine Gauß-Verteilung ist. Die mittlere Teilchengröße beträgt für die Eispartikel 6.0 X 10 - 6 cm und für die Graphitteilchen 2.5 x 10~6 cm. Der Anteil des Graphits beträgt nur 2 bis 4 Prozent an der Gesamtmasse des Staubes. Unter dem unterschiedlichen Einfluß des Strahlungsdrucks auf Teilchen verschiedener Größe tritt in der Umgebung heißer Sterne eine Entmischung des interstellaren Staubes ein, wodurch eine Veränderung der Wellenlängenabhängigkeit der Extinktion besonders im ultravioletten Spektralbereich verursacht wird. Das im Oriongebiet beobachtete Verfärbungsgesetz kann damit zwanglos erklärt werden. Verf. * * C. Friedemann, K.-H. Schmidt, Z u r E n t w i c k l u n g v o n G r a p h i t t e i l c h e n in d e n A t m o s p h ä r e n v o n K o h l e n s t o f f s t e r n e n . Vgl. Ref. 5318. 5212. E. J . Gidalewitsch, Ü b e r s t a r k v e r d i c h t e t e S t o ß w e l l e n i n e i n e m G a s - S t a u b - M e d i u m . A J UdSSR 44 764—767 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert den Einfluß unelastischer Zusammenstöße von Gasatomen und Staubteilchen auf die Parameter hinter einer Stoßwellenfront. Unter normalen Verhältnissen des interstellaren Mediums ist die Staubdichte zu klein, als daß die Abkühlung des Gases auf den Staub wesentlich ist. I n stark verdichteten Stoßwellen jedoch, in denen die Staubdichte mit der Entfernung von der Wellenfront stark anwächst, führen unelastische Zusammenstöße von Gasatomen und Staubteilchen zu einer erheblichen Abkühlung des Gases und infolgedessen zu einer starken Dichtezunahme von Gas und Staub. Bei der Entstehung von gravitativ verbundenen Gebilden spielt die Zunahme der Staubdichte eine bedeutende Rolle. Verf. (ü.) 5213. E. J. Gidalewitsch, Z u r M a g n e t o - H y d r o d y n a m i k d e s i n t e r s t e l l a r e n g a s - s t a u b f ö r m i g e n M e d i u m s . Astrofisika 3 331—344 (russ. mit engl. Ref.). — I n der Arbeit werden einige Fragen der Magneto-Hydrodynamik eines aus zwei Komponenten bestehenden gas-staubförmigen Mediums diskutiert. Es zeigt sich, daß das interstellare Plasma, das Staubteilchen enthält, als aus zwei Komponenten bestehend betrachtet werden kann: Die erste ist rein gasförmig, die zweite ist gas-staubförmig. Die Leitfähigkeit der zweiten Komponente ist hinreichend groß, um die magneto-hydrodynamische Methode zu ihrer Beschreibung verwenden zu können. Der gas-staubförmige Fluß und die gas-staubförmigen Stoßwellen im transversalen Magnetfeld werden untersucht. Verf. versucht, die feinfaserige Struktur der Staubnebel durch den longitudinalen Pincheffekt im gasstaubförmigen Plasma zu erklären. Verf. (ü.) 5214. E. J. Gidalewitsch, Ü b e r d i e a n o m a l k l e i n e A l b e d o d i c h t e r S t a u b n e b e l . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 8 25—27 (russ. mit engl. Ref.). — Die sehr kleine Albedo dichter Staubnebel kann als Bestätigung der in einer früheren Arbeit (vgl. A J B 66 Ref. 5210) ausgesprochenen Vermutung über die Adsorption des Gases an Staubpartikel bei niedriger Temperatur gelten. Verf. (ü.)

67, 1967

52. Nebel, interstellare Materie, interstellarer Raum

241

5215. J. M. Greenberg, Models of i n t e r s t e l l a r g r a i n s . AJ 72 800. — Ref. AAS. 5216. J. M. Greenberg, T. P. Roark, L i g h t f r o m r e f l e c t i o n n e b u l a e . I. D i e l e c t r i c v e r s u s m e t a l l i c p a r t i c l e s . ApJ 147 917—936. — Theoretische Rechnungen über Helligkeiten reflektierender Nebel in verschiedenen Farben unter Voraussetzung verschiedener Möglichkeiten der Zusammensetzung der reflektierenden Materie. Es ergibt sich, daß aus dem Unterschied des Farbenindex des Nebels und des beleuchtenden Sterns gewisse Schlüsse über die Nebelmaterie gezogen werden können. FS 5217. J. M. Greenberg, I n t e r s t e l l a r g r a i n s . Sei. American 217 Nr. 4 S. 106— 112, 114.

5218. H. R. Griem, S t a r k b r o a d e n i n g b y e l e c t r o n a n d ion i m p a c t s of no. h y d r o g e n l i n e s of l a r g e p r i n c i p a l q u a n t u m n u m b e r . ApJ 148 547—558. — Für die im Radiobereich entdeckten Übergänge n ->• n + 1 des Wasserstoffs für große n wird die Stark-Effektverbreiterung berechnet. Den Hauptbeitrag liefern unelastische Stöße mit Elektronen (bei elastischen Stößen und bei Stößen mit Ionen kompensieren sich Störungen des oberen und unteren Zustandes weitgehend). Die oberen Grenzen für die Elektronendichte in H II-Gebieten, die sich hiernach aus den Linienprofilen ergeben, sind mit anderen Beobachtungen verträglich. Voigt * * P. Goldreich, W. L. W. Sargent, T h e i n t e r a c t i o n of S u p e r n o v a n a n t s w i t h t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . Vgl. Ref. 12630.

rem-

5219. W. K. Hartmann, On t h e n a t u r e of t h e i n f r a r e d n e b u l a in Orion. ApJ 149 L87—L90. 5220. F. Hoyle, N. C. Wickramasinghe, I m p u r i t i e s in i n t e r s t e l l a r Nature 214 969—971.

grains.

5221. J. G. Ireland, K. Nandy, H. Seddon, R. D. Wolstencroft, R o l e of

impuri-

t i e s in i n t e r s t e l l a r g r a p h i t e g r a i n s . Nature 215 377—378 = Commun. Roy. Obs. Edinburgh Nr. 43. 5222. F.M.Johnson, C h e m i c a l i d e n t i f i c a t i o n of i n t e r s t e l l a r d u s t . AJ 72 305. — Ref. AAS. 5223. R. V. Jones, L. Spitzer jr., M a g n e t i c a l i g n m e n t of i n t e r s t e l l a r g r a i n s . ApJ 147 943—964. — An die von Davis und Greenstein 1951 (vgl. AJB 51 Ref. 12537) vorgeschlagene Theorie, nach der die Körner der interstellaren Materie wegen Magnetfeldern bevorzugte Orientierung aufweisen, werden einige Korrekturen angebracht. Es ergibt sich, daß bereits Felder von nur 10~6 Gauß genügen, um Vorzugsrichtungen der Orientierung herbeizuführen. FS 5224. F.D.Kahn, G e n e r a l c h a r a c t e r i s t i c s of i n t e r s t e l l a r c l o u d s a n d t h e i r i n t e r p r e t a t i o n . Vgl. Ref. 1334 S. 95—115 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 173. 5225. J. B. Kaler, P. D. Lee, R a d i o r e c o m b i n a t i o n l i n e s a n d B a l m e r line i n t e n s i t i e s . ApJ 150 715—719.

anomalous

5226. G. L. Kalra, S. P. Talwar, E f f e c t of g r a i n s on J e a n s ' c r i t e r i o n . Ann d'Astrophys 30 371—375.

instability

5227. S. A. Kaplan, I n t e r s t e l l a r Gas D y n a m i c s . Long Island City, N. Y., Pergamon Press, 1966. 12 + 126 S. Preis $ 6.50. — B. in Publ ASP 79 510. Astronom. Jahresbericht 1967

16

242

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

5228. S. A. Kaplan, Z u r T h e o r i e d e r A u s b r e i t u n g s t a r k e r S t o ß w e l l e n i m i n h o m o g e n e n k o s m i s c h e n M e d i u m . A J UdSSR 44 384—386 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Bestimmung der Geschwindigkeit einer starken Stoßwelle, die sich in einem inhomogenen Medium ausbreitet, kann folgende Näherungsformel verwandt werden: V = const (NS)~ 1/4 ; V und S sind Geschwindigkeit und Divergenz der Stoß welle, N ist die Dichte (Konzentration). Verf. (ü.) 5229. S. Kikuchi, On t h e c o n d e n s a t i o n of i n t e r s t e l l a r g a s . V. S t r u c t u r a l c h a n g e s in a c o n t r a c t i n g H I c l o u d . Publ. Astr. Soc. J a p a n 19 501—518. — Charakteristisch für die Kontraktion einer H I-Wolke ist die Ausbildung eines isothermen Kerns und einer ausgedehnten Hülle. Loh. 5230. A. K. Kolessow, Ü b er d i e o p t i s c h e n D i c k e n v o n S t a u b n e b e l n . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 334 S. 14—20 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 24 14—20 (russ. mit engl. Ref.). — Der aus einem homogenen sphärischen Staubnebel mit einem Stern in seinem Zentrum austretende Lichtfluß wird ermittelt. Das Verhältnis D der Helligkeit des Nebels zur Helligkeit des Sterns wird als Funktion von T0, k, Xi berechnet. Durch einen Vergleich der theoretischen D-Werte mit den beobachteten werden einige Schlüsse über die optische Dicke r 0 der Staubnebel gezogen. Verf. (ü.) 5231. B. M. Lasker, T h e e n e r g i z a t i o n of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m b y i o n i z a t i o n - l i m i t e d H I I r e g i o n s . A p J 149 23—28. — Verf. schlägt Modelle f ü r die Dynamik von H II-Regionen vor und leitet aus ihnen die kinetische Energie der expandierenden Gasschale ab. Oster 5232. M. Lecar, R e l a x a t i o n A J 72 812. — Ref. AAS.

of

a

collisionless

self-gravitating

gas.

5233. M. Leear, T h e v a l i d i t y of t h e V l a s o v e q u a t i o n f o r a o n e - d i m e n s i o n a l s e l f - g r a v i t a t i n g g a s . Vgl. Ref. 1328 S. 227—236. 5234. I.Lerche, S t a b i l i t y of t h e i n t e r s t e l l a r g a s a n d f i e l d i n c l u d i n g r o t a t i o n . A p J 148 415—428. — Stabilitätsrechnungen für das interstellare Gas gegenüber Störungen von Gasdruck, Magnetfeld und Druck der kosmischen Strahlungsteilchen. Gegenüber früheren Untersuchungen wird die galaktische Rotation mitberücksichtigt. Oster 5235. I. Lerche, A n e q u i l i b r i u m s t a t e f o r t h e i n t e r s t e l l a r g a s a n d m a g n e t i c f i e l d . A p J 149 395—404. — Ein einfaches periodisches System wird zum Beweis vorgelegt, daß das interstellare Gas-Magnetfeld-System, welches nach Parker gegen eine Rayleigh-Taylor-Störung instabil ist, einen Gleichgewichtszustand erreichen kann, in dem das interstellare Gas in diskrete Schichten verteilt ist. Es wird bewiesen, daß wenigstens in einem Fall die gesamte Energie des diskreten Systems kleiner ist als die gesamte Energie der ursprünglichen Atmosphäre. Verf. ist der Ansicht, daß die Ergebnisse für viel breitere Verhältnisse gültig sind als das einfache System, das mathematisch repräsentiert worden ist. Verf. (ü.) 5236. I.Lerche, On t h e s t a b i l i t y of a n e q u i l i b r i u m s t a t e f o r t h e i n t e r s t e l l a r g a s a n d m a g n e t i c f i e l d . A p J 149 553—558. — Wenn in einer interstellaren Gasmasse bei Vorhandensein eines Magnetfeldes die Wachstumsdauer von der Größenordnung der Zeit des freien Falls ist, wird das System instabil, und es besteht die Tendenz, in kleinere Masseneinheiten zu zerfallen. Ho. 5237. I.Lerche, E. N. Parker, A n i n i t i a l - v a l u e p r o b l e m f o r o s c i l l a t i o n s of t h e i n t e r s t e l l a r g a s . ApJ 149 559—569. — Verf. betrachten das in die Sternkomponente der Scheibenpopulation eingebettete interstellare Gas als Träger des Magnetfeldes und untersuchen das Verhalten kleiner Störungen der Gleichgewichtslage. Es wird in einem einfachen Fall gezeigt, daß die Störbeträge nicht

67, 1967

52. Nebel, interstellare Materie, interstellarer R a u m

243

exponentiell, sondern linear wachsen, und daß man die Zeitskala für die Instabilität durch die Zeit des freien Falls charakterisieren kann. Ho. 5238. W.G.Mathews, D y n a m i c e f f e c t s of r a d i a t i o n r e g i o n s . A J 72 310—311. — Ref. AAS.

pressure

in

HII

5239. W.G.Mathews, D y n a m i c e f f e c t s of r a d i a t i o n p r e s s u r e in H I I r e g i o n s . A p J 147 965—978. — Es wird ein dynamisches Modell des Rosettenebels durchgerechnet, in dem das zentrale Loch durch Strahlungsdruck von den für die Ionisation verantwortlichen frühen Sternen hervorgerufen wird, wobei der ständige Strom von Protonen und Lichtquanten die aus Eiskonglomeraten aufgebauten Stäubchen nicht zerstört, weil diese eine elektrische Nettoladung besitzen. Das Alter des Rosettenebels seit dem Abschluß der Ionisation wird auf 2 bis 6 X 105 Jahre abgeschätzt. Dv. * * M. N. Maxumow, T h e c r i t i c a l w a v e l e n g t h in a s t e l l a r s y s t e m i n t e r s t e l l a r g a s . Vgl. Ref. 4346.

and

5240. D. McNally, P r o p e r t i e s of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . Vgl. Ref. 1328 S. 279—281. 5241. L. Mestel, P. A. Strittmatter, T h e m a g n e t i c f i e l d of a c o n t r a c t i n g gas cloud. II. F i n i t e d i f f u s i o n effects — an i l l u s t r a t i v e example. MN 137 95—105. — I m Anschluß an eine frühere Arbeit wird durch numerische Rechnungen untersucht, wie ein Magnetfeld verzerrt wird, wenn die Feldlinien einer Ohmschen Diffusion unterliegen. FS 5242. I. N. Minin, Z u r U n t e r s u c h u n g des i n t e r s t e l l a r e n Staubes. Astrofisika 3 481—492 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. teilt Ergebnisse von Beobachtungen der Helligkeit, der Farbe und des Polarisationsgrades des Lichtes der Reflexionsnebel mit. Ein vom Verf. früher vorgeschlagenes Modell (vgl. A J B 64 Ref. 5223) wird verwandt. Die Ergebnisse werden mit Beobachtungsdaten verglichen. Verf. (ü.) 5243. K. Nandy, S o m e o b s e r v a t i o n a l r e s u l t s in c o n n e c t i o n w i t h t h e p r o p e r t i e s of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . Vgl. Ref. 1328 S. 283—284. 5244. ApJ Eine wenn

R.C.Newman, W. I. Axford, T h e s t a b i l i t y of i o n i z a t i o n f r o n t s . 149 571—576. — Verf. untersuchen die Stabilität zweier Ionisationsfronten. starke (Typ D-Front) ist stabil, eine schwache (Typ R-Front) ist instabil, Rekombination in Betracht gezogen wird. DGW

5245. E. N. Parker, T h e d y n a m i c a l s t a t e of t h e i n t e r s t e l l a r g a s a n d f i e l d . I I . N o n - l i n e a r g r o w t h of c l o u d s a n d f o r c e s i n t h r e e d i m e n s i o n s . A p J 149 517—534. — Verf. untersucht das Verhalten einer Gaswolke in einem Gravitationsfeld bei Vorhandensein eines Magnetfeldes. Die Entwicklung der vorgegebenen Gaswolke ist in drei Dimensionen durchgerechnet, und es ergibt sich, daß die Bildung von Gaswolken im interstellaren R a u m einen komplizierten dynamischen Prozeß darstellt. Ho. 5246. E. N. Parker, T h e d y n a m i c a l s t a t e of t h e i n t e r s t e l l a r g a s a n d f i e l d . I I I . T u r b u l e n c e a n d e n h a n c e d d i f f u s i o n . A p J 149 535—552. — Untersucht wird die dynamische Instabilität des interstellaren Gases, die durch ein Magnetfeld und durch die kosmische Strahlung innerhalb der Galaxis hervorgerufen werden kann. Es zeigt sich, daß sich das interstellare Gas in einem dauernden Zustand der Turbulenz und Aufteilung in Turbulenz-Elemente von der Größenordnung 1 pc oder weniger befindet. Stabilisieren kann sich nur eine Gaswolke von so großer Dichte, daß die Eigengravitation überwiegt. Hier ist das Vorstadium der Sternentstehung zu suchen. Ho. 16*

244

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

5247. S. B. Pikeiner, I o n i s a t i o n u n d A u f h e i z u n g des i n t e r s t e l l a r e n Gases d u r c h s u b k o s m i s c h e S t r a h l u n g . D i e B i l d u n g v o n W o l k e n . AJ UdSSR 44 915—929 (russ. mit engl. Ref.). — Aus der Faraday-Rotation der Radiostrahlung in Spiralarmen wird der Wert N e «s 10~2 cm - 3 abgeleitet. Subkosmische Strahlung mit der effektiven Energie von 25 MeV bei einer vollen Energie von etwa 1 eV c m - 3 ionisiert teilweise den Wasserstoff und erwärmt das Gas. Für den Hauptteil des Gases ist NH «»0.1 cm" 3 und T % 5000 — 6000°. Wolken mit N h von 1 bis 4 c m - 3 haben Temperaturen T von 150° bis 80°. Der Druck ist am größten für T = 5000°, und deshalb wird das Gas mit N h > 0 . 1 c m - 3 komprimiert, bis es die Dichte der Wolken erreicht. H2-Moleküle sind im Gas von einer Dichte N h < 2 c m - 3 weniger häufig als H. Subkosmische Strahlen verdampfen den interstellaren Staub, wodurch der mittlere Radius der Teilchen bestimmt ist, welcher mit der Gasdichte zusammenhängt. Wolkenbildung wird durch das Magnetfeld unterstützt. Wenn ihre Masse groß genug ist, sinken sie zur galaktischen Ebene, und das Gas, welches sich entlang der Kraftlinien bewegt, fällt und vergrößert die Wolkenmasse, bis die Sternbildung einsetzt. Das heiße verdünnte Gas erklärt die Radiotemperatur in der 21 cm-Linie. Die Radiostrahlung niedriger Frequenzen wird in kühlen H I-Wolken mit N E «A 0.03 c m - 3 absorbiert. Außerhalb der Spiralarme ist NH < 0 . 1 c m - 3 und es gibt keine Temperaturinstabilität und keine Wolken. Die Entstehung von Gaswolken in Radiogalaxien wird erörtert. Verf. (ü., gek.) 5248. S. B. Pikeiner, I o n i z a t i o n a n d h e a t i n g of i n t e r s t e l l a r g a s b y s u p e r t h e r m a l p a r t i c l e s . Astrophys. Letters 1 43—46. 5249. D. A. Roshkowskij, J. I. Gluschkow, D e r S t r a h l u n g s d r u c k d e r

Sterne

auf S t ä u b c h e n in R e f l e x i o n s n e b e l n . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 8 28—33 (russ. mit engl. Ref.). — Die Bewegung von Teilchen mit Radien von 10~3, 10~4, 10~5, 10~6 und 4 x 10~7 cm im Strahlungs- und Gravitationsfeld eines B3-Sterns wird diskutiert. In einem Nebel mit 1.0 pc Radius verbleiben die Teilchen mit Radien von 4 X 10~7, 10~6 und 10~3 cm 106 Jahre unter der Bedingung, daß die Wasserstoffdichte bis zu 30 x 10~24 g/cm 3 und 10~22 g/cm 3 beträgt. Die Partikel anderer Größe überschreiten die Grenzen des Leuchtbereichs des Nebels. Verf. (ü.) 6250. W. C. Saslaw, D. Zipoy, M o l e c u l a r h y d r o g e n in p r e - g a l a c t i c gas clouds. Nature 216 976—978. — Untersucht wird die Möglichkeit der Entstehung von molekularem Wasserstoff in der Frühgeschichte großer Wolken, ferner die Möglichkeit der Entdeckung der erzeugten Strahlung. Es wird gezeigt, daß in kontrahierenden Wolken bei Dichten von 104 Partikeln pro cm 3 genug H 2 produziert wird, um eine schnelle Abkühlung der Wolken zu bewirken. F 5251. M. P. Savedoff, J. W. Hovenier, B. van Leer, H i g h - v e l o c i t y c l o u d collisions. BAN 19 107—112 = Commun. Obs. Leiden. — Wenn intergalaktisches Gas mit einer Relativgeschwindigkeit von 500 km/sec auf galaktisches Gas trifft, kommt es zur Ausbildung von Schockfronten in etwa 1 kpc Höhe über der galaktischen Ebene. Die Abkühlungszeiten betragen 103 bis 106 Jahre. Die bei 21 cm registrierten Wolken hoher Geschwindigkeit sind wahrscheinlich galaktisches Gas, weil das intergalaktische Gas noch nicht wieder neutral geworden ist. Bro. 5252. E. Schatzman, 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 d a n s la matière i n t e r s t e l l a i r e e t f o r m a t i o n d e s é t o i l e s . Vgl. Ref. 1328 S. 265—277 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 351. 5253. H. Scheffler, Ü b e r d a s M a s s e n s p e k t r u m d e r i n t e r s t e l l a r e n Wolken. ZfA 66 33—44 = Mitt. Landesstemw. Heidelberg-Königstuhl Nr. 139. — Das Massenspektrum interstellarer Wolken, dargestellt durch p (SR) ~ 9 J l ~ ß , wird abgeleitet aus neuen empirischen Ergebnissen über den Zusammenhang zwischen visuellen Absorptionen und Durchmessern der Wolken und über die Häufigkeits-

6 7 , 1967

52. Nebel, interstellare Materie, interstellarer B a u m

245

Verteilung der visuellen Wolkenabsorptionen sowie der optischen Dicken der Wolken bei X = 21 cm. E s ergeben sich ß: = 2 ± 0.2 für < 5 x 10 3 ?Ji© und ß = 1 . . 3/2 für M > 5 x 10 3 2Hq . F ü r die Masse einer typischen kleinen Wolke (visuelle Absorption 0 m 2 6 , optische Dicke bei A = 21 cm etwa 0.5 . . 0.7, Durchmesser sa 3 pc) folgt 20 . . 30 2Jig. E s werden verschiedene Argumente zugunsten der Vorstellung angeführt, daß typische große Wolken (mittlerer Durchmesser sk 70 pc) lockere Komplexe darstellen, die aus kompakten Wolken mit Durchmessern von vorwiegend ss 20 . . 30 pc und Massen von höchstens einigen 10 1 33JQ bestehen. Schließt man diese Komplexe aus, so folgt ß na 3/2 für SK > 5 X 10 3 SJÎQ und angenähert gleiche Dichte von s» 60 . . 80 H-Atome/cm 3 für alle Wolken. Die Deutung dieser Ergebnisse im Rahmen neuer Ansätze zu einer statistischen Dynamik der interstellaren Materie von Field und Saslaw (vgl. A J B 65 R e f . 5514) wird diskutiert. Verf. 5254. I. S. Schklowskij, B e m e r k u n g e n ü b e r d i e O H - M o l e k ü l e s t e l l a r e n R a u m . AC Nr. 424 S. 1—5 (russ.).

im

inter-

5255. J . Schmid-Burgk, F i n i t e a m p l i t u d e d e n s i t y v a r i a t i o n s g r a v i t a t i n g i s o t h e r m a l g a s l a y e r . A p J 149 727—729.

in a

self-

5256. R.Simon, 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 d a n s l a n é b u l e u s e i s o t h e r m e . Vgl. B e f . 1828 S. 155—165 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 531. 5257. S.N.Singh, L. N. Nigam, On t h e f r o n t . ZfA 65 114—122.

structure

of a plane

5258. T.P.Stecher, D.A.Williams, P h o t o d e s t r u c t i o n c u l e s in H I r e g i o n s . A p J 149 L 2 9 — L 3 0 . 5259. K. S. K. Swamy, C. R. O'Dell, O p t i c a l s t e l l a r g r a i n s . A J 72 322. — B e f . AAS.

radar

ionization

of hydrogen

scattering

by

moleinter-

5260. K. S. K . Swamy, C. R. O'Dell, D i s t i n c t i o n b e t w e e n m o d e l s o f i n t e r s t e l l a r g r a i n s . A p J 147 937—942. — Zur Prüfung der Zusammensetzung interstellarer Materie sollten mehrere Verfahren herangezogen werden. Die Benutzung nur eines Verfahrens (z. B . nur der Bötung des Lichts) kann falsche Besultate ergeben. Durch zusätzliche Benutzung der Messungen der rückgestreuten Strahlung, der Polarisation und der Albedo zeigen Verf., daß Graphitkörner mit Eishülle als Modell für die interstellare Materie die Beobachtungen am besten darstellen. FS * * T. P. Toropowa, Ü b e r e i n i g e o p t i s c h e E i g e n s c h a f t e n e i n e s M e d i u m s m i t J u n g s c h e r G r ö ß e n v e r t e i l u n g d e r P a r t i k e l . Vgl. R e f . 1618. * * T. P. Toropowa, S. 0 . Obaschewa, P o l a r i s a t i o n d e s L i c h t s u n d S t r e u f u n k t i o n in e i n e m p o l y d i s p e r s i v e n M e d i u m m i t J u n g s c h e r G r ö ß e n v e r t e i l u n g d e r P a r t i k e l . Vgl. Ref. 1619. 5261. D. G. Wentzel, A n u p p e r l i m i t o n t h e a b u n d a n c e o f i n t e r s t e l l a r H 2 f o r m e d b y c h e m i c a l - e x c h a n g e r e a c t i o n s . A J 72 837. — R e f . AAS. 5262. D. G. Wentzel, A n u p p e r l i m i t on t h e a b u n d a n c e o f H 2 f o r m e d b y c h e m i c a l - e x c h a n g e r e a c t i o n s . A p J 150 4 5 3 — 4 6 0 . — N a c h der Theorie von Stecher und Williams (vgl. A J B 66 Bef. 5232) können H 2 -Moleküle in interstellaren Stoß wellen erzeugt werden. Die Moleküle werden aber leicht angeregt, kühlen daher die Stoßwellen ab und verhindern eine weitere Molekülerzeugung. Die Struktur der entsprechenden Stoßwellen und die Gesamterzeugung pro Stoßwelle werden berechnet. Das Verhältnis H 2 /H in interstellaren Wolken ist höchstens 1/10. DGW

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VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

5263. N. C. Wickramasinghe, I n t e r s t e l l a r G r a i n s . London, C h a p m a n a n d Hall; New York, Barnes a n d Noble, 1967. 9 + 154 S. Preis $ 11.75 bzw. 65 s. — B. in A n n d'Astrophys 30 1122—1123, B S A F 82 198, J B A A 78 325—326, Obs 88 67, Science 160 754, Sky Tel. 35 114, 242—243, Spaceflight 10 188, ZfA 68 410—411. 5264. N. C. Wickramasinghe, K. S. K. Swamy, U n i f i e d m o d e l f o r inters t e l l a r e x t i n c t i o n a n d p o l a r i z a t i o n . N a t u r e 213 895—896. — Theoretische Berechnungen der Polarisation u n d Albedo von Graphitkörnchen m i t dünner Eishülle ergeben befriedigende Übereinstimmung mit den Beobachtungen der interstellaren Materie. PS 5265. N. C. Wickramasinghe, E v i d e n c e f o r l a t t i c e b a n d s i n g r a i n s . N a t u r e 216 249—250.

interstellar

5266. D . A . W i l l i a m s , M o l e c u l a r m a n t l e s o n i n t e r s t e l l a r g r a p h i t e g r a i n s . A J 72 326. — Ref. AAS. 5267. R . E . W i l l i a m s , T h e i o n i z a t i o n a n d t h e r m a l e q u i l i b r i u m of a g a s e x c i t e d b y u l t r a v i o l e t s y n c h r o t r o n r a d i a t i o n . A p J 147 556— 574. — Verf. untersucht das Ionisationsverhalten einer Reihe von Elementen im Fall von Anregung durch Synchrotronstrahlung. E s ergibt sich vor allem, daß bei den schwereren Elementen jeweils mehrere Ionisationsstufen vorhanden u n d diese Elemente noch in größerem A b s t a n d von der Quelle ionisiert sind, während H u n d H e bereits neutral sind. Der Vergleich m i t beobachteten Emissionslinien im Crabnebel zeigt erhebliche Diskrepanzen. Oster 5268. H. Zimmermann, T h e c o o l i n g of i n t e r s t e l l a r g a s a f t e r h e a t i n g . Vgl. Ref. 1328 S. 285—288.

collisional

A J B 66 Ref. 5201 = Contr. Steward Obs. Nr. 69.

§ 53 Sternatmosphären 5301. J . B . A l e x a n d e r , A p o s s i b l e s o u r c e of l i t h i u m i n t h e a t m o s p h e r e s of s o m e r e d g i a n t s . Obs 87 238—240. — B e t r a c h t e t m a n die Entwicklung eines Sterns, der von Planeten umgeben ist, so k a n n der Fall eintreten, daß im Lauf der Entwicklung vom Hauptreihenstern z u m roten Riesen der Sternradius größer wird als der Bahnradius eines Planeten. D u r c h V e r d a m p f u n g eines erdähnlichen Planeten in den äußeren Teilen des Sterns würde eine wesentliche Lithiumanreicherung des Sterns stattfinden. F 5302. E. R. Astafjew, T h e o r e t i s c h e L i n i e n p r o f i l e v o n P AC Nr. 443 S. 5—7 (russ.).

Cygni-Sternen.

5303. R. G. Athay, A. Skumanich, B r o a d e n i n g of H a n d K e m i s s i o n a n d t h e W i l s o n - B a p p u e f f e c t . A J 72 784. — Ref. AAS.

cores

5304. R. G. Athay, A. Skumanich, A n i n t e g r a l e q u a t i o n f o r t h e l i n e s o u r c e f u n c t i o n a n d i t s n u m e r i c a l s o l u t i o n . Ann d'Astrophys 30 669— 676. 5305. J . R . Auman jr., M o d e l a t m o s p h e r e s f o r l a t e - t v p e s t a r s . Vgl. Ref. 1327 S. 313—318.

67, 1967

53. Sternatmosphären

247

5306. W. I. Axford, R. C. Newman, V i s c o u s - t r a n s o n i c f l o w in t h e a c c r e t i o n a n d s t e l l a r - w i n d p r o b l e m s . A p J 147 230—234. — Die Bewegungsgleichungen des Sonnenwindes, als ideales Gas betrachtet, werden dort singulär, wo Wind- und Schallgeschwindigkeiten gleich werden. Verf. zeigen, daß die Singularität verschwindet, wenn Viskosität und Wärmeleitung in Betracht gezogen werden. Es erscheinen andere, schwache Singularitäten. DGW 5307. G.Bode, D i e k o n t i n u i e r l i c h e A b s o r p t i o n v o n S t e r n a t m o s p h ä r e n in A b h ä n g i g k e i t v o n D r u c k , T e m p e r a t u r u n d E l e m e n t h ä u f i g k e i t . ZfA 66 170—174 = Sonderdruck Sternw. Kiel Nr. 134. 5308. K . H . B ö h m , B o l o m e t r i s c h e K o r r e k t i o n e n p l a n e t a r i s c h e r N e b e l . ZfA 67 219—221. 5309. E. Böhm-Vitense, O n t h e a t m o s p h è r e s 483—500.

für

Zentralsterne

of h é l i u m s t a r s . A p J 150

5310. A. A. Bojartschuk, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e r T e m p e r a t u r v o n S t e r n e n , die von a u s g e d e h n t e n Gashüllen oder Nebeln u m g e b e n sind. Astrofisika 3 203—208 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. schlägt eine Methode zur Temperaturbestimmung von Sternen aus dem Verhältnis der Intensität des Kontinuums von Nebel und Stern vor. Sie wurde zur Bestimmung der Temperatur von Be-Sternen und der heißen Komponenten symbiotischer Sterne verwandt. Verf. (ü.) 5311. G.B.Bond, C. E. Siewert, O n a R a y l e i g h s c a t t e r i n g p r o b l e m i n s t e l l a r a t m o s p h è r e s . A p J 150 357—359. 5312. J.W.Chamberlain, F. J. Campbell, R a t e of e v a p o r a t i o n of a n o n M a x w e l l i a n a t m o s p h è r e . A p J 149 687—705 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 248. — Verf. untersuchen den Einfluß der Evaporation der schnellsten Teilchen in der Gegend des kritischen Niveaus einer Atmosphäre auf die Geschwindigkeitsverteilung, deren nicht-Maxwellscher Charakter dann wieder die Teilchenverdampfung beeinflußt. Die Rechnungen im einzelnen beziehen sich auf H und He mit O als Hintergrundgas bei konstanter Dichte und Temperatur. Oster 5313. Y. Cuny, D é t e r m i n a t i o n e x a c t e d e l a s t r u c t u r e s t a t i o n n a i r e d ' u n e a t m o s p h è r e d ' h y d r o g è n e . P r o b l è m e h o r s de 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 e . Ann d'Astrophys 30 143—183. — Nach einer allgemeinen Ausarbeitung, in welcher das Problem der gekoppelten Gleichungen des statistischen Gleichgewichts und des Strahlungstransportes sowie verschiedene Lösungsverfahren beschrieben werden, wird die Methode auf eine planparallele Atmosphäre aus reinem Wasserstoff bei konstanter Temperatur und konstantem Druck angewandt. Das Atomsystem ist durch das Kontinuum und n gebundene Zustände charakterisiert, wobei Verf. die Fälle n = 1, 2, 3 behandelt. Oster 5314. F. N. Edmonds jr., C o n t r i b u t i o n c u r v e s in t h e f i n e a n a l y s i s s t e l l a r s p e c t r a l l i n e s . A J 72 793—794. — Ref. AAS.

of

5315. G. Eriksen, P. Maltby, T h e e f f e c t of p r o g r e s s i v e s o u n d w a v e s o n t h e p r o f i l e s of s t e l l a r s p e c t r a l l i n e s . A p J 148 833—843 = Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Repr. Nr. 69. 5316. N. Feautrier, F. Praderie, H. van Regemorter, S u r l e s r a i e s d e l ' h y d r o gène II. I m p o r t a n c e r e s p e c t i v e des d o m a i n e s «impact» et quasis t a t i q u e p o u r l e s é l e c t r o n s . Ann d'Astrophys 30 45—53. — I n der vorliegenden Arbeit wird der Beitrag quasistatischer Elektronenwechselwirkungen auf das Wasserstofflinienprofil berechnet. Es ergibt sich, daß dieser Beitrag weiter zur Linienmitte hin reicht, als man nach den üblichen Kriterien erwarten würde. Der Gültigkeitsbereich der verschiedenen Formeln wird mitgeteilt. Oster

248

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

5317. P. Feautrier, T h é o r i e d e s c l a s s i f i c a t i o n s s t e l l a i r e s . I. C o n s t r u c t i o n d e m o d è l e s e n 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 . Ann d'Astrophys 30 125—141. — Verf. benutzt eine neue Methode zur Berechnung von Modellatmosphären im Strahlungsgleichgewicht und im thermodynamischen Gleichgewicht. Ein Gitter von Modellen in den Bereichen 5000° < T e f t < 50000° und 300 < g < 105 wird angegeben. Oster 5318. C. Friedemann, K.-H. Schmidt, Z u r E n t w i c k l u n g v o n G r a p h i t t e i l c h e n in d e n A t m o s p h ä r e n v o n K o h l e n s t o f f s t e r n e n . AN 289 223— 232 = Mitt. Univ.-Sternw. Jena Nr. 75. — Die Untersuchungen von Hoyle und Wickramasinghe über die Entwicklung von Graphitteilchen in den Atmosphären von N-Sternen werden neu diskutiert. Unter der Annahme einer isothermen Atmosphäre wird das Wachstum und die Bewegung der Teilchen f ü r einen weiten Bereich der Dichte und der Temperatur des Gases berechnet. E s zeigt sich, daß bevorzugt Partikel, deren Radien zwischen 5 X 10 - 6 und 1 x 10~5 cm liegen, die Sterne verlassen können. Dieses Ergebnis steht in befriedigender Übereinstimmung mit dem aus der beobachteten Extinktionskurve folgenden Radius der Graphitteilchen von etwa 5 x 10~6 cm. Verf. * * K. B. Gebbie, M o d e l a t m o s p h e r e s n e b u l a e . Vgl. Ref. 13217. 5319. 0 . J. Gingerich, M o d e l Rep. Nr. 240/1, 9 S.

for central

atmospheres

for

cool

s t a r s of stars.

planetary SAO Special

5320. 0 . J. Gingerich, D.W.Latham, J. L. Linsky, S.S.Kumar, M o d e l a t m o s p h e r e s f o r l a t e - t y p e s t a r s . SAO Special Rep. Nr. 240/11, 32 + A 4 + B 8 + C5S. 5321. 0 . Gingerich, D. W. Latham, J . Linsky, M o d e l a t m o s p h e r e s t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 1327 S. 291—312. 5322. R. Goulard, R a d i a t i v e c o n t r o l m i c s . Vgl. Ref. 1313 S. 245—260.

of f l o w p r o b l e m s

in

for lateaerodyna-

5323. G. A. Gursadjan, T h e e l e c t r o n t e m p e r a t u r e in s t e l l a r s h e l l s c o n t a i n i n g h i g h e n e r g y e l e c t r o n s . DAN 172 1046—1048 (russ.). — Mit dieser Arbeit setzt Verf. seine in A J B 66 Ref. 5320 und 5321 begonnenen Untersuchungen über den Einfluß sehr schneller Elektronen (106 — 107 eV) auf das photosphärische Strahlungsfeld eines Sterns in Verbindung mit dem umgekehrten Compton-Effekt fort und zeigt, daß die Elektronentemperatur der Atmosphäre oder eines Teils der Atmosphäre eines Sterns späten Typs sehr groß sein wird, von der Größenordnung 150000 bis 200000°. Loh. 5324. E. A. Gussmann, S a t u r a t i o n i n F r a u n h o f e r l i n e s . Obs 87 233—236. 5325. J. Hardorp, M. Scholz, E f f e c t of a n i s o t r o p y a n d d e p t h d e p e n d e n c e of m i c r o t u r b u l e n c e o n s t e l l a r s p e c t r a . ZfA 67 312—314. — Anisotrope, tiefenunabhängige Mikroturbulenz kann sich in Sternspektren ähnlich auswirken wie eine isotrope, mit der Tiefe variierende Mikroturbulenz. Verf. 5326. Y. Hasegawa, A. Uesugi, A n a p p r o x i m a t e e x p r e s s i o n f o r n o n g r a y t e m p e r a t u r e d i s t r i b u t i o n . Mem. Coll. Sei. Univ. Kyoto (A) 31 303—309 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 157. 5327. L. Henyey, R a d i a t i v e t r a n s f e r . I . T h e f l u x - t e m p e r a t u r e r e l a t i o n a n d n o n - g r a y s t e l l a r a t m o s p h e r e s . A p J 148 207—216. 5328. R. Hirata, A. Uesugi, B a l m e r d e c r e m e n t s in h y d r o g e n e m i s s i o n l i n e s I . Mem. Coll. Sei. Univ. Kyoto (A) 31 199—239 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 156.

67, 1967

53. Sternatmosphären

249

6329. Y. Hosokawa, C o e f f i c i e n t of l i m b - d a r k e n i n g f o r d w a r f s . Sei. Rep. Tôhoku Univ. (1) 50 1—7 = Sendai Astr. Rap. Nr. 97. — Nach verschiedenen Modellen werden monochromatische Mitte-Rand-Variationen für B0- bis A0-Sterne gerechnet und mit Lichtkurven von Bedeckungsveränderlichen verglichen. Labs 5330. D. G. Hummer, D. Mihalas, L i n e f o r m a t i o n w i t h non-coherent e l e c t r o n s c a t t e r i n g i n O a n d B s t a r s . A p J 150 L57—L59. 5331. K. Hunger, D. van Blerkom, M o d e l a t m o s p h e r e 72 304. — Ref. AAS.

of a h o t s t a r . A J

5332. K.Hunger, D. van Blerkom, A p u r e h e l i u m m o d e l s t e l l a r a t m o s p h e r e . ZfA 66 185—199. — Das nichtgraue Atmosphärenmodell eines Heliumsterns mit T e ff = 18000° und log g = 3.5 wird berechnet. Nur Absorption von H e I und He I I und Thomson-Streuung an freien Elektronen finden Berücksichtigung. Der Strahlungsstrom ist innerhalb von ±0.3 % konstant. Verf. 5333. C. de Jager, L. Neven, S p e c t r o s c o p i c d a t a f o r s i x t y n e w m o d e l p h o t o s p h e r e s . BAN Suppl 2 125—236 = Commun. Roy. Obs. Uccle, Brussels = Commun. Obs. Utrecht = Commun. Obs. Roy. Belgique (A) Nr. 3. — Ref. in BAN 19 200. — Verf. berechnen 60 Modellphotosphären für insgesamt 12 effektive Temperaturen zwischen 4760° und 41600° und f ü r 5 Werte der Schwerebeschleunigung log g = 1, 2, 3, 4, 5. Angegeben sind der Strahlungsfluß zwischen 911 und 5698 Â, die UBV-Werte, der Balmer-Sprung, die Profile von H-/, H(5, He I I 4542 Â und He I I 4686 Â, sowie die Äquivalentbreiten von 78 weiteren Linien von He, C, N, O, Mg, Si, Ca und Sr. Oster 5334. R.Kandel, M o d è l e s d ' a t m o s p h è r e s p o u r l e s é t o i l e s n a i n e s f r o i d e s . Ann d'Astrophys 30 439—469. — Bei der Berechnung von Modellatmosphären kühler Zwergsterne muß die Bildung von negativen Ionen und Molekülen berücksichtigt werden. Die Stabilität von Atmosphären im ungefähren Strahlungsgleichgewicht wird untersucht und eine Serie von Modellen von rein adiabatischer Schichtung bis zu solchen ganz ohne Konvektion berechnet. Diese werden mit Hilfe des Mischungswegformalismus interpretiert. Es zeigt sich, daß die Konvektion einen großen Einfluß auf die Tiefenabhängigkeit der Temperatur hat. Voigt 5335. R. Kandel, C o n t r i b u t i o n à l ' é t u d e d e s a t m o s p h è r e s d e s é t o i l e s naines froides. II. Les chromosphères des étoiles naines froides. Ann d'Astrophys 30 999—1021. 5336. I. A. Klimischin, Ü b e r d i e e f f e k t i v e T e m p e r a t u r e i n e r a n d i e S t e r n o b e r f l ä c h e v o r d r i n g e n d e n S t o ß w e l l e . Vgl. Ref. 1156 S. 57—64. — Die unter Berücksichtigung der Strahlungsverluste durchgeführte Rechnung ergibt bei einer an der Sternoberfläche quasi-ruhenden Stoßwelle unabhängig von der Wellenstärke eine effektive Temperatur von maximal 12000°. Petri 5337. D. A. Klinglesmith, M o d e l s t e l l a r A J 72 808. — Ref. AAS.

atmospheres

for helium

5338. 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 m e n t of B e s t a r s . I V . Publ. Astr. Soc. J a p a n 19 30—47.

stars. decre-

5339. R. I. Kostik, D i e A b h ä n g i g k e i t d e r E r g i e b i g k e i t v o n d e r F o r m d e s A b s o r p t i o n s k o e f f i z i e n t e n . Vgl. Ref. 1156 S. 65—73. — Auch bei sehr geringer optischer Tiefe erweist sich der Einfluß der Dämpfung als überraschend groß. Petri 5340. J. L. Kulander, T h e t i o n . I. D i s c o n t i n u o u s 1063—1084.

velocity-dependent non-LTE source funcv e l o c i t y - s e m i - i n f i n i t e a t m o s p h e r e . A p J 147

250

67, 1967

VI. Theoretische Astrophysik

5341. V. G. Kunde, T h e o r e t i c a l m o l e c u l a r l i n e a b s o r p t i o n l a t e s p e c t r a l t y p e a t m o s p h e r e s . A J 72 810. — Ref. AAS.

of CO

in

5342. L. N. Kurotschka, B r o a d e n i n g of h y d r o g e n l i n e s b y S t a r k e f f e c t . A J UdSSR 44 368—376 (russ. mit engl. Ref.). — Die moderne Theorie der Verbreiterung der Spektrallinien im Plasma gestattet ein neues Verhältnis zwischen der Elektronendichte und der Nummer der letzten erkennbaren Linie abzuleiten. Danach sind die n e -Werte 3- bis lOmal kleiner als die nach der Inglis-Tellerschen Formel berechneten. Eine Beziehung, die es erlaubt, die Elektronendichte aus der Halbbreite einer beliebigen Linie der Balmer-Serie zu bestimmen, wird abgeleitet. Loh. 5343. L. N. Kurotschka, D i e V e r b r e i t e r u n g d e r W a s s e r s t o f f l i n i e n d u r c h I o n e n - u n d E l e k t r o n e n f e l d e r . Bote Univ. Kiew Nr. 8 (Astr.) S. 15—22 (ukrain. mit russ. und engl. Ref.). — Verf. leitet eine neue Beziehung zwischen der Elektronendichte und der Nummer der letzten aufgelösten Balmer-Linie ab. Die Koeffizienten c m und dm zur Ermittlung der Elektronendichte aus den Halbbreiten der Balmer-Linien werden berechnet und Näherungsausdrücke für sie abgeleitet. Verf. (ü.) 5344. L. N. Kurotschka, D e r D o p p l e r - E f f e k t u n d d i e l e t z t e B a l m e r L i n i e . Bote Univ. Kiew Nr. 8 (Astr.) S. 23—24 (ukrain. mit russ. und engl. Ref.). — Falls der Doppler-Effekt wirksam ist, hängt die Zahl der beobachteten BalmerLinien von ihrer Doppler-Halbbreite ab. Verf. findet einen Zusammenhang zwischen der Zahl der zuletzt aufgelösten Linie der Serie und der Doppler-Halbbreite der H a -Linie. Verf. (ü.) 5345. T. G. Kyle, A b s o r p t i o n of r a d i a t i o n b y u n i f o r m l y s p a c e d l e r l i n e s . A p J 148 845—848.

Dopp-

5346. W. W. Leonow, Ü b e r d i e i n s t a t i o n ä r e S t r a h l u n g s d i f f u s i o n i n d e n A t m o s p h ä r e n d e r S t e r n e . Astrofisika 3 447—458 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Streuung des Lichtes in einem eindimensionalen halbunendlichen Medium mit isotroper Streuung. Es wird angenommen, daß die mittlere Zeit, in der ein Quant im Absorptionszustand bleibt, von der optischen Tiefe abhängt. Exakte und asymptotische Ausdrücke für den wahrscheinlichen Austritt und für die wahrscheinliche Reflexion eines Quants werden erhalten. Die Ergebnisse werden auf die Theorie der Novaerscheinungen angewandt. Verf. (ü.) »347. D. N. Limber, C i r c u m s t e l l a r e n v e l o p e s f o r m e d t h r o u g h r o t a t i o n a l l y f o r c e d e j e c t i o n . I I . A p J 148 141—157. — Es werden stationäre Zustände untersucht, bei denen die Dichte in der Hülle durch Energieabstrahlung sowie Nachströmen von Materie aus der Oberfläche konstant bleibt. Nichtstationäre Zustände, wie etwa das Ansammeln von Materie in einem optisch dick werdenden Ring in Äquatornähe, werden eine besondere Behandlung erfordern. Der Sonnenwind entsteht nicht (wie bei den betrachteten Modellen) durch Rotationsinstabilität, sondern durch Rückwirkung der aufgeheizten Korona auf die obersten Atmosphärenschichten. Dv. 5348. L . B . L u c y , P.M.Solomon, M a s s l o s s f r o m 0 a n d B s u p e r g i a n t s . A J 72 310 = Sonderdruck Dep. Astr. Columbia Univ. New York. — Ref. AAS. 5349. S. Matsushima, N o n - g r a y m o d e l a t m o s p h e r e s of s o l a r t y p e s t a r s . I. T h e r o l e of h y d r o g e n m o l e c u l e s a s a s o u r c e of c o n t i n u o u s o p a c i t y . Ann d'Astrophys 30 23—29. — Verf. berechnet eine Reihe nicht-grauer Modellatmosphären vom Sonnentyp. Insbesondere wird versucht, die Möglichkeiten für zusätzliche UV-Opazitäten abzugrenzen. Es zeigt sich in dieser Hinsicht, daß der von den Beobachtungen verlangte Opazitätskoeffizient etwa zehnmal so groß

67, 1967

53. Sternatmosphären

251

wie der Metallkoeffizient ist, und daß weiterhin durch die ad-hoc-Annahme einer solchen Quelle das Strahlungsfeld im Sichtbaren und im Infraroten weit über die beobachteten Intensitäten gebracht wird. Oster 5350. S. Matsushima, Y. Terashita, N o n - g r a y m o d e l a t m o s p h e r e s of s o l a r t y p e s t a r s . I I . T h e s o u r c e of o p a c i t y in t h e u l t r a v i o l e t c o n t i n u u m a n d i t s e f f e c t o n t h e r a d i a t i o n f i e l d in t h e o t h e r s p e c t r a l r e g i o n s . Ann d'Astrophys 30 189—205. — Der mögliche Einfluß von Wasserstoffmolekülen auf die Opazität in Sternatmosphären verschiedener Klassen wird untersucht. Es ergibt sich, daß das Quasimolekül H + H überall vernachlässigt werden kann, während H 2 + im kurzwelligen Spektralbereich bei frühen Sternen, H 2 im Roten bei späten Sterntypen mitberücksichtigt werden sollte. Oster 5351. R. A. McClatchey, A w e a k - l i n e a b s o r p t i o n l a w i n a s e m i - i n f i n i t e h o m o g e n e o u s s c a t t e r i n g a t m o s p h e r e . A p J 148 L93—L95. 5352. D. Mihalas, S t a t i s t i c a l - e q u i l i b r i u m model atmospheres for e a r l y - t y p e s t a r s . I. H y d r o g e n c o n t i n u a . A p J 149 169—190, mit Berichtigungen in A p J 150 1168. 5353. D. Mihalas, S t a t i s t i c a l - e q u i l i b r i u m model atmospheres for e a r l y - t y p e s t a r s . II. F o r m a t i o n of t h e L y m a n c o n t i n u u m . A p J 150 909—925. 5354. D.C.Morton, M a s s l o s s f r o m t h r e e O B s u p e r g i a n t s i n O r i o n . A p J 150 535—542. — Aus Raketenbeobachtungen wurde gefunden, daß einige helle Sterne im Orion Linien im Ultravioletten mit erheblichen Violettverschiebungen haben. Es wird daraus geschlossen, daß diese Sterne Materie ausstoßen. Der Betrag des Massenverlustes wird abgeschätzt. FS 5355. D. Mugglestone, N o n - L . T. E. a n d s c a t t e r i n g e f f e c t s o n s t r o n g - l i n e p r o f i l e s of s o d i u m . Proc. ASA 1 9—10. — Ref. ASA.

the

5356. V. L. Peterson, M. H. Wrubel, T r a n s p o r t of « - p r o c e s s elements t o t h e s u r f a c e s of s t a r s . Vgl. A J B 66 Ref. 1304 S. 419—423 = Goethe Link Obs. Repr. Nr. 38. 5357. F. Praderie, S u r l e s r a i e s de l ' h y d r o g e n e . I. P r o f i l s q u a s i s t a t i q u e s d a n s l e s a t m o s p h e r e s s t e l l a i r e s . Ann d'Astrophys 30 31—43. — Berechnung von Hß- und Hy-Linienprofilen für Sternatmosphären mit reziproken effektiven Temperaturen T e 1 zwischen 0.7 und 1.1; sowohl Zwerg- als auch Riesensterne sind erfaßt. Eine ähnliche Rechnung ist für die 12 und 14 Paschenübergänge mit ©eff zwischen 0.55 und 0.70 durchgeführt. Oster 5358. L. Puppi, V. Castellani, L ' i n f l u e n z a d e l l a t u r b o l e n z a d i a t m o s f e r e s t e l l a r i . Mem SA I t (NS) 38 671—682. 5359. J. D. Rosendhai, T h e e f f e c t of e l e c t r o n s c a t t e r i n g g r o w t h . Publ ASP 79 435—436. — Ref. ASP.

sui

modelli

on c u r v e s

of

5360. M. Scholz, R. Wais, On t h e c o n v e r g e n c e of t h e N e u m a n n s e r i e s of t h e s o u r c e f u n c t i o n . ZfA 66 12—15. — Die Konvergenz der Neumannschen Reihe für die Quellfunktion wird mit Hilfe des Fixpunktsatzes untersucht. Verf. 5361. M. Scholz, G. Traving, B e r e c h n u n g v o n Atmosphärenmodellen u n t e r V e r w e n d u n g d i s k r e t e r o p t i s c h e r T i e f e n . ZfA 66 475—486 = Mitt. Stemw. Hamburg-Bergedorf 25 Nr. 301. — Die Linearität der - und AOperatoren wird ausgenutzt, um Lösungen des Strahlungsgleichgewichtsproblems durch Rechenoperationen in Räumen von K + 1 Dimensionen zu erhalten, wenn K + 1 die Anzahl der vorgegebenen diskreten optischen Tiefen bedeutet. Die

252

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

Berechnung des grauen und des N-Stufen-Modells (picket-fence) erfordert nur die Lösung eines linearen Gleichungssystems. Das Verfahren erlaubt die Erweiterung auf allgemeine nichtgraue Fälle. Verf. 5362. C. E. Siewert, N. J. McCormick, On a n e x a c t s o l u t i o n in t h e t h e o r y of l i n e f o r m a t i o n in s t e l l a r a t m o s p h e r e s . A p J 149 649—653. 5363. A. Skumanich, I n t e r p o l a t i o n laws for chromospheric Ca I I (Mg I I ) K or H l i n e s o u r c e f u n c t i o n f o r c o m p l e t e r e d i s t r i b u t i o n . AJ 72 828—829. — Ref. AAS. 5364. K. St^pien, W i a t r y g w i a z d o w e . Post^py Astr. 15 3—14. — Einige Probleme des Sonnen- und Sternwindes werden theoretisch behandelt. Aus der Lösung der Bernoullischen Gleichung ergibt sich das Modell eines stationären Sternwindes. Einen wesentlichen Materieabfluß sollte man (nur) bei roten Riesen erwarten. E. R . 5365. S. E. Strom, A n o b s e r v a t i o n a l t e s t f o r i n G a n d K s t a r s . A J 72 321. — Ref. AAS.

departures

from

LTE

5366. S. E. Strom, W. Kalkofen, A n o b s e r v a t i o n a l t e s t f o r d e p a r t u r e s f r o m L T E i n t h e s p e c t r a l r a n g e B 5 t o AO. A p J 149 191—194. 5367. S.E.Strom, D e p a r t u r e s s p h e r e s . A p J 150 637—645.

from

LTE

in

G-

and

K-star

atmo-

* * K. S. K. Swamy, C o m p a r i s o n of t h e c o n v e c t i v e m o d e l atmos p h e r e s of E p s i l o n E r i d a n i a n d G r m b 1830. Vgl. Ref. 104217. 5368. L. D. Travis, S. Matsushima, C o n t i n u o u s o p a c i t y d u e t o t h e i n t h e s t e l l a r a t m o s p h e r e s . A J 72 833. — Ref. AAS. 5369. T. Tsuji, M o d e l a t m o s p h e r e Ref. 1327 S. 260—290.

approach

in l a t e - t y p e

metals

stars.

Vgl.

5370. A. W. Tutukow, M o d e l l e v o n S t e r n h ü l l e n m i t h o h e r O b e r f l ä c h e n t e m p e r a t u r . Wiss. Informationen Astr. R a t UdSSR 1967 Nr. 6 S. 65—91 (russ. mit engl. Ref.). * * P. Ulmsehneider, T h e s t r u c t u r e of t h e S u n a n d of c o o l s t a r s . Vgl. Ref. 6774.

outer

atmosphere

of

the

5371. M. S. Vardya, R.Kandel, On m o d e l a t m o s p h e r e s f o r l a t e - t y p e s t a r s . Ann d'Astrophys 30 111—113 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 42. — Verf. behandeln die Probleme, die bei der Entwicklung von Atmosphärenmodellen später Sterne auftreten. Dabei wird besonders auf den Einfluß der Bildung von Molekülen und negativen Ionen eingegangen. Auch das Auftreten von Konvektion in transparenten Schichten wird diskutiert. Henn * * B. Warner, S o m e e f f e c t s of p r e s s u r e s t e l l a r c u r v e s of g r o w t h . Vgl. Ref. 6482.

broadening

5372. C.A.Whitney, T h e o r e t i c a l r e s e a r c h SAO Special Rep. Nr. 247, 5 + 28 + A9 S.

on

stellar

in

solar

and

atmospheres.

5373. I. P. Williams, M a x i m u m m a s s l o s s f r o m s t a r s . MN 136 341—346. — Auf Grund einfacher Energieüberlegungen wird ein Ausdruck f ü r die obere Grenze für das Abblasen von Materie von Sternen hergeleitet. Hiermit wird der maximale Massenverlust f ü r Hauptreihensterne, Riesen und Überriesen berechnet. Die maximale Verlustrate für die Sonne beträgt das 104 fache ihrer gegenwärtigen Verlustrate. Voigt

67, 1967

253

54. Innerer A u f b a u der Sterne, Sonne u n d P l a n e t e n

5874. S. Yamaguchi, C o n v e c t i v e g r o w t h r a t e s i n t h e c a s e of v a r y i n g s u p e r a d i a b a t i c g r a d i e n t . Mem. Coll. Sei. Univ. K y o t o (A) 81 153—160 = Contr. Inst. Astrophys. K w a s a n Obs. Univ. K y o t o Nr. 155. 5375. M e t h o d s i n C o m p u t a t i o n a l P h y s i c s . V o l . 7. Astrophysics. Herausgegeben von B. A l d e r , S. F e r n b a c h , M. B o t e n b e r g . New Y o r k — London, Academic Press, 1967. 14 + 262 S. Preis $ 14.50. — B. in Ann d'Astrop h y s 30 1122, Ann. Physique (14) 2 198—199, J R A S Canada 61 387, Proc. Phys. Soc. (2/General) 1 168, Sky Tel. 35 114, 244—245. A J B 65 Ref. 5363 = Contr. Steward Obs. Nr. 58. A J B 65 Ref. 5372 = Contr. Steward Obs. Nr. 61. A J B 66 Ref. 5309 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 61.

§ 54 Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten 5401. O.L.Anderson, E q u a t i o n f o r t h e r m a l e x p a n s i v i t y i n p l a n e t a r y i n t e r i o r s . J G R 72 3661—3668 = L a m o n t Geol. Obs. Contr. 1053. * * W. D. Arnett, A. G. W. Cameron, n u c l e o s y n t h e s i s . Vgl. Ref. 12621.

Supernova

hydrodynamics

5402. M. Arnould, L e t e c h n é t i u m d a n s l e s g é a n t e s r o u g e s . n i s m e s d e p r o d u c t i o n . A n n d'Astrophys 30 383—396.

I.

and Méca-

5403. M. Arnould, L e t e c h n é t i u m d a n s l e s g é a n t e s r o u g e s . I I . P r o b a b i l i t é s de d é s i n t é g r a t i o n du T e " d a n s les c o n d i t i o n s s t e l l a i r e s e t a b o n d a n c e s r e l a t i v e s . A n n d'Astrophys 30 397—419. — I m Anschluß a n die vorhergehende Arbeit werden verschiedene Prozesse diskutiert, wie im I n n e r n der Sterne T c " in R u " umgewandelt werden k a n n . FS 5404. M. Arnould, I m p o r t a n c e of t h e p h o t o - B e t a p r o c e s s f o r t h e s y n t h e s i s of «p» e l e m e n t s i n s t e l l a r c o n d i t i o n s . Nuclear Phys. (A) 100 657—672. — Ref. in Phys. Abstr. 70 2606. 5405. J. Audouze, L a f o r m a t i o n é t o i l e s . Ciel et Terre 83 87—93.

des

éléments

chimiques

dans

les

5406. J. Audouze, M. Epherre, H. Reeves, S p a l l a t i o n of l i g h t nuclei. Nuclear Phys. (A) 97 144—163 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 354. 5407. J. Audouze, E. Gradsztajn, H. Reeves, T h e y o u n g s t a r s . Vgl. Ref. 1328 S. 299—300.

formation

of l i t h i u m

in

* * J. R. Auman, P. Bodenheimer, T h e i n f l u e n c e of w a t e r - v a p o r o p a c i t y a n d t h e e f f i c i e n c y of c o n v e c t i o n o n m o d e l s of l a t e - t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 5101. 5408. A. Baglin, T e m p s c a r a c t é r i s t i q u e d ' é t a b l i s s e m e n t d e l ' é q u i l i b r e t h e r m i q u e , d a n s l a m a t i è r e d é g é n é r é e . Ann d'Astrophys 30 185—188 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 326. — Die Einstellungsgeschwindigkeit des thermischen Gleichgewichts ist in weißen Zwergen so langsam, daß der nach den Entwicklungsgesetzen zu erwartende Zustand in gewissen P h a s e n nicht realisiert werden k a n n . FS

254

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

5409. A. Baglin, S t a b i l i t é v i b r a t i o n n e l l e e t é v o l u t i o n s é c u l a i r e d e s é t o i l e s d é g é n é r é e s c h a u d e s . A n n d'Astrophys 30 617—648 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (B) Nr. 331. — I n einem sehr heißen Z e n t r u m eines weißen Zwerges f ü h r e n e—v Reaktionen zu hohen Neutrinoverlusten u n d kurzer Lebensdauer. Wenn T > 2 x 108 ° ist, d a n n werden radiale Schwingungen so s t a r k g e d ä m p f t , daß sogar energieerzeugende Kernreaktionen den Stern nicht instabil machen können. DGW 5410. A. Baglin, S h o c k w a v e s p r o p a g a t i o n i n d e g e n e r a t e g a s e s . A n n d'Astrophys 80 1113—1117 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 337. — Verf. löst die Gleichungen für Stoßwellen in relativistisch e n t a r t e t e n Gasen entsprechend den Rankine-Hugoniot-Gleichungen in idealen Gasen. Genau behandelt wird der sehr hohe Sprung der T e m p e r a t u r bei starken Wellen. Bei sehr starken Stößen wird die E n t a r t u n g aufgehoben. DGW 5411. P.Baldwin, F i n i t e a m p l i t u d e c o n v e c t i o n i n a s e l f - g r a v i t a t i n g f l u i d s p h e r e c o n t a i n i n g h e a t s o u r c e s . Proc. Cambridge Phil. Soc. 63 855—870. — Ref. in Phys. Abstr. 71 785. 5412. G. I. Bell, C r o s s s e c t i o n s f o r n u c l e o s y n t h e s i s i n s t a r s a n d b o m b s . Rev. Modern Phys. 39 59—68. — Die s- u n d r-Prozesse der E l e m e n t e n t s t e h u n g in Sternen werden kurz zusammengefaßt. Die neutronenreichen K e r n e des r-Prozesses können nicht im Laboratorium studiert werden, aber ähnliche K e r n e werden als P r o d u k t e in Atombombenexplosionen beobachtet. Die wichtigsten Querschnitte f ü r Neutroneneinfang in Sternen u n d Bomben werden ausführlich behandelt. D G W 5413. A. Benilick, L. Motz, R. Linsker, H o m o g e n e o u s s t e l l a r t h e z e r o - a g e t i m e l i n e s . A J 72 785—786. — Ref. AAS.

models

* * R. Bernas, E. Gradsztajn, H. Reeves, E. Schatzman, O n t h e t h e s i s of l i t h i u m , b e r y l l i u m , a n d b o r o n . Vgl. Ref. 5133.

and

nucleosyn-

5414. R. van der Borght, S t r u c t u r e of p o l y t r o p e s i n m a g n e t o s t a t i c e q u i l i b r i u m . Australian J. Phys. 20 643—650. — Verf. untersucht den Aufb a u einer Polytropen, die ein Magnetfeld m i t einer poloiden u n d toroiden K o m p o nente enthält. Die A b p l a t t u n g des Modells unter der W i r k u n g der toroiden K o m ponente wird ebenfalls behandelt. Verf. (ü.) 5415. P. J. Brancazio, A.Gilbert, A. G. W. Cameron, A b u n d a n c e a n o m a l i e s p r o d u c e d b y n u c l e a r r e a c t i o n s in s t e l l a r s u r f a c e l a y e r s . I. N u c l e a r r e a c t i o n r a t e s . Canadian J . P h y s . 45 3275—3296. — Ref. in Phys. Abstr. 71 462. 5416. P. J. Brancazio, A. G. W. Cameron, A b u n d a n c e a n o m a l i e s p r o d u c e d b y n u c l e a r r e a c t i o n s in s t e l l a r s u r f a c e layers. II. R e s u l t s a n d c o m p a r i s o n w i t h a n o m a l i e s i n p e c u l i a r A s t a r s . Canadian J . P h y s . 45 3297—3311. — Ref. in P h y s . Abstr. 71 462. 5417. K . E . B u l l e n , O n t h e i n t e r n a l c o n s t i t u t i o n s of t h e p l a n e t s . Proc. ASA 1 2—3. — Ref. ASA. 5418. V.Caloi, V.Castellani, C.Firmani, N. Panagia, A. Renzini, S u l l a d i s t r i b u z i o n e d e l l e a b b o n d a n z e c h i m i c h e in s t r u t t u r e s t e l l a r i d e l l a seq u e n z a p r i n c i p a l e . Mem SA I t (NS) 38 377—394. 5419. V. Castellani, F. Macchetto, N. Panagia, A n a l i s i i b r i d a d e l l a s e q u e n z a p r i n c i p a l e . Mem SA I t (NS) 38 349—357.

di

strutture

5420. S. M. Chitre, G. Shaviv, O n t h e i n v e r s i o n of t h e d e n s i t y g r a d i e n t a t t h e f r i n g e of t h e c o n v e c t i o n z o n e . Proc. National Acad. Sei. USA 57 573—579. — Ref. in Phys. Abstr. 71 220.

67, 1967

54. Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten

255

5421. D. D. Clayton, P. B. Shaw, C o u l o m b d e - e x c i t a t i o n of C 1 2 i n a h e l i u m g a s a t h i g h d e n s i t y a n d t e m p e r a t u r e . A p J 148 301—303. 5422. M.J.Clement, T r i a x i a l f i g u r e s of e q u i l i b r i u m f o r c e n t r a l l y c o n d e n s e d m a s s e s . A p J 148 159—174. — Rotierende, aber nicht axialsymmetrische Galaxien deuten auf die Möglichkeit von konstanter Rotation mit drei verschiedenen Achsen und mit einer internen Geschwindigkeitsverteilung. Verf. berechnet eine Reihe solcher Körper. Das Gravitationspotential stammt von einer Punktmasse; die Oberflächengestalt rotiert mit konstanter Winkelgeschwindigkeit, aber die Flüssigkeit bewegt sich mit rot ö = 0 bezogen auf ein Inertialsystem. Numerische Rechnungen wurden bis zu einem Achsenverhältnis 2 : 1 durchgeführt. DGW * * P. Démarqué, R. C. Roeder, H y d r o g e n c o n v e c t i o n z o n e s a n d s t e l l a r r o t a t i o n . Vgl. Ref. 10606. * * P. Démarqué, H y a d e s d i s t a n c e m o d u l u s a n d s t e l l a r i n t e r i o r s . Vgl. Ref. 14112. 5423. H. L. Duorah, H e a v y - i o n r e a c t i o n s i n s t a r s . Indian J . Pure Applied Phys. 5 Nr. 3 S. 76—79. — Ref. in Phys. Abstr. 71 788, Phys. Ber. 47 763. 5424. U. K. Dzërvïtis, D e r E i n f l u ß d e r c h e m i s c h e n Z u s a m m e n s e t z u n g auf die c h a r a k t e r i s t i s c h e n Merkmale der S t e r n e des oberen Teils der H a u p t r e i h e . Nachr. Akad. Wiss. Lett. SSR 1967 Nr. 5 S. 70—77 (russ. mit lett. und engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1968 2.51.304. 5425. W. Dziembowski, P r o b l e m y n i e r a d i a l n e w t e o r i i b u d o w y g w i a z d . Postçpy Astr. 15 53—62, 175—180. — I n einer Übersicht behandelt Verf. Probleme aus der Theorie des Sternaufbaues ohne Voraussetzung von Kugelsymmetrie. I m ersten Teil wird unter Voraussetzung des hydrostatischen Gleichgewichts von rotierenden Sternen dieser Art der Energietransport im Inneren erörtert. I m zweiten Teil wird die méridionale Zirkulation von Sternen betrachtet, die starr rotieren. E. R . 5426. P. P. Eggleton, T h e s t r u c t u r e of n a r r o w s h e l l s i n r e d g i a n t s . MN 135 243—250. — Berechnung der Struktur der Wasserstoffhülle eines Sterns von 1—2 lü?o, der bereits überwiegend aus Helium besteht. FS 5427. H. W. Epps, P h y s i c a l m o d e l s s t a r s . A J 72 298. — Ref. AAS.

for

rapidly

rotating

early-type

5428. J.Faulkner, Q u a s i - h o m o l o g y r e l a t i o n s a n d t h e E g g e n - S a n d a g e r e s i d u e . A p J 147 617—623. — Früher berechnete Hauptreihenmodelle führen zu Interpolationsformeln L(T e ) und L(3Ji) als Funktionen der Häufigkeiten X und Z. Diese werden auf beobachtete Unterschiede zwischen der Hyaden-Hauptreihe und der Unterzwergreihe (nach Blanketing-Korrektion) angewandt. Mehrere Argumente führen zu einem ursprünglichen He-Gehalt Y = 0.2 in den Unterzwergen. Ähnliche Betrachtungen zeigen, daß Kugelhaufen 3 5 % He enthalten können, denn He ändert ihre Leuchtkraft, aber nicht ihre Farbe und Alter. DGW 5429. J . Faulkner, I. W. Roxburgh, On t h e d e n s i t i e s of m i d d l e - a g e d s t a r s . Obs 87 171—173. — Bemerkung zu der in A J B 64 Ref. 5454 zitierten Arbeit. 5430. W. A. Fowler, G. R. Caughlan, B. A. Zimmerman, T h e r m o n u c l e a r t i o n r a t e s . Vgl. Ref. 834 S. 525—570.

reac-

5431. M. Gabriel, S t r u c t u r e 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 n a i n e s r o u g e s e n t i è r e m e n t c o n v e c t i v e s . Ann d'Astrophys 30 745—760 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 170. — Für die Zwergsterne K r 60 A (0.27 WQ ) und K r 60 B (0.16 2J(Q ) werden Modelle unter Berücksichtigung elektrostatischer

256

VI. Theoretische Astrophysik

67, 1967

Wechselwirkung zwischen den Gaspartikeln berechnet. Beide Sterne sind m i t Ausnahme einer sehr d ü n n e n Atmosphäre voll konvektiv. Sie zeigen eine Schwingungsinstabilität f ü r die ersten drei Moden m i t einer Anregungszeit, die klein ist gegenüber ihrer Lebensdauer. Die Diskrepanz zwischen dem beobachteten u n d dem theoretischen W e r t f ü r T e ff wird diskutiert. Voigt 5432. M.Gabriel, P. Ledoux, S u r l a s t a b i l i t é s é c u l a i r e d e s m o d è l e s à n o y a u x i s o t h e r m e s . A n n d'Astrophys 30 975—983 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 172. — Verf. b e t r a c h t e n die säkulare Stabilität von Sternen m i t isothermen Kernen. F ü r sechs Modelle werden die Eigenwerte der linearisierten Bewegungsgleichungen numerisch berechnet. Sie entsprechen mehreren möglichen Gleichgewichtslösungen dieser Modelle, wie in einem D i a g r a m m der dimensionslosen Variablen U, V gezeigt wird. Die kritische Schönberg-Chandrasekhar-Masse entspricht einer Verzweigung zweier Gleichgewichtsreihen. Ähnliche, z. B. thermische Instabilitäten können im Prinzip in einem Henyeyschen Bechenprogramm durch eine verschwindende D e t e r m i n a n t e e r k a n n t werden. DGW 5433. M. Gabriel, S u r l a m a s s e m i n i m u m d e s é t o i l e s d e l a s é q u e n c e p r i n c i p a l e . Bull. Cl. Sei. Acad. Roy. Belgique (5) 53 459—468 = I n s t . d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 541. 5434. M. Gabriel, M o d e l s f o r w h o l l y c o n v e c t i v e r e d d w a r f s a n d t h e i r v i b r a t i o n a l s t a b i l i t y . Vgl. Bef. 1327 S. 347—356 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 533. 5435. P. Giannone, S e q u e n c e s of i n h o m o g e n e o u s m o d e l s f o r h e l i u m b u r n i n g s t a r s . ZfA 65 226—235 = Oss. Astr. R o m a Contr. Sei. (3) Nr. 54. — E i n e zweiparametrige Schar von Gleichgewichtsmodellen wurde berechnet f ü r Sterne, in denen das zentrale Heliumbrennen gerade beginnt. Ein P a r a m e t e r ist die Sternmasse 9JÏ; der andere P a r a m e t e r , q 0 = SRhc/SK, gibt den Bruchteil der Gesamtmasse, bei dem die chemische Zusammensetzung eine Diskontinuität aufweist zwischen dem zentralen Heliumgebiet u n d der wasserstoffreichen äußeren Hülle. I m H B D verschieben sich die Linien q 0 = const. von der H a u p t r e i h e f ü r Heliumsterne (q 0 — 1) weit über das D i a g r a m m nach rechts zu den roten Biesen, wenn m a n mit q 0 auf 0.6 herabgeht. Die Abhängigkeit der Masse-Leuchtkraftbeziehung sowie der f ü r den A u f b a u des Heliumgebietes charakteristischen W e r t e von q 0 werden diskutiert. Verf. 5436. P. Goldreich, G. Schubert, D i f f e r e n t i a l r o t a t i o n i n s t a r s . A p J 150 571—587. — Verf. behandeln die Stabilität der differentiellen B o t a t i o n im Sterninneren, wo Strahlungsgleichgewicht herrscht. D o r t ist die Wärmeleitfähigkeit viel wichtiger als die Viskosität, u n d in diesem Falle ist die B o t a t i o n n u r stabil, wenn das Winkelmoment m i t E n t f e r n u n g von der Botationsachse z u n i m m t . D a s Sonnenmodell von Dicke ist daher nicht stabil. Allgemeiner, wenn ein Sternwind die R o t a t i o n verlangsamt, e n t s t e h t Turbulenz, die Li u n d Be von der Oberfläche ins Sterninnere hineinmischt. DGW 5437. H. S. Gurm, D. G. Wentzel, O n m i x i n g i n s t e l l a r i n t e r i o r s c a u s e d b y m a g n e t i c f i e l d s . A p J 149 1 3 9 — 1 4 4 . — V e r f . b e t r a c h t e n eine magnetische Konvektionszelle im Sterninneren, wo Strahlungsgleichgewicht in Gegenwart des magnetischen Druckes verlangt, daß die T e m p e r a t u r in der Zelle kleiner als in der U m g e b u n g ist. Der relativ langsame Strahlungsaustausch läßt die Zelle langsam steigen. Selbst bei sehr schwachen Magnetfeldern steigt eine Zelle d u r c h die ganze Strahlungszone, während der Stern auf der H a u p t r e i h e bleibt. Auch ein Fehler u m einen F a k t o r 10 ä n d e r t dies nicht. DGW 5438. W. D. Harrison, W. E. Stephens, T. A. Tombrello, H. Winkler, R a d i a t i v e c a p t u r e of 3 H e b y 3 H e . P h y s . R e v . (2) 160 752—755. — Es wird eine f ü r das S t u d i u m der Reaktion 3 H e — 3 H e -> 6 B e * + y verwandte Vorrichtung be-

67, 1967

54. Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten

257

schrieben, in welcher Strahlenbündel von Energien von 0.86 bis 11.8 MeV benutzt wurden. Die abgeleiteten effektiven Querschnitte sind bedeutend kleiner als bei der Reaktion 3 He ( 3 He, 2 p) 4 He; deshalb hat die untersuchte Reaktion keine astrophysikalische Bedeutung. Verf. (ü., gek.) 5439/40. J . Hazlehurst, S h e l l s t a r s t u d i e s I. T h e m a g n e t i c r e l e a s e of a c i r c u m s t e l l a r r i n g . ZfA 65 311—326 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 157. — Verf. berechnet die Bewegung eines rotierenden Gasrings, der durch ein ursprünglich poloidales Magnetfeld an seinen Stern gebunden ist. Bei der Annahme, daß alle elektrischen Ströme nur an der (geometrisch einfachen) Oberfläche laufen, beeinflußt das Magnetfeld hauptsächlich den Drehimpuls des Rings. Der Ring entfernt sich mit abnehmender Radialgeschwindigkeit langsam vom Stern. Bin Vergleich mit Beobachtungen von Pleione hängt hauptsächlich von einem richtigen optischen Modell ab. DGW 5441. S.-S.Huang, R o t a t i o n a l b e h a v i o r of t h e m a i n - s e q u e n c e s t a r s a n d i t s p l a u s i b l e c o n s e q u e n c e s c o n c e r n i n g f o r m a t i o n of p l a n e t a r y s y s t e m . I I . A p J 150 229—238 = Contr. Dearborn Obs. Nr. 42. — Unter der Grundannahme, daß das Rotationsverhalten der Sterne durch die spezifische Form des Bremsmechanismus gegeben ist, wird gezeigt, daß die Abnahme des Drehimpulses von der Größe des Drehimpulses selbst abhängt und keine von ihm unabhängigen Terme enthalten kann. Die Ausbildung von Planetensystemen ist dann eng mit der Bremsung der Rotation verbunden und erlaubt eine Abschätzung der Gesamtzahl von Planetensystemen, die bei nur schwach rotierenden Hauptreihensternen der späteren Typen zu erwarten sind. Oster 5442. I. Iben jr., K. Kalata, J . Schwartz, T h e e f f e c t of B e 7 K - c a p t u r e t h e s o l a r n e u t r i n o f l u x . A p J 150 1001—1004.

on

5443. W. S. Imschennik, I). K. Nadjoshin, T h e i n f l u e n c e of a b s o r p t i o n in l i n e s o n t h e i n t e r n a l c o n s t i t u t i o n of m a s s i v e s t a r s . A J UdSSR 44 377—380 (russ. mit engl. Ref.). — Der Einfluß der Absorption bei gebundengebundenen Übergängen in Atomen schwerer Elemente auf die Zusammensetzung massiger Sterne der Hauptreihe wird diskutiert. Die Zunahme der Opazität wegen der Absorption in den Linien führt zur Vergrößerung der Radien der Population I-Sterne der Galaxis um 4 bis 8 % für Massen von 4 ÜÖJQ bis 1 9Kq • Die Leuchtk r a f t der Sterne ändert sich dabei fast nicht. F ü r massigere Sterne und Sterne der Population I I der Galaxis muß der Effekt geringer sein. Verf. (ü.) 5444. R . J a m e s , T h e s t r u c t u r e of n o n - s p h e r i c a l s t a r s . Vgl. Ref. 1337 S. 99—105 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 175. 5445. R. Kippenhahn, S ä k u l a r e s S t a b i l i t ä t s v e r h a l t e n c h e m i s c h i n h o m o g e n e r Z o n e n i n S t e r n e n . ZfA 67 271—282. — Die Untersuchung der säkularen Stabilität chemisch inhomogener Schichten in Sternen gegenüber nichtsphärischen Störungen wird auf ein selbstadjungiertes Eigenwertproblem zurückgeführt, das in jedem praktischen Fall numerisch nach bekannten Methoden gelöst werden kann. Ein hinreichendes Kriterium für Stabilität wird analytisch hergeleitet. Ferner wird der Fall kurzwelliger Störungen behandelt und auf die Möglichkeit von Instabilität von Schalenquellen hingewiesen. Verf. 5446. N. R. Lebovitz, T h e p r i n c i p l e of e x c h a n g e of s t a b i l i t i e s . I I . T h e o n s e t of c o n v e c t i o n i n t h e p r e s e n c e of r o t a t i o n . A p J 150 203—212. 5447. N. R. Lebovitz,

Rotating

fluid

masses.

Vgl. Ref. 834 S. 465—480.

5448. P. Ledoux, E x t e r n a l l a y e r s a n d i n t e r n a l s t r u c t u r e of t h e s t a r s . R H 48 206—208 (tschech.). — Gekürzter Vortrag auf der Tagung der I. A. U. Astronom. Jahresbericht 1967

17

258

V I . Theoretische Astrophysik

67, 1967

5449. M. P. C. Legg, A n g u l a r v e l o c i t y d i s t r i b u t i o n i n r o t a t i n g m a s s i v e s t a r s . Australian J . P h y s . 20 651—662. — Dieses Problem wird f ü r Sterne mit einheitlicher Zusammensetzung u n d Opazität durch Elektronenstreuung u n t e r der A n n a h m e vernachlässigbarer Meridianzirkulation behandelt. Dabei werden die Strahlungsdruckeffekte bei der Bestimmung der differentiellen R o t a t i o n berücksichtigt u n d die Winkelgeschwindigkeit als breitenunabhängig angenommen. Loh. 5450. E . Leibowitz, R . Steinitz, M a g n e t i c m u l t i p o l e e x p a n s i o n a n d l i n e p r o f i l e s . Vgl. Ref. 1316 S. 89—96. 5451. L . B . L u c y , G r a v i t y - d a r k e n i n g f o r s t a r s w i t h c o n v e c t i v e e n v e l o p e s . ZfA 65 89—92 = Sonderdruck Dep. Astr. Columbia Univ. New York. — F ü r Sterne m i t konvektiven Hüllen wird eine abgeänderte F o r m des von Zeipelschen Gesetzes der Gravitationsverdunklung hergeleitet. Das modifizierte Gesetz lautet T e ~ ( f t m i t ß = 0.08 anstelle des im von Zeipelschen Gesetz a u f t r e t e n d e n Wertes von ß = 0.25. E s wird auf die Bedeutung dieses Ergebnisses f ü r die Theorie der Lichtkurven von W UMa-Sternen hingewiesen. Verf. 5452. D. Lynden-Bell, J. P. Ostriker, O n t h e s t a b i l i t y of d i f f e r e n t i a l l y r o t a t i n g b o d i e s . MN 136 293—310. — Es wird ein sehr allgemeines Variationsprinzip f ü r die Bewegungen einer idealen kompressiblen Flüssigkeit abgeleitet. U n t e r anderem k a n n das Prinzip auf Störungen in der differentiellen galaktischen R o t a t i o n angewandt werden. E s zeigt sich, daß keine stabile Spiralstruktur (ohne Dissipation) möglich ist. DGW 5453. R . L. Maeklin, J . H . G i b b o n s , Q u a n t i t a t i v e t e s t s of s - p r o c e s s i n s t e l l a r n u c l e o s y n t h e s i s f o r s o l a r s y s t e m m a t e r i a l . A p J 149 577— 589. — Verf. h a b e n Neutroneneinfangquerschnitte f ü r verschiedene Metallisotope im keV-Bereich gemessen u n d finden, d a ß die Querschnitte nach Mitteilung über eine Maxwell-Verteilung recht genau der Isotopenhäufigkeit umgekehrt proportional sind; jedenfalls gilt das f ü r die Isotopen, von denen angenommen wird, d a ß sie ausschließlich durch langsame Synthese in roten Riesen entstehen. Oster 5454. R . L. Maeklin, J . H . G i b b o n s , R e c e n t n e u t r o n s t e l l a r t e m p e r a t u r e s . A p J 150 721—722.

capture

data

at

5455. R . L. Maeklin, J . H . G i b b o n s , Capture-cross-section studies for 3 0 — 2 2 0 - k e V n e u t r o n s u s i n g a n e w t e c h n i q u e . Phys. R e v . (2) 159 1007—1012. 5456. J . S. Matbis, N u c l e a r r e a c t i o n s d u r i n g s t e l l a r c o l l i s i o n s . A p J 147 1050—1062. — Beim zentralen Zusammenstoß zweier Sterne v o m T y p der Sonne entstehen im Stoßbereich eine maximale T e m p e r a t u r von 108 ° u n d eine maximale Dichte von 500 g/cm 3 , die über einen Zeitraum von 100 sec erhalten bleiben. Die ablaufenden Kernreaktionen ändern die chemische Zusammensetzung n u r unwesentlich. Die durch die Kernreaktionen erzeugten Energien sind vernachlässigbar klein gegenüber den a u f t r e t e n d e n hydrodynamischen Energien. Der Massenverlust des Gesamtsystems durch Abströmen von Materie b e t r ä g t 7 % . Wn 5457. J. S. Matbis, T h e a p s i d a l c o n s t a n t s of s t e l l a r m o d e l s . A p J 149 619—627. — Verf. gibt die Apsidenkonstanten f ü r Hauptreihenmodelle an, wobei f ü r die chemische Zusammensetzung die W e r t e X = 0.596, Z = 0.02 sowie X = 0.730, Z = 0.02 angenommen wurden. Die Sternmassen wurden zwischen 1.5 u n d 10 2Uq angesetzt. Schließlich werden die K o n s t a n t e n noch f ü r 2 Modelle m i t 5 u n d 2 SÖIq u n d X = 0.596 in einem späteren Entwicklungsstadium angegeben. Oster 5458. L. Mestel, M. A. Ruderman, T h e e n e r g y c o n t e n t of a w h i t e d w a r f a n d i t s r a t e of c o o l i n g . MN 136 27—38. — F ü r die endgültige Entwick-

67, 1967

54. Innerer A u f b a u der Sterne, Sonne u n d Planeten

259

lung eines weißen Zwergs zum Stadium des «schwarzen Zwergs» sind thermische Energie, Gravitationsenergie u n d die Energie der E l e k t r o n e n e n t a r t u n g maßgebend. Der Einfluß der Coulomb-Kräfte in der Gitteranordnung der Ionen t r i t t hinzu, wobei die Gitterschwingungen als kinetische Energie aufzufassen sind. Die Berücksichtigung der Coulomb-Energie f ü h r t zu einer Verdopplung der f r ü h e r berechneten Zeitskala, die d u r c h eine vielleicht vorhandene N e u t r i n o l e u c h t k r a f t n u r in Ausnahmefällen wieder verkürzt werden könnte. Dv. 5459. L. Mestel, « F o s s i l » m a g n e t i c m o d e l . Vgl. Ref. 1316 S. 101—108.

fields

and

the

oblique-rotator

5460. J. J. Monaghan, T h e a c c u r a c y of f i r s t o r d e r p e r t u r b a t i o n f o r u n i f o r m l y r o t a t i n g p o l y t r o p e s . ZfA 67 222—226.

theory

5461. S.Morris, A. A. Wyller, M o l e c u l a r dissociative equilibria in c a r b o n s t a r s . A p J 150 877—907 = Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Repr. Nr. 74. — Verf. f ü h r e n Modellrechnungen f ü r Riesensterne mit 1.2, 4 u n d 10 ÎJÎq durch, deren Kernenergiequelle eine Schale bildet, u m nachzuprüfen, ob die beobachteten Häufigkeitsverhältnisse in der Sternatmosphäre d u r c h Materiebeimischung aus dem Sterninneren bedingt sind. Oster 5462. M. Nishida, A. M. Schindler, O n t h e d e n s i t y g r a d i e n t a t t h e of t h e c o n v e c t i v e z o n e . A J 72 820. — Ref. AAS.

fringe

5463. M. Nishida, A. M. Schindler, O n t h e d e n s i t y g r a d i e n t a t t h e of t h e c o n v e c t i v e z o n e . Publ. Astr. Soc. J a p a n 19 606—611. — I m satz zu den Ergebnissen von Chitre u n d Shaviv (vgl. Ref. 5420) ist nicht mit einer Inversion des Dichtegradienten zu rechnen.

fringe Gegenimmer Loh.

5464. F. Occhionero, R o t a t i o n a l l y d i s t o r t e d p o l y t r o p e s . a p p r o x i m a t i o n , n > 2. Mem SA I t (NS) 38 331—348.

Second

order

5465. F. Occhionero, R o t a t i o n a n d e l e c t r o n c a p t u r e i n w h i t e d w a r f s . Nuovo Cimento (10) 47B 270—280 = L a b . Astrofis. Frascati Nr. 10. — Bei den sehr hohen Dichten im Inneren weißer Zwerge t r e t e n Kernreaktionen d u r c h Stöße m i t Elektronen auf. D a d u r c h t r i t t im Zentralgebiet eine Instabilität ein. Verf. weist nach, daß diese verschwindet, wenn m a n den weißen Zwerg als ausgebrannten K e r n eines massenreichen Hauptreihensterns ansehen darf. Henn 5466. J . R . P e r c y , P. Démarqué, T h e h y d r o g e n a n d h e l i u m c o n t e n t of e x t r e m e p o p u l a t i o n I o b j e c t s . A p J 147 1200—1203 = Commun. D a v i d D u n l a p Obs. Nr. 159. — X 0.68. 5467. V. Petrosian, G. Beaudet, E.E.Salpeter, r a t e s . Phys. Rev. (2) 154 1445—1454.

Photoneutrino

energy

loss

5468. G. Rakavy, G. Shaviv, I n s t a b i l i t i e s i n h i g h l y e v o l v e d stellar m o d e l s . A p J 148 803—816. — Das Problem der S t r u k t u r u n d Stabilität eines Sterns wird erörtert, dessen Energieverlust hauptsächlich durch Neutrinoemission erfolgt. Berechnungen des Modells eines Sauerstofifsterns zeigen, daß Sterne über etwa 30 3J!q infolge Elektronenpaarbildung bei Erreichen einer Zentraltemper a t u r v o n 1.8 bis 2.3 X 109 ° instabil werden, ehe sie einen Eisenkern bilden können. Die Entwicklung eines 30 SKQ -SauerstofFsterns wird eingehend beschrieben. Der E i n t r i t t der Instabilität scheint von der Beschaffenheit der Kernreaktionen, den Energieverlusten u n d der Konvektion unabhängig zu sein, bloß der Entwicklungszeitmaßstab ändert sich. Ond. 5469. H. Reeves, Q u e l q u e s problèmes J . Physique 27 C l - 2 8 — C l - 3 2 , 1966.

d'astrophysique

nucléaire.

17»

260

67, 1967

VI. Theoretische Astrophysik

5470. I. W. Roxburgh, R o t a t i o n a n d m a g n e t i s m a n d e v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1316 S. 43—62.

in

stellar

structure

5471. I. W. Roxburgh, G. C. J. Suflolk, D e c a y of s t e l l a r m a g n e t i c f i e l d s . ZfA 66 1—5. — Magnetische Felder mit nur tangentialer Komponente («toroidale Felder») zerfallen schneller als Felder mit radialen Komponenten. FS 5472. R. H. Sanders, s - p r o c e s s n u c l e o s y n t h e s i s c y c l e s . A p J 150 971—977.

in

thermal

relaxation

5473. M. Schwarzschild, R. Härm, H y d r o g e n m i x i n g b y helium-shell f l a s h e s . A p J 150 961—970. — Ein Stern der Population I I mit einer Sonnenmasse wird numerisch f ü r 4 x 106 J a h r e nach Erschöpfung des Heliums im Kern und beginnend mit der Phase des Heliumbrennens in einer Schale weiter verfolgt. Die brennende Schale f ü h r t periodisch zu thermisch-adiabatisch instabilen Zuständen und damit zu ausgedehnten Konvektionszonen, die schließlich bis in die äußeren, Wasserstoff enthaltenden Schichten übergreifen. Dv. 5474. S. F. Seidow, D a s G l e i c h g e w i c h t e i n e s S t e r n s m i t P h a s e n ü b e r g a n g . Astrofisika 3 189—201 (russ. mit engl. Ref.). — Das Gleichgewicht eines Sterns, dessen Materie einem Phasenübergang unterliegt, wird diskutiert. Verf. untersucht die Abhängigkeit der Sternparameter in der Nähe des Übergangspunktes. Wie sich zeigt, ist dM/dR überall stetig. Das kritische Verhältnis der Dichten beim Phasenübergang, das sofort nach der Bildung der neuen Phase zum Stabilitätsverlust des Sterns führt, wird ermittelt. Polytrope Sterne mit Phasenübergang und n = 0 und n = 1 werden im einzelnen untersucht, analytische Ausdrücke für die Sternparameter als Funktionen des zentralen Drucks abgeleitet. Verf. (ü.) 5475. R. Steinitz, T h e m a g n e t i c o b l i q u e r o t a t o r . Vgl. Ref. 1316 S. 83—87. 5476. R. J . Tayler, C o n v e c t i v e c o r e s i n s t a r s . MN 135 225—229. — Ein von Naur und Osterbrock 1953 aufgestelltes Kriterium der Existenz eines konvektiven Kerns im Zentrum eines Sterns wird allgemeiner gefaßt. FS * * I. V. Tuominen, J. Tuominen, On t h e v a r i a b i l i t y a n d t h e s o l a r m o d e l . Vgl. Ref. 10718.

of m a g n e t i c

stars

5477. A. Unsöld, Z u r s t e l l a r e n H ä u f i g k e i t s v e r t e i l u n g u n d E n t s t e h u n g d e r c h e m i s c h e n E l e m e n t e . Z. Physik 202 13—21 = Sonderdruck Sternw. Kiel Nr. 137. — Die Vorstellung, daß die schweren Elemente im Zusammenhang mit dem Entstehen und Vergehen von Sternen gebildet wurden, stößt auf vielerlei Schwierigkeiten. Bei der kleinen Dichte des anfänglichen Halos der Milchstraße kann die Sternbildung nicht ein mehrfaches rascher als heute vor sich gegangen sein. Die Entstehung der galaktischen Scheibe aus dem Gas des Halos (nach Bildung der Halosterne) ist nicht verträglich mit der Beobachtung, daß der Drehimpuls der galaktischen Bahnbewegung pro Masseneinheit für die extreme Halopopulation I I wesentlich kleiner ist als für die Scheibenpopulation. I m Anschluß an Ambarzumjan wird daher die Hypothese erörtert, daß die schweren Elemente in der Hauptsache bei einer gewaltigen Explosion im Kern der Milchstraße vor etwa 7 x 109 Jahren entstanden sind. Diese Annahme erweist sich mit unseren heutigen Kenntnissen kosmischer Zeiträume verträglich. Es spricht dafür, daß die relativen Häufigkeiten aller schweren Elemente in Sternen extrem kleiner, normaler und zweifach übernormaler «Metallhäufigkeit» innerhalb der Analysengenauigkeit dieselben sind. Auch die von Suess gefundenen empirischen Regeln der Häufigkeitsverteilung dürften im Rahmen der neuen Vorstellung eher einer Deutung zugänglich werden. Verf. (gek.)

67, 1967

261

54. Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten

5478. P. D. Usher, C.A.Whitney, F i r s t - a n d s e c o n d - o r d e r non-linear e f f e c t s f o r a o n e - z o n e m o d e l in t h e q u a s i - a d i a b a t i c a p p r o x i m a t i o n . A J 72 324. — Ref. AAS. 5479. M. S. Vardya, S u b d w a r f s a n d a b s o r p t i o n d u e t o q u a s i - m o l e c u l a r h y d r o g e n . Obs 87 247—249. — Die Absorption auf Grund quasimolekularen Wasserstoffs in metallarmen Sternen wird untersucht und im Verhältnis zur Summe anderer Quellen der kontinuierlichen Opazität als Funktion der Wellenlänge ermittelt. F 5480. B. Warner, T h e s y n t h e s i s ASP Leaflet Nr. 451, 8 S.

of

heavy

elements

in

cool

stars.

5481. T. Wiedling, A l p h a p a r t i c l e c a p t u r e r e a c t i o n s i n l i g h t e l e m e n t s a t v e r y h i g h s t e l l a r t e m p e r a t u r e s . Ark. Fys. 34 467—480 = Stockholms Obs. Medd. Nr. 167. * * M. S. Wolkow, Ü b e r d i e F i g u r e n d e r s t a t i s c h e n G l e i c h g e w i c h t . Vgl. Ref. 83317.

Himmelskörper

im

5482. S. Yamaguchi, C o n v e c t i v e i n s t a b i l i t y i n a l a y e r of s u p e r a d i a b a t i c g r a d i e n t . Publ. Astr. Soc. J a p a n 19 20—29.

iso-

varying

5483. J . Ziolkowski, M o d e l s of t h e m a i n s e q u e n c e s t a r s . AA 17 15—29 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 224. — Modelle solcher Art wurden für 4, 8 und 16 SR© unter der Annahme von 4 verschiedenen chemischen Zusammensetzungen berechnet. E. R . 5484. J . Ziolkowski, O b f i t o ^ c h e l u w g w i a z d a c h p o p u l a c j i I I . Postgpy Astr. 15 116—117. — Bericht über mehrere Untersuchungen von Faulkner und Mitarbeitern zum Thema der Heliumhäufigkeit in Sternen der Population I I . E. R . * * Methods Ref. 5375.

in C o m p u t a t i o n a l

P h y s i c s . Vol. 7. A s t r o p h y s i c s .

Vgl.

Pulsierende Sterne 5485. W. I. Aleschin, A b s c h ä t z u n g d e r M i s c h u n g s l ä n g e m i t H i l f e d e r T h e o r i e d e r v e r ä n d e r l i c h e n S t e r n e . 1. A d i a b a t i s c h e P u l s a t i o n e n von ö Cephei- und R R Lyrae-Sternen. A J UdSSR 44 1228—1238 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden Hüllenmodelle dieser Veränderlichen aufgestellt, in denen gleichzeitig mit dem radiativen Energietransport auch ein konvektiver stattfindet. Die Modelle unterscheiden sich durch verschiedene Werte der Mischungslänge voneinander. Es werden Lösungen des Randwertproblems f ü r die Gleichungen der adiabatischen Pulsationen jedes Modells erhalten. Verf. (ü.) 5486. A . L . A n d r e w , H i g h e r m o d e s of n o n - r a d i a l o s c i l l a t i o n s of s t a r s b y v a r i a t i o n a l m e t h o d s . Australian J . Phys. 20 363—368. — Nichtradiale Schwingungen eines chemisch homogenen Sterns werden mittels Chandrasekhars Variationsprinzip berechnet. Die Ritzsche Lösungsmethode ergibt nicht alle der früher anders berechneten Eigenschwingungen. DGW 5487. N . H . B a k e r , D. 0 . Gough, C o n v e c t i o n in p u l s a t i n g a d i a b a t i c C e p h e i d m o d e l s . A J 72 784. — Ref. AAS. 5488. R. van der Borght, N o n - r a d i a l Proc. ASA 1 16—17. — Ref. ASA.

oscillations

of

stars:

Quasi-

massive

stars.

262

VI. Theoretische Astrophysik

5489. R.F.Christy, T h e n o n - l i n e a r Vgl. Ref. 1313 S. 105—156.

calculations

67, 1967 for pulsating

stars.

5490. M.J.Clement, N o n - r a d i a l o s c i l l a t i o n s a n d t h e B e t a Canis M a j o r i s s t a r s . I I . T h e e f f e c t of d i f f e r e n t i a l r o t a t i o n . A p J 150 589 —605. — Die Hypothese einer differentiellen Rotation der ß CMa-Sterne ist geeignet, gewisse Widersprüche zwischen Beobachtungen und theoretischen Rechnungen aufzuklären. FS 5491. J. P. Cox, T h e l i n e a r t h e o r y : I n i t i a t i o n b i l i t y i n s t a r s . Vgl. Ref. 1313 S. 3—72.

of p u l s a t i o n a l

insta-

5492. D. 0 . Gough, C o n v e c t i o n i n p u l s a t i n g s t a r s : T i m e - d e p e n d e n t m i x i n g - l e n g t h t h e o r y in t h e o n e - z o n e m o d e l . A J 72 799—800. — Ref. AAS. 5493. T. Ishizuka, N o n - r a d i a l p u l s a t i o n : Publ. Astr. Soc. J a p a n 19 495—500.

One

zone

approximation.

5494. H. E. J0rgensen, J.O.Petersen, O n t h e p u l s a t i o n of R R L y r a e s t a r s a n d t h e s t r u c t u r e of h o r i z o n t a l b r a n c h m o d e l s . ZfA 67 377 —409. — Wasserstoff-brennende Modelle von R R Lyrae-Sternen werden studiert, und es wird gezeigt, daß die Masse mindestens 1.0 Sonnenmasse und daß der Wasserstoffgehalt in den Außenschichten ungefähr 0.90 sein muß, um M v s» 0.5 und eine Lebensdauer von der Größenordnung 108 Jahre zu erhalten. Pulsationsperioden von diesen Modellen werden abgeleitet und diskutiert. Alle Modelle folgen einer Periode-Dichtebeziehung, die f ü r das Studium von R R LyraeSternen in M 3, co Cen und anderen Kugelhaufen und im allgemeinen Feld verwendet wird. Es wird gezeigt, daß die Massen von ab- und c-Veränderlichen in M 3 gleich sind; absolute Werte werden für verschiedene Entfernungen abgeleitet. Ein Vergleich der Daten von M 3 und 0.15 Ä), dagegen unbefriedigend im Linienkern. Die beobachtete Mitte-Rand-Variation der Linie wird nicht einwandfrei dargestellt. Labs 6419. G. D. Finn, D. Mugglestone, R. L. Young, T h e s o l a r s o d i u m D - l i n e s — I I . S c a t t e r i n g p r o f i l e s . MN 137 445—462. — Das Linienprofil der Na DLinie wird unter der Annahme von kohärenter und inkohärenter Streuung f ü r ein Modell mit bzw. ohne Temperaturanstieg in der unteren Chromosphäre berechnet. Der Einfluß von N L T E und Mikroturbulenz auf das Linienprofil wird untersucht. Die Abweichungen von der Beobachtung dürften in fast allen Fällen innerhalb der heute erreichbaren Beobachtungsgenauigkeit liegen. Labs 6420. A. G. Gassanalisade, U n t e r s u c h u n g der F r a u n h o f e r - L i n i e n im S o n n e n s p e k t r u m z w i s c h e n A7710 u n d 7730 A m i t t e l s p h o t o e l e k t r i s c h e r R e g i s t r i e r u n g . I I . W e l l e n l ä n g e n im S p e k t r u m der S c h e i b e n m i t t e und der «Randeffekt». III. B e s t i m m u n g der R o t v e r s c h i e b u n g . Sonnendaten 1966 Nr. 12 S. 58—63, 1967 Nr. 2 S. 75—80 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 10.51.375, 1968 1.51.404: Im Teil I I dieser Arbeit wurden die Wellenlängen von 30 Linien des Sonnenspektrums zwischen 7710 und 7730 A gemessen; davon dienten 6 als Wellenlängennormale. Die Genauigkeit beträgt 0.001 A. Die Lage von 10 Linien wurde auch am Scheibenrand gemessen. Daraus wurde die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne am Äquator zu 1.954 i 0.011 km/sec bestimmt. Die Größe der Rotverschiebung hängt nicht vom Anregungspotential des Ausgangsniveaus oder von der Äquivalentbreite ab. — I m Teil I I I werden die im Spektrum des Zentrums und des Scheibenrandes der Sonne gemessenen Wellenlängen von drei Eisenlinien (AA 7710.380, 7719.064, 7723.213) mit Laborwerten verglichen. I m Scheibenzentrum fehlt die Rotverschiebung, es wird sogar eine geringe Violettverschiebung beobachtet. Am Scheibenrand ist die Rotverschie-

294

VII. Sonne

67, 1967

bung wesentlich kleiner als die vorausgesagte gravitative Größe. Diese Unstimmigkeit kann nicht durch das Vorhandensein von Doppler-Geschwindigkeiten der Gasströme erklärt werden. Kra. * * A. G. Gassanalisade, On t h e p h y s i c a l m e a n i n g of t h e F o r b e s e m p i r i c a l c o n s t a n t . Vgl. Ref. 6140.

Freundlich-

6421. 0 . Gimse, T h e l i f e t i m e of H a - s t r u c t u r e s i n a c t i v e r e g i o n s o n t h e S u n . Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Rep. Nr. 21, 17 S. — Mit einem Coudé-Refraktor (D = 15 cm) und Lyot-Filter (Halbwertsbreite 965 Â) sind Reihenaufnahmen über längere Zeiträume von aktiven Regionen aufgenommen worden. Eine graphische Auswertung ergibt für 574 Fasern eine mittlere Lebensdauer von 4 Stunden. Labs 6422. E. Gökdogan, A. Kiral, N o t e s u r le c o n t i n u d e l ' A t l a s d ' U t r e c h t a u - d e s s o u s d e 4 0 0 0 A. Publ. Istanbul Univ. Obs. Nr. 85, 4 S., 1965. 6423. N. Grevesse, T h e a b u n d a n c e of l e a d in t h e S u n . A p J 149 L37 = Inst, d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 542. 6424. E. A. Gussmann, M o d i f i z i e r t e G e w i c h t s f u n k t i o n e n t h e o r i e f ü r d i e B e r e c h n u n g d e r F r a u n h o f e r - L i n i e n in S o n n e n - u n d S t e r n s p e k t r e n . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 9 149—156. 6425. E. A. Gussmann, M o d i f i z i e r u n g d e r G e w i c h t s f u n t i o n e n m e t h o d e z u r B e r e c h n u n g d e r F r a u n h o f e r - L i n i e n in S o n n e n - u n d S t e r n s p e k t r e n . ZfA 65 456—497. — Durch Einführung einer modifizierten Gewichtsfunktion — im wesentlichen die Ableitung der bisher üblichen — gelingt es, Linienprofile und Äquivalentbreiten sowohl für die Sonne (Intensität) als auch für die Sterne (Strahlungsstrom) in einheitlicher Form darzustellen und eine einfache physikalische Deutung zu geben. Die Anwendung auf Wachstums- und Beitragskurven wird ausführlich diskutiert. Voigt 6426. E. Haugen, A n i s o p h o t o m e t r i c a l s t u d y of w i g g l e s i n t h e s o l a r i r o n l i n e s . Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Rep. Nr. 20, 34 S. — Verf. untersucht die Asymmetrie von Fe-Linien nahe dem Zentrum der Sonenscheibe. Die Asymmetrien schwanken stark von P u n k t zu P u n k t auf der Scheibe. Die Irregularitäten haben Durchmesser bis zu 105 km. Simultane Beobachtungen von Linien verschiedener Stärke zeigen, daß mittelstarke Linien stärker rotverschoben sind als schwache. Die Verschiebung entspricht einer Geschwindigkeit von lkm/sec. Labs 6427. A. G. Hearn, A n i n t e r p r e t a t i o n of t h e t o t a l i n t e n s i t i e s of t h e L y m a n a a n d ß l i n e s of h y d r o g e n e m i t t e d b y t h e S u n . MN 135 305— 317. — Aus Beobachtungen der absoluten Intensität von L œ und ~Lß wird abgeleitet, daß in der emittierenden Schicht die Elektronentemperatur zwischen 16000 und 30000° und die Elektronendichte entsprechend zwischen 109 und 10 11 cm~ 3 liegen. Eine eindeutigere Festlegung dieser Größen wäre möglich, wenn die geometrische Dicke der emittierenden Schicht genauer bekannt wäre. Voigt 6428. G.Henderson, H. T. Betz, P. N. Slater, A p p l i c a t i o n s of t h e p r i s m F a b r y - P e r o t in s o l a r p h y s i c s a n d a i r g l o w . J . Physique 28 C2-287— C2-288. 6429. L. Herzberg, L. Delbouille, G. Roland, A n e w d e t e r m i n a t i o n of t h e C 1 2 / C 1 3 i s o t o p i c a b u n d a n c e r a t i o i n t h e s o l a r p h o t o s p h e r e . A p J 147 697—702 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 530. — Messungen von Wellenlängen und Äquivalentbreiten im Bereich 3874—3875  des Sonnenspektrums bei sehr hoher Auflösung führen zu dem Ergebnis, daß keine Spektrallinien vorhanden sind, die dem Molekül C 13 N zuzuschreiben wären. Hieraus folgt als

67, 1967

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

295

u n t e r e Grenze des Häufigkeitsverhältnisses C 12 : C 1 3 in der Photosphäre der W e r t 40, in naher Übereinstimmung mit dem von Greenstein eto. erhaltenen R e s u l t a t (vgl. A J B 50 Ref. 6103). W . Gl. 6430. H. Holweger, E i n e m p i r i s c h e s M o d e l l d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e m i t lokalem thermodynamischem Gleichgewicht. ZfA 65 365—417 = Sonderdruck Sternw. Kiel N r . 132. — U n t e r konsequenter A n n a h m e lokalen thermodynamischen Gleichgewichts (LTE) wird ein empirisches Modell der Photosphäre u n d u n t e r e n Chromosphäre konstruiert, welches K o n t i n u u m u n d Liniens p e k t r u m von Sonnenmitte u n d -rand wiederzugeben vermag. Zur Festlegung dieses Modells werden herangezogen die Profile von 900 sorgfältig ausgewählten Linien von 31 Atomen u n d Ionen u n d die Absolutintensität des K o n t i n u u m s sowie deren Mitte-Rand-Variation. Die Verwendung anderweitig bestimmter f - W e r t e wird vermieden. Die Temperatur sinkt in der u n t e r e n Chromosphäre (f ~ 10~6) auf 3900° a b ; die Mikroturbulenz ist anisotrop u n d n i m m t nach a u ß e n im Bereich f ~ 1 bis 1 0 - 3 von 2.5 bzw. 3 km/sec (Vertikal- bzw. Horizontalkomponente) auf ~ 1 km/sec (beide Komponenten) ab. Zur I n t e r p r e t a t i o n von Linienprofilen ist die A n n a h m e von L T E bis in die untere Chromosphäre herauf völlig ausreichend. Ausnahmen bilden Resonanzlinien: I h r e beobachtete Linieneinsenkung ist größer als die berechnete (kohärente Streuung!). Kleine Abweichungen d ü r f t e n auch bei stärkeren Linien a m Sonnenrand vorhanden sein, jedoch liegt die Anregungst e m p e r a t u r n u r etwa 50° u n t e r der kinetischen. F ü r die Bestimmung von Häufigkeiten sind diese Abweichungen ohne Bedeutung. Verf. 6431. R. Howard, V e l o c i t y f i e l d s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Solar Physics 2 3—33. 6432. C. de Jager, L. Neven, O b s e r v a t i o n of s o l a r l i n e p r o f i l e s . I . T h e c e n t r e - t o - l i m b V a r i a t i o n of p r o f i l e s of f i f t y l i n e s i n t h e n e a r i n f r a r e d s o l a r s p e c t r u m . B A N Suppl 1 325—396 = Commun. R o y . Obs. Belgique = Commun. Obs. U t r e c h t = Commun. Obs. Roy. Belgique (A) Nr. 2. — Ref. in B A N 19 160. 6433. C. de Jager, L. Neven, A s y s t e m a t i c m e t h o d f o r t h e a n a l y s i s o f h i g h - r e s o l u t i o n F r a u n h o f e r l i n e p r o f i l e s . Solar Physics 1 27—59 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 37 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) N r . 22. — Die Arbeit gibt eine Methode, durch Analyse von Linienprofilen eines Multipletts in hochaufgelösten Spektren folgende Größen zu bestimmen: Makroturbulenz v e o nv M , D ä m p f u n g s k o n s t a n t e y (T), Häufigkeit A, Verteilungsfunktion der Konvektionsgeschwindigkeit f ü r jede optische Tiefe r , Ergiebigkeit S (r) u n d Mikroturbulenz Vturb (T)- Die Methode wurde auf das infrarote C I-Multiplett angewandt u n d ergab: Die Konvektionsgeschwindigkeiten sind Null für r 0 < 0 . 1 u n d wachsen stark an bis zu einem Maximum von 3 km/sec bei r 0 «a 0.15. Der scheinbare Durchmesser der Konvektionselemente ist kleiner als 0?5. Die Konvektion ist isotrop. Als Mikroturbulenz ergibt sich die der Utrecht-Referenz-Atmosphäre. Der Logarithmus des Häufigkeitsverhältnisses C/H ist 0 . 6 3 5 - 4 . Die D ä m p f u n g s k o n s t a n t e des C I-Multipletts s t i m m t g u t mit dem theoretischen W e r t überein. Abweichungen vom L T E werden n u r für r 0 < 0 . 1 gefunden. Labs 6434. C. de Jager, T h e s o l a r r a d i a t i o n Sterrekundige Overdrukken Nr. 52, 9 S.

— present

and

p a s t . Utrechtse

6435. J. T. Jelieries, 0 . R. White, T h e a n a l y s i s of s p e c t r a l - l i n e p r o f i l e s . I . A g e n e r a l i z e d t h e o r y f o r t h e s o l a r c a s e . A p J 150 1051—1059. 6436. M. A. Kljakotko, A. I. Chlystow, Ü b e r z w e i n e u e L i n i e n i m S o n n e n s p e k t r u m . Astr. Bote 1 59—61 (russ. mit engl. Ref.). — Betrifft A 6922.86 u n d X 6922.99.

VII. Sonne

296

67, 1967

6437. M. Kopecky, G. W. Kuklin, E l e c t r i c a l f i e l d in s o l a r a t m o s p h e r e c a u s e d b y p r e s s u r e g r a d i e n t . BAC 18 77—82. — Die Formeln zur Bestimmung der elektrischen Feldstärke E in der Sonnenatmosphäre werden für den Fall eines teilionisierten Gases verallgemeinert. E ist abhängig vom Verhältnis des Wirkungsquerschnittes zwischen neutralen Teilchen und Ionen bzw. Elektronen und wird für verschiedene Niveaus der Atmosphäre berechnet. Ba. 6438. W. A. Krat, On t h e r e s i d u a l i n t e n s i t i e s of t h e F r a u n h o f e r l i n e s H a n d K in t h e c e n t e r of t h e s o l a r d i s k . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 3—5 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. zeigt, daß die Profile der Hund K-Linien in der Photosphäre der Sonne klassische Dämpfungslinien sein müssen mit kleinem, aber deutlich ausgeprägtem Doppler-Kern. Die Restintensität im Zentrum des Kerns sollte 0.030 ± 0.005 betragen. Verf. (ü.) 6439. D. M. Kulisade, Ü b e r die A s y m m e t r i e der K o n t u r e n s c h w a c h e r F r a u n h o f e r - L i n i e n . Nachr. Akad. Wiss. Aserbajdshan. S S R (Phys.-Techn., Math.) 1967 Nr. 1 S. 92—98 (russ. mit aserbajdshan. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1968 3.51.414. * * W. D. Kusminych, D i e s p e k t r a l p h o t o m e t r i s c h e n G r a d i e n t e n T e m p e r a t u r e n der F a c k e l n u n d der P h o t o s p h ä r e im B e r e i c h 12 380 b i s 2 1 0 0 0 A. Vgl. Ref. 6543.

und von

6440. D.Labs, H. Neckel, D i e a b s o l u t e S t r a h l u n g s i n t e n s i t ä t der M i t t e der S o n n e n s c h e i b e im S p e k t r a l b e r e i c h 3 2 8 8 g X g 1 2 4 8 0 A. ZfA 65 133—155 = Mitt. Landessternw. Heidelberg-Königstuhl Nr. 137. — Die Arbeit enthält die endgültigen Ergebnisse der in den Jahren 1961—1964 auf dem Jungfraujoch durchgeführten Messungen der Strahlungsintensität der Sonnenmitte. Sie gibt für den Spektralbereich XX 3288 bis 12480 in Form einer Tabelle die InteX + 20

grale ^

= J I q (A) dX [erg cm - 2 sec - 1 ster - 1 ]. Der mittlere Fehler dieser Werte

ist etwa 1.7 % im UV und etwa 1 % im visuellen und infraroten Gebiet. Die Solarkonstante berechnet sich daraus zu 1.94 cal cm - 2 min - 1 . Labs 6441. D.L.Lambert, A b u n d a n c e of h e l i u m in t h e Sun. Nature 215 43— 44 = Univ. Obs. Oxford Repr. Nr. 24. — Es ist wahrscheinlich, aber heute noch nicht beweisbar, daß der Heliumgehalt in der Milchstraße seit Bildung der heute bestehenden Sterne zugenommen hat. FS 6442. D.L.Lambert, J.P.Swings, 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 . Obs 87 113—117 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 225 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liege Coli. 8° Nr. 540. — Unter Verwendung der Wahrscheinlichkeit für 2 D°— 2 P°-Übergänge wird die Äquivalentbreite der N ILinien um 10400 A berechnet und mit der Beobachtung verglichen. Die Linien sind nicht nachweisbar, was bei ihrer geringen Äquivalentbreite auch kaum zu erwarten ist. Ba. 6443. D.L.Lambert, T h e a b u n d a n c e of neon in t h e S u n . Obs 87 228— 231. — Es wird die relative Häufigkeit des Neon in der Sonne bestimmt und mit den Häufigkeiten in anderen kosmischen Objekten verglichen. Labs 6444. D. L. Lambert, J . P. Swings, F o r b i d d e n c a r b o n I l i n e s in t h e s o l a r s p e c t r u m . Solar Physics 2 34—38 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 232 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 537. — Die verbotenen Linien des neutralen Kohlenstoffs vom 2 s 2 2 p 2 -Term aus werden im Spektrum der Sonne identifiziert. Die stärkste Linie [ C I ] : 1 D 2 — 1 S 0 X 8727.13 ist sicher nachgewiesen. Labs

67, 1967

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

297

6445. P. Lemaire, J. E. Blamont, S t i g m a t i c b a l l o o n s p e c t r a M g I I d o u b l e t . A p J 150 L129—L134. 6446. S.Leone, S o p r a u n Vgl. Ref. 1331 S. 67—70.

modello

T , P , g, K

of t h e

di f o t o s f e r a

solar solare.

* * M. J. Lighthill, P r e d i c t i o n s o n t h e v e l o c i t y f i e l d c o m i n g f r o m a c o u s t i c noise a n d a g e n e r a l i z e d t u r b u l e n c e in a l a y e r o v e r l a y i n g a c o n v e c t i v e l y u n s t a b l e a t m o s p h e r i c r e g i o n . Vgl. Ref. 6660. 6447. M. A. Liwschiz, W. W. Polonskij, D i e D e u t u n g d e r i m S o n n e n s p e k t r u m b e o b a c h t e t e n L i n i e n d e s C O - M o l e k ü l s . A J U d S S R 44 1206— 1210 (russ. m i t engl. Ref.). — Aus den bei 2.3 /t beobachteten Linien des COMoleküls wird die Zahl der Moleküle zu N c o 3 x 1019 cm~ 2 abgeschätzt. Das entspricht dem photosphärischen W e r t des Gasdrucks P » 3 x 104 dyn/cm 2 in der molekülbildenden Schicht. D a m i t diese Ergebnisse mit den Turbulenzgeschwindigkeiten von «s 3 km/sec in der molekularen Schicht übereinstimmen, m u ß die Existenz von dichten kalten Kondensationen a m Boden der Chromosphäre angen o m m e n werden. Auch das Verhalten der CO-Linien in den Fackeln wird behandelt. Verf. (ü.) 6448. E. A. Makarowa, A. W. Charitonow, D i e E n e r g i e v e r t e i l u n g i m S o n n e n s p e k t r u m v o n 1 8 0 0 A b i s 4 m m u n d d i e S o l a r k o n s t a n t e . AC Nr. 435 S. 3—6 (russ.). 6449. S. Matsushima, E f f e c t of u l t r a v i o l e t c o n t i n u u m s p h e r i c r a d i a t i o n f i e l d . A J 72 815. — Ref. AAS.

of t h e

photo-

6450. R. W . Noyes, O b s e r v a t i o n a l s t u d i e s of v e l o c i t y f i e l d s i n t h e s o l a r p h o t o s p h e r e a n d c h r o m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1313 S. 293—320. * * P. A. Olijnyk, B. T. Babij, A. T. Sachman, funktion ( a , y ) . Vgl. Ref. 10492.

Tabellen

der

Sättigungs-

6451. B. J . O'Mara, I n f l u e n c e of l i n e b r o a d e n i n g o n t h e d e t e r m i n a t i o n of e l e m e n t a l a b u n d a n c e s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . A J 72 314. — Ref. AAS. 6452. M . T . Fände, G. F. Sitnik, O n t h e p o s s i b i l i t y of t h e triatomic m o l e c u l e s f o r m a t i o n i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . A J U d S S R 44 91—93 (russ. m i t engl. Ref.). — U n t e r der Annahme lokalen thermodynamischen Gleichgewichts für das Utrechter Referenzmodell werden die Verhältnisse der Konzentrationen n (CH) / n (CH 2 ), n (NH) / n (NH 2 ), n (C2) / n (C 2 H), n (OH) / n (H ä O), n (CN) / n (HCN) u n d n (CO) / n (HCO) als F u n k t i o n e n der photosphärischen Tiefe berechnet. D a r a u s folgt, d a ß dreiatomige Moleküle zu einem nicht unerheblichen Teil aus zweiatomigen entstehen. Anscheinend k a n n bei kleinen Abweichungen vom thermodynamischen Gleichgewicht das Verschwinden der zweiatomigen Moleküle A B u n d A 2 durch Bildung der dreiatomigen Moleküle A B H , A 2 H u n d A H 2 vernachlässigt werden. Verf. (ü.) 6453. M. T. Pande, T h e o r e t i s c h e U n t e r s u c h u n g des Gleichgewichts d e r K o h l e n m o n o x y d m o l e k ü l e b e z ü g l i c h d e r F r e i h e i t s g r a d e in d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e . A J U d S S R 44 737—744 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Transformation eines Rotations- (\AJ\ = 1) u n d eines Schwingungsquants (! Av • = 1 ) des CO-Moleküls in Bewegungsenergie von Partikeln der photosphärischen Materie u n t e r den Verhältnissen in den oberen Schichten der Sonnenphotosphäre (lg Pg = 4), T = 5000°. Zusammenstöße von Molekülen mit Wasserstoffatomen spielen im Vergleich zu Zusammenstößen mit Elektronen u n d Strahlung eine dominierende Rolle. Die Rotations- u n d Schwingungszeit der Relaxation betragen sk 10~6 bzw. 10~4 sec. D a die Relaxationszeit wesentlich

298

V I I . Sonne

67, 1967

kürzer als die entsprechende Lebenszeit der CO-Moleküle im angeregten Z u s t a n d ist, schließt Verf., d a ß die kinetische T e m p e r a t u r der mittleren Rotations- u n d Schwingungstemperatur n a h e k o m m e n m u ß . Deshalb müssen sich die Linien des ersten Obertons des CO im photosphärischen S p e k t r u m u n t e r den Bedingungen der wahren Absorption bilden. Verf. (ü., gek.) 6454. J. V. Peach, T h e s o l a r l i t h i u m a b u n d a n c e . A J 72 822. — Ref. AAS. 6455. J. C. Pecker, T a b l e f o r t h e c a l c u l a t i o n of e x c i t a t i o n t e m p e r a t u r e of F r a u n h o f e r r a y s . Rev. Fac. Sei. Univ. I s t a n b u l (C) 30 109—111, 1966 (französ.). * * W . K. Prokofjew, A. B. Sewerny, O n t h e d e t e r m i n a t i o n l i n e 6 1 0 3 . 6 4 A i n s u n s p o t s p e c t r a . Vgl. Ref. 6556.

of

the

Li

6456. J . Richter, K.-F. Tonner, B e s t i m m u n g des Häufigkeitsverhältn i s s e s C 1 2 / C 1 3 i n d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e . ZfA 67 155—164. — E s wird über Wellenlängenmessungen von Linien in den violetten (0,0)-Banden der C 12 N-, C 1 3 N-, C 1 2 H- u n d C 1 3 H-Moleküle berichtet. Einige C 1 2 H—C 1 3 H-Linienpaare erscheinen relativ ungestört im Sonnenspektrum. Aus ihren Äquivalentbreiten ergibt sich ein solares Häufigkeitsverhältnis C 12 /C 13 = 100 ;L 30. Verf. 6457. A. Righini, M. Rigutti, Vgl. Ref. 1327 S. 121—124.

Solar

abundances

of

some

rare

earths.

6458. F. Roddier, O b s e r v a t i o n of t h e s o l a r l i n e o s c i l l a t i o n s with a n a t o m i c - b e a m s p e c t r o p h o t o m e t e r . A p J 147 1113—1116 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 206. — Mit Hilfe des Atomstrahl-Resonanz-Spektrometers u n d des McMath-Sonnenteleskops werden die 300 sec-Geschwindigkeitsoszillationen der photosphärischen Granulation beobachtet. Die Sr-Linie 4607 A wechselt periodisch zwischen einem symmetrischen bei 4607 A u n d einem blauverschobenen unsymmetrischen Profil. Labs 6459. G . R o l a n d , L. Delbouille, T h e s o l a r s p e c t r u m i n t h e 5 5 7 7 a n d 6 3 0 0 A r e g i o n s . P l a n e t . Space Sei. 15 945—949 = I n s t . d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 532. 6460. B. Rompolt, T a b l e s of p r o f i l e s of t h e m e a n i n t e n s i t y p h o t o s p h e r i c r a d i a t i o n i n H a l i n e f o r t h e m o v i n g p r o m i n e n c e s . Acta Univ. Wratislaviensis Nr. 75 (Mat., Fiz., Astr.) V I I , 90 S. = Contr. Wroclaw Astr. Obs. Nr. 15. — E s werden Tabellen des photosphärischen Ha-Profils gerechnet, wie sie von Protuberanzen in verschiedenen Höhen u n d m i t verschiedenen Geschwindigkeiten gesehen werden. Labs 6461. J. Ross, L. H. Aller, 0 . C. Möhler, S o l a r 158 534. — Ref. A A AS.

abundance

6462. J . E. Ross, L. H. Aller, S o l a r a b u n d a n c e — Ref. AAS.

of l e a d .

of c h r o m i u m .

6463. A. Schadee, T h e s o l a r l i n e a t A 8 6 6 8 Â i n t e r p r e t e d 147 363—364.

Science

A J 72 825. as CN.

ApJ

6464. E. Schatzman, P. Souffrin, W a v e s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Ref. 834 S. 67—84 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 350.

Vgl.

* * G. Schmahl, Z u m Z u s t a n d d e r S o n n e n f a c k e l n . Vgl. Ref. 6564.

von

6465. L. M. Schulman, Ü b e r in der H o c h a t m o s p h ä r e

photosphärischen

Schichten

die A b s o r p t i o n der a k u s t i s c h e n E n e r g i e d e r S o n n e . Vgl. Ref. 1156 S. 49—56. — D a

67, 1967

299

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

Chromosphäre und Korona optisch durchlässige Medien sind, unterliegen die Schallwellen infolge der radiativen Relaxation starker Absorption. Mit Rücksicht auf diesen Prozeß kann die Transformation von Schallwellen in Stoßwellen nur in Höhen unterhalb (4—5) X 10 3 km stattfinden. Infolge der Abhängigkeit des Absorptionskoeffizienten von der Frequenz werden die verschiedenen Schichten der Atmosphäre durch Wellen verschiedener Gebiete des akustischen Spektrums aufgeheizt. Verf. kommt zu dem Schluß, daß die Struktur der oberen Atmosphären von Sonne und Sternen, in denen ein akustischer Energiefluß in der Chromosphäre existiert, nicht nur durch den integralen Energiefluß, sondern auch durch seine spektrale Zusammensetzung bestimmt wird. Verf. (ü.) 6466. B. A. Schwartz, N u m e r i c a l e x p e r i m e n t s o n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . A J 72 827. — Ref. AAS. 6467. N. R. Sheeley jr., T h e a v e r a g e p r o f i l e of t h e s o l a r K - l i n e d u r i n g t h e s u n s p o t c y c l e . A p J 147 1106—1112 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 205. — Derjenige Teil der Sonnenoberfläche, auf dem die K-Linie in Emission auftritt, variiert in Größe so stark mit der Sonnenfleckenkurve und anderen Einflüssen, daß die Sonne aus großer Entfernung im Licht der K-Linie als merklich veränderlicher Stern erscheinen würde. PS 6468. N. R. Sheeley jr., O b s e r v a t i o n s of s m a l l - s c a l e s o l a r m a g n e t i c f i e l d s . Solar Physics 1 171—179 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 208. — Auf Spektrogrammen, die in Augenblicken bester Sicht, also mit hoher räumlicher Auflösung, vom 80 cm-Sonnenbild des K i t t Peak Obs. aufgenommen wurden, findet man folgende Phänomene: Magnetfelder mit Feldstärken von mehreren hundert Gauß sind in winzigen Flächen (500 km Durchmesser) oft weit entfernt von Aktivitätsgebieten zu finden. In diesen Gebieten scheinen viele Fraunhofer-Linien geschwächt zu sein. Die Mikromagnetfelder finden sich oft in intergranularen Gebieten. Die kleinen Gebiete mit relativ starken Feldern stimmen überein mit hellen Ca+K 232 -Emissionen, aber nicht mit den sogenannten K 2V Gebieten auf Spektroheliogrammen. Labs 6469. G. F. Sitnik, E i n e n e u e B e s t i m m u n g Nr. 444 S. 1—5 (russ.). — 2.076 cal/cm 2 min.

der

Solarkonstanten.

AC

6470. G. F. Sitnik, M. T. Pande, T h e V i b r a t i o n a n d k i n e t i c t e m p e r a t u r e f o r CO m o l e c u l e s i n t h e s o l a r p h o t o s p h e r e . A J UdSSR 44 504—512 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Beobachtungen am Turmteleskop des SternbergInstituts wurde unter Verwendung von 16 CO-Übergängen im Wellenlängenbereich von 2.3 ,a bis 2.5 fi die Schwingungstemperatur der Sonnenmitte zu 4800° bestimmt. Aus der Übereinstimmung mit anderen Bestimmungen der kinetischen und Rotationstemperaturen wird geschlossen, daß in der Schicht, in der die COLinien entstehen, lokales thermodynamisches Gleichgewicht herrscht. Ba. 6471. G. F. Sitnik, M. T. Pande, Ü b e r zwei Z e r s t ö r u n g s p r o z e s s e der C O - M o l e k ü l e in d e r S o n n e n p h o t o s p h ä r e . A J UdSSR 44 732—736 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutieren zwei Dissoziationsprozesse von COMolekülen in der Übergangsschicht zwischen Photosphäre und Chromosphäre und berechnen die Dissoziationsgeschwindigkeit. Die Photodissoziation durch Elektronenübergang ist etwas wirksamer als die Dissoziation des CO beim Zusammenstoß mit Wasserstoffatomen. Die Zeit der chemischen Relaxation des Photodissoziationsprozesses beträgt etwa 45 Min. Unter dieser Bedingung ist mit der Herstellung der Maxwell-Boltzmannschen Verteilung der reagierenden COMoleküle zu rechnen. Verf. (ü.) * * S. F. Smith, H. E. Ramsey, F l a r e p o s i t i o n s r e l a t i v e t o m a g n e t i c f i e l d s . Vgl. Ref. 6688.

photospheric

300

67, 1967

V I I . Sonne

6472. E.A.Spiegel, K.-H. Böhm, T h e z o n e . Vgl. Ref. 1313 S. 347—384.

solar

atmospheric

convection

6473. R. Stair, W. R. Waters, H . T . E l l i s , T h e s o l a r c o n s t a n t b a s e d o n n e w s p e c t r a l i r r a d i a n c e d a t a f r o m 3 1 0 0 t o 5 3 0 0 A. J O S A 57 575. — Ref. OSA. 6474. K. St^pien, H y d r o m a g n e t i c o s c i l l a t i o n s i n a s t r a t i f i e d s p h e r e . AA 17 31—54 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 225.

atmo-

6475. K. S. K. Swamy, A s e l f - c o n s i s t e n t s p h e r e . A J 72 322. — Ref. AAS.

atmo-

empirical

model

solar

6476. J. W. Swensson, A s e a r c h f o r t h e f o r b i d d e n l i n e s of s i l i c o n i n t h e F r a u n h o f e r s p e c t r u m . Acta Univ. Lundensis (2) 1967 Nr. 24, 7 S. = Medd. Lunds Obs. (2) Nr. 149. — Verf. untersucht das Sonnenspektrum nach verbotenen Linien des Si I im Grundzustand 3 s 2 3 p 2 unter der A n n a h m e einer Si-Menge von log ( N S J / N H ) = 7 . 5 0 - 1 2 . Vier solcher verbotener Übergänge sind stark genug, deutliche Absorptionslinien zu ergeben. Linien der Multipletts ^ P - 1 ! ) u n d » P - ^ bei 16000 A bzw. 6500 A k o n n t e n nicht gefunden werden. J a . 6477. J. W. Swensson, F o r b i d d e n l i n e s of n e u t r a l s p e c t r u m . Naturwissenschaften 54 440.

c a r b o n in t h e

solar

6478. J. W. Swensson, O n f o r b i d d e n N I l i n e s i n t h e F r a u n h o f e r s p e c t r u m . ZfA 66 156—160. — Seit 1952 wurden verschiedene Versuche u n t e r nommen, das verbotene Multiplett 2 D° — 2 P° des N I im F r a u n h o f e r - S p e k t r u m nachzuweisen. Diese Linien bei A 10400 wurden erneut untersucht mit Hilfe von K . B. S. Erikssons neuen Messungen der Wellenlängen der [N I]-Übergänge. Die spektrophotometrischen Registrierungen f ü r den Sonnenatlas von DelbouilleRoland zeigten keine Spur der vier Linien des infraroten [N I]-Multipletts. I n Übereinstimmung mit diesen Beobachtungen zeigt eine Abschätzung der Äquivalentbreiten der fraglichen Linien im Sonnenspektrum, daß diese zu schwach sind, u m auf den zur Zeit verfügbaren photometrischen Registrierkurven e r k a n n t zu werden. Verf. 6479. R . G. Teske, P r o f i l e s of t h e C a l l H a n d K r e v e r s a l s n e a r s o l a r m i n i m u m . Publ A S P 79 110—118. — Die Linienprofile der H - und K-Linien wurden an ungestörten Stellen der Sonnenscheibe im Maximum (1957) u n d Minim u m (1965) mit hoher Auflösung gemessen. Zwischen den Beobachtungsreihen zeigen sich geringe systematische Unterschiede im Profilverlauf. Ba. 6480. A. Title, V e l o c i t y — Ref. AAS.

fields

6481. B. Valnicek, P h o t o g r a p h y 233—235 (tschech.).

in of

the the

solar

atmosphere.

solar

atmosphere.

AJ

72 323.

Vesmir 46

6482. B.Warner, S o m e e f f e c t s of p r e s s u r e b r o a d e n i n g i n s o l a r a n d s t e l l a r c u r v e s of g r o w t h . MN 136 381—388 = Commun. Univ. Obs. Oxford Nr. 94. 6483. G. J. Wassiljewa, I. W. Judina, H e l l i g k e i t s f l u k t u a t i o n e n in der d a t e n 1967 Nr. 7 S. 76—81 (russ.).

Über d as ungestörten

Stärkespektrum der P h o t o s p h ä r e . Sonnen-

* * G. J. Wassiljewa, S. B. Korobowa, Ü b e r d e n Z u s t a n d d e r Photos p h ä r e v o r d e m A u f t r e t e n v o n S o n n e n f l e c k e n . Vgl. Ref. 6578. 6484. G. L. Withbroe, P h o t o s p h e r i c a b u n d a n c e of i r o n . A J 72 837—838. — Ref. AAS.

67, 1967

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

301

6485. G. L. Withbroe, A n a n a l y s i s of C H i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . A p J 147 1117—1130. — Beobachtungen an Spektrallinien des CH-Moleküls werden zur Untersuchung der äußersten Photosphärenschicht verwandt. Die Bedingungen, die in dieser Schicht herrschen, werden recht gut durch das Modell 10 von Eiste oder durch Mutschlecners Modell dargestellt. Die Annahme lokalen thermodynamischen Gleichgewichts scheint als erste Annäherung zulässig zu sein. W. Gl. * * N. F. Wojchanskaja, V e r g l e i c h e n d e U n t e r s u c h u n g der Wassers t o f f l i n i e n in d e n S p e k t r e n v o n F a c k e l n u n d d e r u n g e s t ö r t e n P h o t o s p h ä r e . Vgl. Ref. 6580. 6486. C. Zwaan, N o t e o n t h e n o r m a l i z a t i o n of t h e N B S g r / - v a l u e s a n d o n t h e s o l a r a b u n d a n c e s of t h e a l k a l i m e t a l s . BAN 19 1—5 = Commun. Obs. Utrecht = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 34. — Die Normalisierung der NBS-^/—Werte der Alkalimetalle ist nicht korrekt. Dies erklärt die Unterschiede zwischen den Häufigkeiten bei Aller (vgl. A J B 65 Ref. 6403) und Goldberg, Müller, Aller (vgl. A J B 60 Ref. 6420). Labs Granulation 6487. K. Birkle, Ü b e r d a s V e r h a l t e n d e r p h o t o s p h ä r i s c h e n G r a n u l a t i o n i m F l e c k e n z y k l u s . ZfA 66 252—263 = Mitt. Fraunhofer-Inst. Freiburg Nr. 71. — Ein von C. Macris und D. Elias 1955 gefundener möglicher Zusammenhang zwischen der Anzahl der photosphärischen Granulen und der Sonnenfleckenrelativzahl wurde geprüft. Dazu wurde anhand eines homogenen, einen Zeitraum von 15 Jahren überdeckenden Aufnahmematerials die Granulendichte (Zahl der Granulen pro 10" X 10' Fläche auf der Sonnenscheibe, reduziert auf Scheibenmitte) in inaktiven Gebieten der Photosphäre gemessen. Bei einem mittleren Fehler eines Meßwertes von ± 4 %, der wesentlich kleiner ist als die von jenen Autoren ermittelte Variation der Granulenzahl, konnte keine Änderung der Granulendichte während des Sonnenzyklus festgestellt werden. Die unreduzierten Meßwerte lassen bereits im inneren Teil der Sonnenscheibe (& < 30°) die Andeutung einer Mitte-Rand-Variation der Granulendichte in Form einer Abnahme mit wachsendem & erkennen. Eine mögliche Erklärung hierfür wird gegeben. Aus den Messungen der Granulendichte auf einer Stratoskop I-Aufnahme wurde ein mittlerer Granulenabstand von 179 abgeleitet. Verf. 6488. J. E. Blamont, G. Carpentier, M i s e e n e v i d e n c e d e la g r a n u l a t i o n s o l a i r e ä 2 0 0 0 A. Solar Physics 1 180—190. — Acht monochromatische (?. = 2000 A) Aufnahmen des Sonnenrandes werden im Hinblick auf die Granulationsstruktur im fernen UV untersucht. Der Spektralbereich ist durch ein Interferenzfilter von 125 A Halbwertsbreite ausgeblendet. Die Aufnahmen wurden von einem Ballon aus in 30.5 km Höhe mit einem 20 cm-Cassegrain-Teleskop und einer Auflösung von 1" gemacht. Die Nachführgenauigkeit des Teleskops betrug 2". Es wurden Aufnahmen in Abständen von 210 Sekunden bei einer Belichtungszeit von 0.25 Sekunden aufgenommen. Man beobachtete Helligkeitsvariationen von 10" bis 20" Durchmesser mit Lebensdauern von über einer halben Stunde (chromosphärische Mikrofackeln) und eine Art Granulation, für die ein mittlerer Abstand von 4" berechnet wird. Labs 6489. R. J. Bray, R. man and Hall Ltd., 1120—1121, BSAF Space Sei. 16 144,

E. Loughhead, T h e S o l a r G r a n u l a t i o n . London, Chap1967. 14 + 150 S. Preis 60 s. — B. in Ann d'Astrophys 30 82 198—199, JBAA 78 244, Obs 88 30—31, Planet. Science 158 969—970, Sterne 44 39, ZfA 68 416—118.

6490. A. Clark jr., H. K. Johnson, M a g n e t i c - f i e l d a c c u m u l a t i o n i n s u p e r g r a n u l e s . Solar Physics 2 433—440. — Zur Erklärung der von Leighton,

302

VII. Sonne

67, 1967

Noyes, Simon (vgl. A J B 62 Ref. 6438, A J B 64 Ref. 6471) beobachteten Häufung vertikaler Magnetfelder in den Grenzgebieten zwischen Supergranulen werden theoretische Modelle entwickelt, die das Wachstum von Magnetfeldern längs der Begrenzungen der Supergranulationszellen verständlich machen. W. GL 6491. J. W. Evans, S o l a r g r a n u l e s i n t h e u l t r a v i o l e t a n d y e l l o w . A J 72 795—796. — Ref. AAS. 6492. T. J. Janssens, E. H. Rogers, I). Yrabec, S i x t y - t w o h o u r ( c o n t i n u o u s ) s o l a r m o v i e f o r t h e s t u d y of s u p e r g r a n u l e s . A J 72 806. — Ref. AAS. 6493. M. Levy, A n a l y s e p h o t o m e t r i q u e s t a t i s t i q u e d e la g r a n u l a t i o n . Ann d'Astrophys 30 887—894. — Mit Hilfe von Aufnahmen der Granulation auf dem Pic du Midi wird die Helligkeit des solaren Kontinuums in der scheinbaren Sonnenmitte als Funktion der Koordinaten und der Zeit statistisch untersucht. W. Gl. 6494. F.Meyer, H.U.Schmidt, D i e E r z e u g u n g v o n S c h w i n g u n g e n i n d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e d u r c h e i n z e l n e G r a n u l a . ZfA 65 274—298. — Verf. untersuchen die von einzelnen Granulen ausgehenden atmosphärischen Schwingungen für eine Reihe von Modellparametern der Granulen. Die gefundenen Ergebnisse werden mit der Beobachtung verglichen und durch sie bestätigt. Ba. 6495. G.W.Simon, O b s e r v a t i o n s of h o r i z o n t a l m o t i o n s i n solar g r a n u l a t i o n : T h e i r r e l a t i o n t o s u p e r g r a n u l a t i o n . ZfA 65 345—363. — Auf Aufnahmen unter ausgezeichneten atmosphärischen Bedingungen wird über eine statistische Analyse das kinematische Verhalten der Granulen untersucht. Ihre Bewegung erfolgt bevorzugt nach den Rändern der durch das H a Netzwerk begrenzten Supergranulen. Die mittlere Lebensdauer einer Granule wurde zu 8 Minuten bestimmt. Ba. 6496. Y. Uchida, R e s o n a n t r e s p o n s e s of t h e s o l a r a t m o s p h e r e t o t h e g r a v i t a t i o n a l - h y d r o d y n a m i c w a v e s . A p J 147 181—192. — E s wird die Ausbreitung von hydrodynamischen Gravitationswellen niederer Frequenzen in einem Photosphären-Chromosphären-Modell mit Supergranulationsstruktur diskutiert. Die Wirkung verschiedener Arten von Wellen auf die Struktur des Übergangsgebietes Photosphäre-Chromosphäre wird untersucht. Verf. findet, daß der Hauptanteil des Energietransports in die Korona von Schallwellen getragen wird. Labs 6497. G. J. Wassiljewa, A. S. Sherbina, K. A. Najdenowa, I. W. Judina, A. K. Tschandajew, P h o t o e l e k t r i s c h e P h o t o m e t r i e d e r S o n n e n g r a n u l a t i o n i n e i n i g e n G e b i e t e n d e s K o n t i n u u m s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 6—61 (russ. mit engl. Ref.). 6498. G. J. Wassiljewa, P h o t o e l e c t r i c p h o t o m e t r y of s o l a r g r a n u l a t i o n i n s e v e r a l r e g i o n s of t h e c o n t i n u u m . Solar Physics 1 16—26. — E s werden die photosphärischen Helligkeitsfluktuationen im Kontinuum in der Nähe der Sonnenmitte simultan in zwei Wellenlängen lichtelektrisch photometriert. Aus diesen Registrierungen werden die Autokorrelationsfunktionen und die räumlichen Spektren sowie die relative räumliche Phasenlage und die Spektrenkohärenz für Registrierungspaare berechnet. Es ergab sich unter anderem: 1. Die Kreuzkorrelation zwischen je zwei Registrierungen ist eine Funktion des Abs t a n d e s t A zwischen den gewählten Wellenlängen. 2. Man beobachtet eine konstante relative Versetzung der Helligkeitsfluktuationen in zwei verschiedenen Bereichen, die sich in einer Asymmetrie der Kreuzkorrelationsfunktion ausdrückt. 3. Der Korrelationsradius ist wellenlängenabhängig. Labs

67, 1967 A J B 66 Ref. A J B 66 Ref. A J B 66 Ref. A J B 66 Ref. 1657—1658, A J B 66 Ref.

303

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität 6429 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken 6430 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken 6438 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 6453. — W. B. in Ann d'Astrophys 30 1122, JOSA 57 701. 6464 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 145.

Nr. 24. Nr. 25. 21. Applied Optics 6

§ 65

Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität * * A. R. Abbassow, R e l a t i o n s h i p b e t w e e n t h e r a d i o e m i s s i o n f l u x f r o m l o c a l s o l a r s o u r c e s a n d t h e s t r u c t u r e of t h e a c t i v e S u n ' s r e g i o n s o b s e r v a b l e o p t i c a l l y . Vgl. Ref. 6848. * * A. R. Abbassow, D e r E i n f l u ß d e s M a g n e t f e l d e s a u f d e n R a d i o s t r a h l u n g s f l u ß der mit F l e c k e n g r u p p e n verbundenen Quellen. Vgl. Ref. 6849. 6501. M. G. Adam, L i n e c o n t o u r s i n s u n s p o t r e g i o n s . MN 136 71—90 = Commun. Univ. Obs. Oxford Nr. 92. — Es wurden die Profile der Fe-Linie 6302.5 Ä in einem Sonnenfleck in polarisiertem Licht beider Richtungen (NS und EW) gemessen. Gleichzeitig wurden die magnetischen Feldstärken und deren Richtung sowie die Evershed-Geschwindigkeiten bestimmt. Die beobachteten Profile werden mit denen verglichen, die nach der Theorie der Linienbildung der Zeeman-Komponenten nach Stepanow zu erwarten sind. Obwohl die Äquivalentbreiten der Linie in beiden Polarisationsebenen merklich unterschiedlich sind, zeigen sie doch gute Übereinstimmung mit der Theorie. Labs 6502. M . G . A d a m , S u n s p o t m a g n e t i c f i e l d s : D e t e r m i n a t i o n of t h e c o n f i g u r a t i o n of t h e l i n e s of f o r c e . Vgl. Ref. 1318 S. 225—232 = Univ. Obs. Oxford Repr. Nr. 20. 6503. M. D. Altschuler, E l e c t r i c a l c o n d u c t i v i t y g r a d i e n t s i n s u n s p o t s . Solar Physics 1 377—388. — Schröter h a t gezeigt, daß die elektrische Leitfähigkeit der Umbramaterie um einen Faktor 10 1 geringer ist als die von Cowling angegebenen Werte. Daraus folgt, daß die Leitfähigkeitsgradienten am Rande des Flecks erhebliche Werte annehmen werden. Unter diesen Bedingungen ergibt sich ein Ringstrom um den Fleck sowohl in der Photosphäre als auch in der Chromosphäre. Labs * * A. Antalova, T h e p h o t o s p h e r i c s i t u a t i o n c o n n e c t e d w i t h d e v e l o p m e n t of f l a r e s a c c o m p a n i e d b y t y p e I V r a d i o b u r s t s . Ref. 6605.

the Vgl.

6504. M. C. Ballario, A s t u d y of t h e p l a g e s a n d s u n s p o t g r o u p s o b s e r v e d d u r i n g t h e R e t r o s p e c t i v e W o r l d I n t e r v a l s f o r 1964. IQSY Notes Nr. 17, 12 S., 1966 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 146/1. 6505. M. C. Ballario, T h e s o l a r a n d g e o m a g n e t i c a c t i v i t y o b s e r v e d d u r i n g t h e I Q S Y R e t r o s p e c t i v e W o r l d I n t e r v a l f o r 1965. IQSY Notes Nr. 18, 5 S., 1966 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 146/11. 6506. E. K. Bigg, P. S. Mulhall, P l a n e t a r y m o d u l a t i o n of s o l a r a c t i v i t y . Vgl. Ref. 1351 S. 53—54 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Sydney = R P P 1139.

304

67, 1967

VII. Sonne

6507. J.Billings, S u n s p o t s . J . Astr. Soc. West. Australia 18 April S. 3. 6508. J. C. Brandt, 15 941.

The

search

for

solar

M-regions.

Planet. Space Sei.

6509. A. Bruzek, O n a r c h - f i l a m e n t s y s t e m s i n s p o t g r o u p s . Solar Physics 2 451—461 = Mitt. Fraunhofer-Inst. Freiburg Nr. 75. — Die Eigenschaften der bogenförmigen Filamente, die in H a zwischen den Flecken junger bipolarer Gruppen beobachtet wurden, werden untersucht und mit denen anderer Arten von Filamenten verglichen. W. Gl. 6510. V. Bumba, R a d i a l m o t i o n s in s m a l l a n d y o u n g s u n s p o t s . 18 238—243 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 221.

BAC

6511. V. Bumba, M a g n e t i c f i e l d s i n s m a l l a n d y o u n g s u n s p o t s . Solar Physics 1 371—376 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 222. — Mit dem McMath-Sonnenteleskop des K i t t Peak National Obs. wurden 1964 die Magnetfeldstärken in etwa 40 kleinen Sonnenflecken (1000—5000 km Durchmesser) gemessen. Bs zeigten sich im Widerspruch zu früheren Messungen mit kleineren Teleskopen unerwartet hohe Feldstärken (1200 Gauß und größer). Ungewöhnlich starke Verbreiterungen von F e i A 6312.508 in intergranularen Regionen bei Supergranulen lassen darauf schließen, daß solche Gebiete im Zustand der Fleckenbildung sind. Gü-Li 6512. S. M. Chitre, G. Shaviv, A m o d e l of t h e s u n s p o t u m b r a . Solar Physics 2 150—157. — Das hier entwickelte Modell eines Sonnenfleckenkerns beruht auf der Verfeinerung einer früheren Untersuchung des ersten Verf. (vgl. AJB 63 Ref. 6508). Nach diesem Modell erstreckt sich der Fleck bis in eine Tiefe von 2330 km, wo die Magnetfeldstärke 11000 Gauß beträgt. Seine Oberfläche liegt etwa 400 km unter der ungestörten Photosphäre. W. Gl. 6513. T. P. Chromowa, A d e t e r m i n a t i o n of t h e a b u n d a n c e of s e v e r a l e l e m e n t s in t h e S u n u s i n g t h e s u n s p o t s p e c t r a . V. T h e g a l l i u m a b u n d a n c e . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 89—93 (russ. mit engl. Ref.). — Aus der Linie A 4172.05 wird die Galliumhäufigkeit auf der Sonne bestimmt: IgNGa = 1-44 : t: 0.4 aus Spektren von Sonnenflecken und lg NGa = 2.16 ± 0.4 aus dem Spektrum der Photosphäre. Die unterschiedlichen Ergebnisse können durch die Existenz eines Blends in der A 4172.05 Linie erklärt werden. Dann führt die Bestimmung der Galliumhäufigkeit aus Spektren von Flecken und Photosphäre zu ein und demselben Wert lg N o a = 1.43 ± 0.40 (bei lg N h = 12.0). Verf. (ü.) 6514. E. Chvojkovà, S u n s p o t a p p e a r a n c e a n d s t a r s w i t h p u l s a t i n g m a g n e t i c f i e l d f r o m J e n s e n ' s t h e o r y of m a g n e t i c t u b e s . BAC 18 89—93. — Das Verhalten eines magnetischen Torus unter dem Einfluß veränderlicher Parameter der Sternoberfläche wird auf Grund der Jensenschen Theorie untersucht; daraus erklärbare Vorgänge an der Sonnenoberfläche werden diskutiert. Ba. 6515. V. Cistjakovs, S a u l e s p l a n k u m i .

ZD 1967. gada rudens S. 14—20.

6516. V. Croce, L a d e t e r m i n a z i o n e d e i c a m p i m a g n e t i c i d e l l e m a c c h i e s o l a r i a l l ' O s s e r v a t o r i o A s t r o n o m i c o d i R o m a . Mem SA I t (NS) 38 215—239 = Oss. Astr. Roma Contr. Sci. (3) Nr. 55. * * A. A. Danilow, B. P. Kriwoschapkin, S. 0 . Morosowa, A. W. Sobolew, V a r i a t i o n e n des g e o m a g n e t i s c h e n F e l d e s in J a k u t s k u n d S o n n e n a k t i v i t ä t . Vgl. Ref. 7630.

SD die

6517. E. E. Dubow, A d e t e r m i n a t i o n of t h e s o l a r a b u n d a n c e of s e v eral e l e m e n t s f r o m s u n s p o t s p e c t r a . IV. T h e l i t h i u m a b u n d a n c e

67, 1967

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

305

( 6 7 0 7 . 9 A). Mitt. Astrophys. Obs. Krim 36 87—89 (russ. mit engl. Ref.). — Aus der Äquivalentbreite der Resonanzlinie des Lithium (6707.9 À) und aus den Äquivalentbreiten einiger Natrium- und Aluminiumlinien, die in den Spektren von Sonnenflecken gemessen wurden, wird mit Hilfe der Wachstumskurve die Lithiumhäufigkeit bestimmt. Sie unterscheidet sich von dem aus der Lithiumlinie 6103.6 A (lg N l ì = 1.8) erhaltenen Wert und beträgt lg N L i = 1.2 ± 0.3; sie übersteigt also die Lithiumhäufigkeit in der Photosphäre (lg N l ì = 0.96) nicht sehr. Die Differenz liegt innerhalb der möglichen Fehlergrenzen. Dabei wurde lg N h = 12.0 angenommen. Die Bildung der Linie 6103.6 A hängt offensichtlich nicht nur mit der Absorption der Lithiumatome (Blends) zusammen. Verf. (ü.) 6518. 0 . Engvold, O n t h e K - l i n e of C a l l i n s u n s p o t s . Astrophys. Norvegica 10 173—188. — Die K 3 -Absorption wird (im Gegensatz zu früheren Beobachtungen) auch in der Umbra beobachtet. Der Abstand der K 2 -Emissionen vergrößert sich mit dem Abstand von der Sonnenmitte. Die Doppler-Breite des K 232 -Profils variiert von 9 bis 13 km/sec in der Umbra. Ein Vergleich von magnetischer Feldstärke und Geschwindigkeit der Ca Ii-Ionen f ü h r t zur Annahme starker magnetohydrodynamischer Wellenfelder in der Chromosphäre. Labs 6519. 0. Engvold, On t h e K l i n e of C a l l i n s u n s p o t s . Solar Physics 2 234—236 = Inst. Theoret. Astrophys : Blindern-Oslo Repr. Nr. 72. 6520. G. Godoli, F. Mazzucconi, C o n s i d e r a z i o n i s u l l ' a t t e n d i b i l i t à d e l l e m e d i e m e n s i l i d i i n d i c i s o l a r i . Coelum 85 48—50 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 172. 6521. G. Godoli, B. C. Fossi, R i c e r c h e s u l l e a s s o c i a z i o n i d e i c e n t r i d i a t t i v i t à s o l a r e . Mem SA I t (NS) 38 107—115 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 162. — Vier der fünf Assoziationen von Aktivitätszentren, die für das J a h r 1962 von Bumba und Howard (vgl. A J B 65 Ref. 6112) festgestellt wurden, werden untersucht. I m allgemeinen ist das erste Aktivitätszentrum der Assoziation am intensivsten. Die Intensitätsabnahme innerhalb der Assoziation kann nicht allein auf den im J a h r e 1962 beobachteten Abstieg der Sonnentätigkeit zurückgeführt werden. W. Gl. 6522. G. Godoli, G. Poletto, On t h e e v a l u a t i o n of s o l a r a c t i v i t y a t d i f f e r e n t h e l i o g r a p h i c l a t i t u d e s . Mem SA I t (NS) 38 241—244 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 165. 6523. G.Godoli, R i c e r c h e s u l c i c l o m a g n e t i c o s o l a r e e s e g u i t e 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 r c e t r i . Vgl. Ref. 1331 S. 25—27. 6524. G. Godoli, R i c e r c h e s u l l ' a t t i v i t à , e v o l u z i o n e e s t r u t t u r a d i f e n o m e n i s o l a r i in corso 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 di A r c e t r i . Vgl. Ref. 1331 S. 3 7 ^ 3 . 6525. S. Gopasjuk, L. Krivsky, R e c o n n e c t i o n of m a g n e t i c f i e l d of a c t i v e r e g i o n s b y t h e i n t e r a c t i o n of t h e i r e x t e n s i o n s i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . Solar Physics 1 145—147, mit einer Verbesserung S. 504. 6526. S. I. Gopasjuk, T e m p o r a l v a r i a t i o n s of t h e m a g n e t i c f i e l d i n a c t i v e s o l a r r e g i o n s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 36 56—68 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht photoelektrische Beobachtungen longitudinaler Magnetfelder in zwei aktiven Gebieten. In einem Gebiet überdecken die Beobachtungen die gesamte Fleckenentwicklung, im anderen nur das Stadium der Auflösung. Auch Radialgeschwindigkeiten, die im Stadium des Auftretens der Flecken erhalten wurden, werden verwandt. Verf. zieht folgende Schlüsse: 1) Die Entstehung eines Flecks wird begleitet durch: a) Eine Zunahme der magnetischen Feldstärke im Hügelzentrum, b) Die Expansion des Magnetfeldes in der Nähe Astronom. Jahresbericht 1967

20

306

VII. Sonne

67, 1967

des Hügelzentrums und durch eine gewisse Kontraktion an seiner Peripherie, c) Das Auftreten von Radialgeschwindigkeiten, die das Absinken des Gases im Pieckengebiet anzeigen. 2) Mit der Entwicklung der Flecken haben sich ihre Felder nur ausgedehnt, dabei stieg die Expansionsgeschwindigkeit vom Hügelzentrum zum -rand an. 3) I m Stadium der Auflösung der Flecken wurde eine Spaltung der Magnetfelder beobachtet. Verf. (ü.) 6527. S. I. Gopasjuk, T h e v e l o c i t y f i e l d in a n a c t i v e r e g i o n a t s p o t a p p e a r a n c e s t a g e . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 29—43 (russ. mit engl. Ref.). — Die Änderungen der Radialgeschwindigkeiten in einem bipolaren Gebiet wurden mit Hilfe eines Magnetographen nacheinander in den Linien A 5250 und H/S verfolgt. Das Geschwindigkeitsfeld ist wesentlich verschieden im Stadium des Erscheinens der Flecke und bei entwickelten Fleckengruppen. Im Chromosphärenniveau ist das Verhältnis des Flusses der absteigenden und aufsteigenden Gase im ganzen aktiven Gebiet gleich 10. Im Photosphärenniveau fast im ganzen Gebiet des Magnetfeldes (H|| > 17 Gauß) des erscheinenden Fleckes steigt das Gas ebenfalls herab. Das Verhältnis des Flusses des absteigenden und aufsteigenden Gases im Gebiet mit H | < 17 Gauß ändert sich in verschiedenen Atmosphärenniveaus mit der Zeit in entgegengesetzter, in Gebieten mit H[[ > 17 Gauß in derselben Richtung. Im Lauf der Entwicklung der Flecke nähert sich das Verhältnis der Gasflüsse in der Chromosphäre sowie auch in der Photosphäre eines aktiven Gebietes zum typischen Wert für entwickelte Gruppen. Verf. (ü., gek.) 6528. S. I. Gopasjuk, G. E. Moreton, M o t i o n s of m a g n e t i c f i e l d s u m b r a e w i t h i n a s p o t g r o u p . Proc. ASA 1 8—9. — Ref. ASA.

and

6529. E. Hangen, T h e v e l o c i t y f i e l d s u r r o u n d i n g s u n s p o t s , as der i v e d f r o m o b s e r v a t i o n s of H a . Solar Physics 2 227—230 = Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Repr. Nr. 71. — Auf Ha-Spektralaufnahmen von Sonnenflecken und ihrer Umgebung werden 2000 Absorptionselemente untersucht. Nach ihrem Verhalten lassen sie sich in 2 Klassen gliedern, die sich in der Verteilung der Radialgeschwindigkeiten stark unterscheiden. Diese hängen im Mittel vom Winkelabstand des Flecks von der Sonnenmitte ab, wobei unter den Absorptionselementen auf der dem Sonnenrand zugewandten Seite des Flecks negative Radialgeschwindigkeiten häufiger auftreten als auf der der Sonnenmitte zugewandten Seite. W. Gl. 6530. E. Heiser, V e r ä n d e r u n g e n f l e c k e n . SuW 6 298—299.

und

6531. Hong Sik Yun, M o d e l s u n s p o t s .

scheinbarer

Lauf

der

Sonnen-

A J 72 838. — Ref. AAS.

6532. D. Husar, K l a r s t e l l u n g d e s G e b r a u c h s d e r B e z e i c h n u n g b e i S o n n e n b e o b a c h t u n g e n . VdS Nachr. 16 45—46.

«Pore»

6533. R. N. Iehsanow, Ü b e r e i n i g e G e s e t z m ä ß i g k e i t e n in d e r E n t w i c k l u n g d e r S o n n e n f l e c k e n u n d i h r e D e u t u n g . A J UdSSR 44 1048 —1059 (russ. mit engl. Ref.). 6534. R. N. Iehsanow, Ü b e r d i e Ä n d e r u n g d e r m a g n e t i s c h e n F e l d s t ä r k e d e r S o n n e n f l e c k e n m i t d e r Z e i t . A J UdSSR 44 1211—1219 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert dieses Problem vom Augenblick der Entstehung der Sonnenflecken bis zu ihrer Auflösung. Wie sich zeigt, stimmt die zeitliche Änderung der magnetischen Feldstärke (Hm) der Flecken mit ihrer Flächenänderung überein. Dabei nimmt die Größe der Änderung von Hm mit zunehmender Größe der Flecken ab. Verf. (ü.) 6535. R. N. Iehsanow, D i e B e w e g u n g d e s G a s e s u n d d e s M a g n e t f e l d e s i n S o n n e n f l e c k e n u n d M e t h o d e n zu i h r e r B e s t i m m u n g . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 62—74 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert

67, 1967

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

307

die Möglichkeit, die Geschwindigkeit des Gases und des Magnetfeldes in einer Fleckengruppe und in einem einzelnen Fleck zu erforschen, wenn außer der Radialgeschwindigkeit auch die Richtung des Magnetfeldes bekannt ist. Es werden drei Gleichungen erhalten, deren Lösung es erlaubt, die Geschwindigkeit der Bewegung des Gases und des Feldes im Fleck unter der Bedingung zu bestimmen, daß in ihm Achsensymmetrie herrscht. Die Anwendung der Gleichungen auf den am 6. Sept. 1961 beobachteten Fleck zeigt, daß das Magnetfeld in ihm expandierte, sich entgegen dem Uhrzeiger drehte und anscheinend langsam herabsank; das Gas strömte längs der Kraftlinien aus dem Fleck. Verf. (ü.) 6536. R. N. Ichsanow, On t h e m a g n e t i c s h o r t e n i n g of s u n s p o t s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 75—80 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die Mitte-Rand-Variation der magnetischen Feldstärke von Sonnenflecken an Hand von Unterlagen aus dem I G J (1957—1958). Die Resultate unterscheiden sich von denen Houtgasts und Sluiters (vgl. A J B 48 Ref. 6321). Es werden die Gründe für diese Verschiedenheit diskutiert. Sie ist, wie sich zeigt, durch den Unterschied der Systeme der magnetischen Feldstärke vom Mount Wilson Obs. und vom Obs. Krim, durch die säkulare Änderung der H-S-Beziehung und auch durch die unterschiedliche Auswahl der Flecken und die Messung ihrer Flächen bedingt. Verf. (ü.) 6537. R. N. Ichsanow, An i n v e s t i g a t i o n of t h e m a g n e t i c field and gas v e l o c i t y in s u n s p o t s at d i f f e r e n t l e v e l s with t h e m a g n e t o g r a p h . I. An i n v e s t i g a t i o n of t h e E v e r s h e d e f f e c t in a c o m p l e x spot group. Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 44—55 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die Evershed-Geschwindigkeiten in einer großen komplexen Fleckengruppe vom September 1963. Die Radialgeschwindigkeiten wurden aus drei Linien verschiedener Intensität bestimmt; dadurch konnte die Bewegung der Materie in verschiedenen Tiefen untersucht werden. Die Evershed-Geschwindigkeit ändert sich, wie sich zeigt, mit der Tiefe. Dabei hängt der vertikale Geschwindigkeitsgradient sowohl von den Ausmaßen der Umbra (des Flecks) als auch von der Größe des EvershedEffektes selbst ab. Die Beziehung zwischen der maximalen Radialgeschwindigkeit Umax und der Lage der Umbra (des Flecks) auf der Sonnenscheibe läßt auch auf die Existenz eines vertikalen Geschwindigkeitsgradienten im Fleck schließen. Diese Beziehung ist für die Geschwindigkeiten u m a x aus Linien verschiedener Intensität unterschiedlich: J e geringer die Linienintensität, desto steiler ist die Geschwindigkeitsabnahme von u m a x zum Scheibenrand hin. Verf. (ü.) 6538. R. N. Ichsanow, Die E n t w i c k l u n g der S o n n e n f l e c k e n und die « F l e c k e n - S u p e r g r a n u l a t i o n » . Sonnendaten 1967 Nr. 7 S. 81—86 (russ.). * * R. K. Jaggi, I n t e n s i f i c a t i o n Ref. 5189.

of m a g n e t i c

field

in p l a s m a s .

Vgl.

6539. K. 0 . Kiepenheuer, Morphology of an a c t i v e region on t h e Sun. Vgl. Ref. 1315 S. 383—398 = Mitt. Fraunhofer-Inst. Freiburg Nr. 69. * * J . Kleczek, J . Olmr, T y p e I V b u r s t s and a s s o c i a t e d a c t i v e regions. Vgl. Ref. 6882. 6540. A. M. Kumanzew, S c h n e l l e Ä n d e r u n g e n des M a g n e t f e l d e s des sich t e i l e n d e n K e r n s eines S o n n e n f l e c k s . AC Nr. 442 S. 3—5 (russ.). 6541. H. Kfinzel, Ü b e r Ä n d e r u n g e n der m a g n e t i s c h e n F e l d s t ä r k e von S o n n e n f l e c k e n w ä h r e n d eines Tages. AN 289 233—240 = Mitt. Astrophys. Obs. Potsdam Nr. 122. — Die aus Serienaufnahmen der magnetischen Feldstärke von 20 Sonnenflecken aus dem Zeitraum Mai/Juni 1965 gewonnenen Ergebnisse werden mitgeteilt und Darstellungen des Verlaufs der Feldstärke während eines Tages gegeben. Die verwendeten Werte sind Mittelwerte aus je zwei kurz hintereinander gemachten Aufnahmen. Der mittlere Fehler eines Mittelwertes 20*

308

VII. Sonne

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beträgt ±169 Gauß. Die vielfach angedeuteten kurzzeitigen Schwankungen können daher nicht als sichergestellt gelten. Als reell dürften dagegen die Gänge und die sich abzeichnende allgemeine Tendenz im Verlauf der Feldstärke über den Tag hinweg sein. Änderungsbeträge bis zu 800 Gauß in wenigen Stunden und bis zu 900 Gauß im Laufe eines Tages konnten festgestellt werden. Verf. 6542. W. D. Kusminych, G. F. Sitnik, D i e Ä n d e r u n g d e s K o n t r a s t s d e r F a c k e l n in A b h ä n g i g k e i t v o n d e r W e l l e n l ä n g e im B e r e i c h v o n 6 7 0 0 b i s 21 0 0 0 A. Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Nr. 147 S. 3—6 (russ. mit engl. Ref.). — Die Abhängigkeit des Kontrasts der Fackeln von der Wellenlänge im infraroten Spektralbereich wird photoelektrisch untersucht. Die Kontraste ändern sich in diesem Bereich nur wenig mit der Wellenlänge; es ist indessen zu bemerken, daß sie sich im nahen Infrarot (). m 8000 A) schneller ändern als zwischen 15000 und 21000 A. Verf. (ü.) 6543. W. D. Kusminych, D i e s p e k t r a l p h o t o m e t r i s c h e n G r a d i e n t e n u n d T e m p e r a t u r e n der F a c k e l n u n d der P h o t o s p h ä r e im B e r e i c h v o n 12 3 8 0 b i s 2 1 0 0 0 A. Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Nr. 147 S. 7—13 (russ. mit engl. Ref.). — Messungen der Energieverteilung im Spektrum von Fackeln erlauben es, die spektralphotometrischen Eigenschaften der Fackeln und der Photosphäre sowie ihre Änderung beim Übergang vom Zentrum zum R a n d der Sonnenscheibe zu bestimmen. Als Vergleichsquelle wurde das Zentrum der Sonnenscheibe verwandt. I m untersuchten Spektralbereich sind die spektralphotometrischen Temperaturen niedriger als im visuellen, aber in beiden Fällen nehmen sie stufenweise ab, wenn der Winkel © zwischen 0° und 90° variiert. Bei maximalem Kontrast geht der maximale Temperaturunterschied zwischen Fackel und Photosphäre mit sin 0, sein Mittelwert beträgt 35—40° f ü r den Bereich zwischen 12380 und 21000 A. Zwischen dem absoluten Gradienten und der Temperatur besteht in einem kleinen Temperaturintervall ein linearer Zusammenhang. F ü r ihn wird eine empirische Formel abgeleitet, die es erlaubt, die spektralphotometrischen Temperaturen verschiedener Formationen auf der Sonne und auf anderen, sonnenähnlichen Himmelskörpern zu bestimmen. Verf. (ü.) 6544. U. Kusoffsky, A s u g g e s t e d m e t h o d t o r e d u c e t h e s c a t t e r e d l i g h t i n s u n s p o t p h o t o m e t r y . Ark Astr 4 457—464 = Stockholms Obs. Medd. Nr. 176. 6545. L. S. Lewizkij, T h e d i s t r i b u t i o n of c e n t e r s of a c t i v i t y w i t h h e l i o g r a p h i c l o n g i t u d e . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 137—145 (russ. mit engl. Ref.). 6546. H.-G. Mallmann, B e s t i m m u n g d e r L ä n g e n a u s d e h n u n g v o n F l e k k e n u n d F l e c k e n g r u p p e n a u f d e r S o n n e . VdS Nachr. 16 27—29. 6547. P. Maltby, G. Eriksen, T h e E v e r s h e d e f f e c t a s a w a v e p h e n o m e n o n . Solar Physics 2 249—257 = Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Repr. Nr. 73. 6548. S. Mamedow, D e r E r h a l t z w e i d i m e n s i o n a l e r I n f o r m a t i o n e n ü b e r F a c k e l f l ä c h e n . .Sonnendaten 1966 Nr. 12 S. 56—57 (russ.). 6549. S. Musman, A l f v e n w a v e s i n s u n s p o t s . A p J 149 201—209. — Können hydromagnetische Wellen in Sonnenflecken den Energietransport erzeugen, der von Theorie und Beobachtung der Flecken verlangt wird ? Ein Fleckenmodell mit vertikalem Magnetfeld besitzt eine instabile Schicht, und die darin erzeugten Wellen können in eine darüberliegende stabile Schicht laufen. Die Wellen dämpfen die Instabilität der unteren Schicht sehr. Die Bedingungen, daß die Schicht immer noch instabil ist, sind so begrenzt, daß diese Wellen den nötigen Energiestrom wahrscheinlich nicht erzeugen können. DGW

67, 1967

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

309

6550. M. M. Mussajew, Ü b e r d i e Ä n d e r u n g d e s K o n t r a s t s d e r F a c k e l n in A b h ä n g i g k e i t v o n i h r e r E n t f e r n u n g v o m Z e n t r u m der S o n n e n s c h e i b e . Sonnendaten 1966 Nr. 12 S. 63—65 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 10.51.408: Während des Minimums der Sonnenaktivität wurden Fackeln an den Sonnenteleskopen des Obs. Schemacha und von der Hochgebirgsexpedition des Sternberg-Inst. photographisch beobachtet. Der maximale K o n t r a s t der Fackeln in Bezug auf die ungestörte Photosphäre wurde in einer E n t f e r n u n g von 0.877 R q vom Zentrum gemessen. E r vergrößert sich im violetten Spektralbereich, n i m m t aber vor dem Balmer-Sprung ab. I n Zentrumsnähe sind die Fackeln immer noch sichtbar. Kra. 6551. P. Ochabovâ, T h e i n f l u e n c e of s u n s p o t s o n d i f f é r e n t t y p e s d i u r n a l g e o m a g n e t i c v a r i a t i o n s . Studia 11 465—469.

of

6552. P. A. Olijnyk, D i e m a g n e t i s c h e V e r s t ä r k u n g d e r A b s o r p t i o n s l i n i e n v o n S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1966 Nr. 10 S. 76—79 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 6.51.461: Verf. berechnet unter Annahme des FrickeElsässerschen Fleckenmodells die Äquivalentbreiten von zehn Fe I-Linien u n d erhält einen wesentlich kleineren Wert f ü r die magnetische Verstärkung als A. A. Bojartschuk etc. (vgl. A J B 60 Ref. 10415). Die Abweichungen werden anscheinend dadurch hervorgerufen, daß sich das Fricke-Elsässersche Modell vom homogenen Schuster-Schwarzschildschen Modell unterscheidet (gek.). Kra. 6553. P. A. Olijnyk, D i e U n t e r s u c h u n g d e r S o n n e n f l e c k e n n a c h d e r M e t h o d e d e r W a c h s t u m s k u r v e . Sonnendaten 1967 Nr. 4 S. 70—75 (russ.). — Die Analyse der Spektren zweier Sonnenflecke vom 26. Mai u n d 3. Sept. 1962 ergibt f ü r die Anregungstemperatur 3960° u n d f ü r die Anzahl der neutralen Eisenatome 1.13 X 1020. Letztere unterscheidet sich von den Ergebnissen anderer Autoren. Loh. 6554. S. B. Pikeiner, M. A. Liwschiz, D i e S o n n e n f l e c k e n . Priroda 56 Nr. 12 S. 8—13 (russ.). 6555. W. W. Polonskij, CO i n F a c k e l n . AC Nr. 416 S. 1—2 (russ.). * * T. A. Poloshenzewa, Ü b e r d e n Z u s a m m e n h a n g d e r V i o l e t t a b s o r p t i o n i n d e r V e n u s a t m o s p h ä r e m i t d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Vgl. Ref. 8270. 6556. W. K. Prokofjew, A. B. Sewerny, O n t h e d é t e r m i n a t i o n of t h e L i l i n e 6 1 0 3 . 6 4 Â i n s u n s p o t s p e c t r a . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 36 90—97 (russ. mit engl. Ref.). — Die Möglichkeit der Entdeckung des ersten D u b l e t t s (6103.6A) von Li I (22P°J/2i 3 / 2 — 3 2 D 3 / 2> 5 / 2 ), das in Sonnenfleckenspektren als Blend a u f t r i t t , wird kritisch diskutiert. F ü r vier Flecke mit Magnetfeldern zwischen 2700 und 3400 F wird die Äquivalentbreite des Dubletts unter Verwendung von Laborwellenlängen auf nicht größer als 1 mA geschätzt. Die Frage des wahren Betrages der Wellenlängen f ü r dieses Li-Dublett im Sonnenspektrum bleibt offen. Verf. (ü.) 6557. J. Rayrole, C o n t r i b u t i o n à l ' é t u d e d e l a s t r u c t u r e d u c h a m p m a g n é t i q u e d a n s l e s t a c h e s s o l a i r e s . Ann d'Astrophys 30 257—300. — E s wird eine photographische Methode beschrieben, die es gestattet, die vollständige S t r u k t u r eines Fleckenmagnetfeldes mit hoher zeitlicher Auflösung zu erhalten. Die simultane Beobachtung mehrerer Linien liefert gleiche Informationen mehrmals, so d a ß die Beobachtungsfehler reduziert werden. F ü r zwei Linien mit unterschiedlicher Zeeman-Aufspaltung werden Profilverschiebungen b e s t i m m t . E s ergibt sich eine gute Übereinstimmung zwischen Experiment und Theorie, wenn Streulicht u n d lokale Variationen der Linienbildung berücksichtigt werden. Die magnetische S t r u k t u r eines Flecks wird diskutiert. Labs

310

V I I . Sonne

67, 1967

6558. P. R. Romantschuk, Ü b e r d i e N a t u r d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . V. D i e A k t i v i t ä t der Sonne und die W e c h s e l w i r k u n g der P l a n e t e n mit den K o r p u s k u l a r s t r ö m e n . Sonnendaten 1967 Nr. 8 S. 86—91 (russ.). 6559. H . R u h m , W a c h s t u m s k u r v e n u n d G r o b a n a l y s e n e i n e s S o n n e n f l e c k s . ZfA 67 370—376 = Mitt. Landesstemw. Heidelberg-Königstuhl Nr. 147. — Mit den von Fricke u n d Elsässer (vgl. A J B 65 Ref. 6519) veröffentlichten Äquivalentbreiten f ü r 148 Linien von F e I, F e I I , Ti I u n d Ti I I u n d absoluten Oszillatorenstärken wurden W a c h s t u m s k u r v e n f ü r die Photosphäre u n d d e n Sonnenfleck Mt. Wilson No. 11730 konstruiert. Die in einer Grobanalyse abgeleiteten Mittelwerte f ü r Anregungstemperaturen, Turbulenzgeschwindigkeiten, Gas- u n d Elektronendrucke bestätigen qualitativ die von Fricke u n d Elsässer in einem differentiellen Verfahren (Verwendung solarer gf-Werte) gefundenen Ergebnisse. Verf. * * L. A. Sadowsky, D. N. Tchakyrow, A b o u t t h e c o r r é l a t i o n of t h e v a r i a t i o n s of t h e d e n s i t y of t h e u p p e r a t m o s p h è r e a n d t h e s o l a r a c t i v i t y . Vgl. Ref. 7262. 6560. A. Santarelli, S u l l a s t r u t t u r a M e m S A I t ( N S ) 38 567—583.

e la d i n a m i c a

delle facole

solari.

* * K. Sao, C o r r é l a t i o n b e t w e e n s o l a r a c t i v i t y a n d t h e a t m o s p h e r i c P o t e n t i a l g r a d i e n t a t t h e E a r t h ' s s u r f a c e i n t h e p o l a r r é g i o n s . Vgl. Ref. 7263. 6561. I. Sattarow, V e r b o t e n e O l - u n d S I - L i n i e n i m S p e k t r u m v o n S o n n e n f l e c k e n . Bote Univ. Leningrad 1967 Nr. 1 S. 133—136 (russ. m i t engl. Ref.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 8.51.486: Verf. h a t die verbotenen Linien 0 I (A 5577.3; A 6300.3; A 6363.8) u n d S I (A 4589.3) in den Spektren von drei Sonnenflecken untersucht. Die Linie A 4589.29 wurde als verbotene S I-Linie identifiziert. Die Untersuchung zeigt, d a ß die Linie A 5577.3 im S p e k t r u m der Flecken schwach ist, die Linien A 6300.3, A 6363.8 u n d A 4589.3 hingegen stärker sind. Kra. 6562. I. Sattarow, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r B i l d v e r w a s c h u n g a u f d i e K o n t u r e n u n d I n t e n s i t ä t e n der Linien im S p e k t r u m von Sonnenf l e c k e n . Bote Univ. Leningrad 1967 Nr. 19 S. 139—146 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1968 5.51.408. 6563. I. Sattarow, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r B i l d v e r w a s c h u n g a u f d i e s p e k t r a l e U n t e r s u c h u n g des C h a r a k t e r s des Geschwindigkeitsfeldes v o n S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1967 Nr. 6 S. 75—80 (russ.). 6564. G. Schmahl, Z u m Z u s t a n d d e r p h o t o s p h ä r i s c h e n S c h i c h t e n v o n S o n n e n f a c k e l n . ZfA 66 81—117 = Veröff. Univ.-Sternw. Göttingen Nr. 146. — Photoelektrisehe Messungen der Intensitätsunterschiede des K o n t i n u u m s zwischen Fackeln u n d der ungestörten Photosphäre im Spektralgebiet 3659—6540 A werden durchgeführt. Gleichzeitig werden Spektren (AA 3800—8600 À) aufgenommen. Die Ergebnisse sind: Selbst f ü r schwache Fackeln findet m a n in der Sonnenmitte Intensitätsdifferenzen. E s ist nicht möglich, allein aus Kontinuumsmessungen eine eindeutige Temperaturschichtung abzuleiten. Die Äquivalentbreiten mittelstarker Linien lassen sich n u r m i t Fackelmodellen mit ziemlich kleinen Temperaturdifferenzen f ü r r > 1 erklären. Die Fleckenmodelle haben niedrigeren Gasdruck als die Photosphärenmodelle. Magnetfelder von h u n d e r t Gauß können diese Druckdifferenz kompensieren. Labs 6565. M. Semel, C o n t r i b u t i o n à l ' é t u d e d e s c h a m p s m a g n é t i q u e s d a n s l e s r é g i o n s a c t i v e s s o l a i r e s . A n n d'Astrophys 30 513—551. — Das Magnetfeld in Aktivitätszentren wird auf Grund von Beobachtungen der longitudinalen

67, 1967

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

311

Feldkomponente untersucht, und unter der Annahme, daß der elektrische Strom oberhalb der Photosphäre null ist, wird ein Modell des Feldes berechnet. W. Gl. 6566. A. Stankiewicz, O n t h e e m p i r i c a l 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 of r a d i a t i o n a n d t h e m a g n e t i c f i e l d s t r e n g t h i n s u n s p o t u m b r a e . AA 17 141—146 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 64. — Nach Messungen am Obs. Krim und am Obs. Kislowodsk gilt näherungsweise A 0 / 0 ¡=» a H 2 . E. R. 6567. A. Stankiewicz, T h e t r a n s f e r of e n e r g y i n s u n s p o t s . I. D i s c u s s i o n of t h e m o d e l s w i t h v e r t i c a l m a g n e t i c f i e l d . AA 17 341—352. — Es wird eine Reihe von Sonnenfleckenmodellen mit vertikalem Magnetfeld betrachtet, um zu prüfen, ob derartige Modelle als eine gute erste Annäherung dienen können. Nach Untersuchung der Gleichgewichtsbedingungen für ein Feld dieser Art wurden Modellrechnungen ausgeführt. Die Ergebnisse werden in einer Tafel und die Temperaturverteilung in den Flecken in Diagrammen dargestellt. Die berechneten Modelle reichen zur genäherten Darstellung der physikalischen Bedingungen in den Flecken aus. F ü r genauere Modelle muß die Dichteverteilung geändert werden. E. R . 6568. A.P. Stefano«', E.N. Semanek, B e s t i m m u n g d e r r e l a t i v e n I n t e n s i t ä t i m K o n t i n u u m e i n e s S o n n e n f l e c k s . Bote Univ. Kiew Nr. 8 (Astr.) S. 37— 40 (ukrain. mit russ. und engl. Ref.). — Verf. haben das kontinuierliche Spektrum eines großen (im Juni 1959 beobachteten) Flecks an drei verschiedenen Beobachtungstagen photometriert. Die Verteilung der relativen Intensität im Bereich zwischen 4800 und 6700 À wurde für die Spektren vom 19. und 21. J u n i abgeleitet, im Bereich zwischen 4000 und 6700 Ä für das Spektrum vom 26. Juni. In der erhaltenen Intensitätsverteilung wiederholen sich viele Einzelheiten für alle Tage. Verf. bemerken, daß einige Abschnitte mit niedriger Intensität Gebieten der Molekülabsorption entsprechen. Die relative Intensität erhöhte sich vom 19. bis zum 26. J u n i ein wenig ; das hängt möglicherweise mit dem Zerfall der Gruppe zusammen. Verf. (ü., gek.) 6569. J. 0. Stellilo, O n t h e b a l a n c e of m a g n e t i c f l u x e s i n s u n s p o t g r o u p s . Acta Univ. Lundensis (2) 1967 Nr. 35, 26 S. = Medd. Lunds Obs. (2) Nr. 150. 6570. N. N. Stepanja», Ü b e r d i e M e ß g e n a u i g k e i t d e r M a g n e t f e l d e r v o n S o n n e n f l e c k e n a n d e n S t a t i o n e n d e r S o w j e t u n i o n . Sonnendaten 1967 Nr. 2 S. 71—75 (russ.). 6571. N. W. Steschenko, M a g n e t i c f i e l d s of s m a l l s u n s p o t s a n d p o r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 21—28 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Mt. WilsonSpektrogrammen wurden bei bester Bildgüte von 20 Poren der Größe 1?5—6" mittlere Intensitäten des Magnetfeldes von 1400 Gauß für Durchmesser zwischen 1?5 und 2" und über 1500 Gauß für größere Poren abgeleitet. Auf Krim-Spektrogrammen von kleinen Sonnenflecken (6'—12') wurden um 200—300 Gauß höhere Intensitäten gefunden als bei den kleinsten Poren. Die minimale Feldstärke in Poren und Flecken beträgt 1000 bis 1200 Gauß. Der horizontale Gradient auf der Grenze mit der Photosphäre ist mindestens 4 Gauß/km für Poren der Größe «K 5'. Die Feinstruktur des Magnetfeldes in kleinen Flecken und Poren kann eine wesentliche Rolle bei der Entstehung aktiver Sonnenprozesse spielen. Ein seltener Fall wird berichtet, wo inmitten eines großen Fleckes ein kleines Gebiet von s» 2" die Feldstärke 5360 Gauß aufwies. Verf. (ü., gek.) 6572. M. N. Stojanowa, O n s o m e p e c u l i a r i t i e s of t h e e m i s s i o n of t h e p o l a r f a c u l a e . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 81—88 (russ. mit engl. Ref.). — Polare Fackeln werden untersucht und mit chromosphärischen Flocculi verglichen, die über ihnen liegen. Verf. hat Spektrogramme des Obs. Krim sowie Spektrogramme und Photoheliogramme der Gebirgsstation des Astr. Hauptobs. Pulkowo und Spektren von Fackeln verwandt, die in Pulkowo am

312

V I I . Sonne

67, 1967

horizontalen Sonnenteleskop von 1964 bis 1965 aufgenommen worden waren. Die Untersuchungen zeigen, d a ß den polaren Packeln hellere Stellen in der Chromo Sphäre entsprechen. N a c h ihren physikalischen Merkmalen unterschieden sich die polaren Fackeln u n d die chromosphärischen nicht von den gewöhnlichen. Der Unterschied zwischen polaren u n d gewöhnlichen Fackeln ist kinematischen, durch die Tätigkeit der Magnetfelder auf der Sonne bedingten Verschiedenheiten zuzuschreiben. Verf. (ü.) 6573. E. P. Surkow, D a s R a n d v e r d u n k l u n g s g e s e t z Sonnendaten 1966 Nr. 11 S. 73—78 (russ.).

der

Sonnenflecken.

6574. E . P. Surkow, Ü b e r d i e p h o t o m e t r i s c h e n P r o f i l e v o n F l e c k e n i n v e r s c h i e d e n e n H ö h e n d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e . I I . Sonnendaten 1966 Nr. 12 S. 71—76 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 11.51.405: Photometrische u n d mikrophotometrische Messungen der Spektrogramme von Sonnenflecken u n d die Ausmessung der Flächen dieser Flecke aus Photoheliogrammen werden zur Untersuchung des photometrischen Gleichgewichts eines Flecks herangezogen. Fehlende Strahlung im Fleck wird durch einen Strahlungsüberschuß im hellen, den Fleck umgebenden Ring kompensiert. Verf. beschreibt die Gesetzmäßigkeit der Intensitätszunahme im äußeren hellen R i n g mit zunehmender Größe des Flecks. Diese Gesetzmäßigkeit verwendet er zur Ableitung des Randverdunklungsgesetzes des äußeren hellen Ringes von Flecken, deren K e r n eine Fläche von 50 x 10~6 der Sonnenoberfläche haben. Das Randverdunklungsgesetz f ü r die äußeren hellen Ringe erinnert stark a n das analoge Gesetz f ü r die Photosphäre. Kra. 6575. M. Trellis, I n f l u e n c e d u m o u v e m e n t d u S o l e i l v e r s l ' a p e x l a n a i s s a n c e d e s c e n t r e s d ' a c t i v i t é . Astrophys. Letters 1 57—58.

sur

* * W. E. Tschertoprud, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r v e r ä n d e r l i c h e n S o n n e n a k t i v i t ä t a u f d i e W ä r m e v e r h ä l t n i s s e i n d e r H o c h a t m o s p h ä r e . Vgl. Ref. 7271. * * W. E. Tschertoprud, Z u r W i r k u n g d e r S o n n e n a k t i v i t ä t obere Erdatmosphäre. (Eine statistische Abschätzung). 7272.

auf die Vgl. Ref.

6576. J. Tuominen, O n t h e a m p l i f i c a t i o n of m a g n e t i c f i e l d s w i t h i n s u n s p o t g r o u p s . Vgl. A J B 66 Ref. 1314 S. 59—60 = Repr. Astrophys. L a b . Univ. Helsinki Nr. 26. 6577. J. Tuominen, O n t h e a m p l i f i c a t i o n of m a g n e t i c f i e l d s w i t h i n s u n s p o t g r o u p s . Vgl. A J B 66 Ref. 1315 S. 296 = R e p r . Astrophys. L a b . Univ. Helsinki Nr. 27. 6578. G. J. Wassiljewa, S. B. Korobowa, Ü b e r d e n Z u s t a n d d e r P h o t o s p h ä r e v o r d e m A u f t r e t e n v o n S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1967 Nr. 4 S. 68—70 (russ.). — Verf. verwenden Photoheliogramme des Astr. Obs. Taschkent aus den J a h r e n 1959 bis 1965, auf denen 15 Fälle der Bildung von Sonnenflecken in Z e n t r u m n ä h e fixiert sind. I h r e Untersuchung zeigt, daß in der Photosphäre vor dem A u f t r e t e n von Sonnenflecken eine wesentliche Umgestaltung der Helligkeitsfluktuationen beobachtet wird. Die gesamte mittlere Helligkeit der Flächen n i m m t u m etwa 5 % zu, ebenso der mittlere K o n t r a s t der Helligkeitsschwankungen. Weiterhin werden dunkle u n d helle Streifen beobachtet, die sich in ost-westlicher R i c h t u n g erstrecken. D a s A u f t r e t e n von Streifen verschiedener Helligkeit in der Photosphäre vor der E n t s t e h u n g von Fleckengruppen s t i m m t mit den Beobachtungen von Loughhead u n d Bray (vgl. A J B 61 Ref. 6516) g u t überein. Kra. 6579. G. F. Wjalschin, A. Karajew, W. A. Krat, L. Krivsky, A. Krüger, H. Künzel, S. Mamedow, U n t e r s u c h u n g e n z u m P r o g r a m m « S c h n e l l e Ä n d e r u n g e n

67, 1967

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

313

s o l a r e r M a g n e t f e l d e r » . I. S c h n e l l e Ä n d e r u n g e n d e r M a g n e t f e l d e r v o n S o n n e n f l e c k e n u n d ihr Z u s a m m e n h a n g m i t E r s c h e i n u n g e n in a k t i v e n G e b i e t e n . Sonnendaten 1967 Nr. 3 S. 90—99 (russ.). 6580. N. F. Wojchanskaja, V e r g l e i c h e n d e U n t e r s u c h u n g d e r W a s s e r s t o f f l i n i e n in den S p e k t r e n v o n F a c k e l n u n d d e r u n g e s t ö r t e n P h o t o s p h ä r e . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 334 S. 73—82 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 24 73—82 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die ersten vier Linien der Balmer-Serie in den Spektren von Fackeln und dem sich anschließenden Gebiet der Photosphäre und bestimmt die mittleren Elektronendichten. (n e )f a c und (n e ) P h unterscheiden sich etwas. Die Größe A T e = (Te)tac — (Te)ph wird abgeschätzt und der Anregungsmechanismus für den 2. Zustand der Wasserstoffatome kurz diskutiert. Verf. (ü.) 6581. H. Zirin, S. Werner, D e t a i l e d a n a l y s i s of f l a r e s , m a g n e t i c f i e l d s a n d a c t i v i t y i n t h e s u n s p o t g r o u p of S e p t . 1 3 — 2 6 , 1963. Solar Physics 1 66—100. — Verf. geben eine Analyse von H a -Äufnahmen kombiniert mit Radiobeobachtungen, Daten des Erdmagnetfeldes und der Ionosphäre sowie Aufnahmen im integrierten Licht. Die Entwicklung der Fleckengruppe, des zugehörigen Magnetfeldes und die Lage von Flares in der Umgebung der Gruppe werden verfolgt. Die meisten Flares sind homolog und werden durch Störungen in dem Gebiet ausgelöst. I n fast allen Fällen wurden Typ III-Bursts und H a -Aufhellungen beobachtet. Flares, die in unmittelbarer Umgebung der Gruppe erscheinen, sind praktisch immer von Radiobursts begleitet. In fast allen Fällen sind Radio- und IonosphärenEreignisse zeitlich mit der Anfangs- oder der Flash-Phase des Flare gekoppelt. Labs 6582. C. Zwaan, S m a l l - s c a l e s o l a r m a g n e t i c f i e l d s a n d « i n v i s i b l e s u n s p o t s » . Solar Physics 1 478—480 = Sacramento Peak Obs. Contr. Nr. 109. — Verf. erklärt die Entstehung der von N. R . Sheeley jr., J . M. Beckers und E. H . Schröter entdeckten kleinräumigen (500—1000 km) solaren Magnetfelder von einigen 100 Gauß Feldstärke («unsichtbare» Sonnenflecken) durch Anwendung der gleichen magnetohydrostatischen Theorien, wie sie zur Deutung der Fleckenmagnetfelder herangezogen wurden. Gü-Li 6583. T h e s o l a r c y c l e is d o u b l e - b a r r e l l e d . New Scient. 34 95. — Es wird über eine Doppelspitze in einigen koronalen Linien sowie in der Radioemission berichtet. R. O. (ü.) Fleckenstatistik 6584. W. S. Berditschewskaja, T h e p e r i o d i c i t y of n o r t h - s o u t h a s y m m e t r y of n e w c y c l e s u n s p o t s d i s t r i b u t i o n i n p e r i o d s of m i n i m a . A J UdSSR 44 358—360 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Unterlagen über die mittleren Breiten von Flecken eines neuen Zyklus in den Jahren des Minimums f ü r die Anfänge von 9 Zyklen von 1879 bis 1964. Dabei stellt sich eine periodische Änderung des Charakters mit einer Periode von etwa 55 Jahren heraus. Verf. (ü., gek.) 6585. E. K. Bigg, I n f l u e n c e of t h e p l a n e t M e r c u r y o n s u n s p o t s . A J 72 463—466 = Sonderdruck Radiophys. Lab. C.S.I.R.O. Sydney = R P P 999. — I n den Sonnenfleckenzahlen der letzten 100 J a h r e wird ein schwacher Einfluß des Planeten Merkur nachgewiesen. FS * * P. S. Gasjukow, N. P. Smirnow, P r e s s u r e f i e l d o s c i l l a t i o n s o v e r 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 i n t h e e l e v e n - y e a r c y c l e of s o l a r a c t i v i t y . Vgl. Ref. 7120.

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VII. Sonne

67, 1967

6586. W. Gleissberg, M i t t l e r e K u r v e n d e r e l f j ä h r i g e n u n d a c h t z i g j ä h r i g e n Z y k l e n d e r S o n n e n t ä t i g k e i t . AN 290 11—18 = Veröff. Astr. Inst. Univ. Frankfurt/M. Nr. 18. — Der Unterschied im Ablauf der 11jährigen und der 80jährigen Zyklen der Sonnentätigkeit wird durch mittlere Kurven anschaulich gemacht, die für 11jährige Zyklen verschiedener Intensität nach den Jahresmitteln der Relativzahlen 1698—1964 und für 80jährige Zyklen verschiedener Anstiegshöhen und Abstiegstiefen nach den Dekadenmitteln der Nordlichtzahlen 330—1900 konstruiert werden. W. Gl. 6587. W. Gleissberg, S e c u l a r l y s m o o t h e d d a t a o n t h e m i n i m a a n d m a x i m a of s u n s p o t f r e q u e n c y . Solar Physics 2 231—233 = Veröff. Astr. Inst. Univ. Frankfurt/M. Nr. 20. — Die vom Verf. früher veröffentlichte Tabelle der säkular ausgeglichenen Epochen und Ordinaten der Sonnenfleckenminima und -maxima (vgl. A J B 45 Ref. 4330) wird hier dadurch ergänzt, daß in die Berechnung der säkular ausgeglichenen Werte folgende Daten einbezogen wurden: Minimums- und Maximumsordinaten der Zyklen - 4 bis - 1 , Minimumsordinate des Zyklus 0, Epochen und Ordinaten der Minima und Maxima der Zyklen 18 und 19 und des Minimums des Zyklus 20. W. Gl. 6588. M. N. Gnewyschew, O n t h e 1 1 - y e a r s c y c l e of s o l a r a c t i v i t y . Solar Physics 1 107—120. — Die Häufigkeit aller die Sonnentätigkeit charakterisierenden Phänomene und ihre Breitenverteilung lassen darauf schließen, daß sich der elfjährige Zyklus aus zwei Vorgängen zusammensetzt, die zu verschiedenen Zeiten ihre Maxima erreichen. Auch in den dem Einfluß der Sonnentätigkeit unterliegenden terrestrischen Phänomenen spiegelt sich diese Eigenschaft des elfjährigen Zyklus wider. W. Gl. 6589. R. S. Gnewyschewa, E i n V e r g l e i c h d e r P u l k o w o e r u n d G r e e n w i c h e r S o n n e n f l e c k e n k a t a l o g e . A J UdSSR 44 1220—1223 (russ. mit engl. Ref.). — Ein Vergleich der Flächen der Sonnenfleckengruppen, die im Pulkowoer und Greenwicher Katalog für 1949 und 1958 gegeben sind, zeigt einen linearen und sehr engen Zusammenhang. Das Verhältnis der Fleckenflächen zwischen beiden Katalogen kann praktisch als konstant und m 1 betrachtet werden. Verf. (ü., gek.) 6590. M. A. Kljakotko, Ü b e r d e n C h a r a k t e r d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . AC Nr. 403 S. 1—5 (russ.). 6591. J . Meeus, N i e u w s v a n d e z o n n e - a k t i v i t e i t . HeD 65 94—96. 6592. A . I . O h l , P r o g n o s e d e r W o l f s c h e n F l e c k e n r e l a t i v z a h l f ü r d i e E p o c h e d e s M a x i m u m s d e s 20. Z y k l u s . Sonnendaten 1966 Nr. 12 S. 84— 85 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967'll.51.438: Verf. diskutiert zwei von ihm vorgeschlagene Methoden zur Prognose der Fleckenrelativzahlen im 20. Zyklus und deutet die Möglichkeit an, den Zusammenhang zwischen dem minimalen jährlichen Index der magnetischen Aktivität E K p und der Fleckenrelativzahl im Maximum des entsprechenden 11jährigen Zyklus Wm zur Prognose zu verwenden. Der Korrelationskoeffizient in der entsprechenden Regressionsgleichung beträgt +0.938. Daraus und unter Verwendung des Wertes der geomagnetischen Aktivität für 1965 erhält Verf. W M für den 20. Zyklus zwischen 96 und 128. Dieser Wert stimmt gut mit der Voraussage J . I. Witinskijs überein. Kra. 6593. L. PajduSakovÄ, O n e - d a y s u n s p o t s a n d M i n n a e r t ' s d i a g r a m . BAC 18 313—319. — Nach den Züricher Beobachtungen 1938—1963 weisen Eintagsflecken in fast allen Abständen vom Zentralmeridian einen Westüberschuß auf, während die Greenwicher Beobachtungen 1933—1958 nur f ü r die randnahen Eintagsflecken einen Westüberschuß, sonst aber einen Ostüberschuß ergeben. Erklärt wird die Diskrepanz zwischen den beiden Beobachtungsreihen durch die

67, 1967

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

315

Verschiedenheit der Instrumente und Beobachtungsmethoden; der Westüberschuß in den randnahen Zonen wird auf den Einfluß der Flecken, die nur scheinbar Eintagsflecken sind, zurückgeführt. W. Gl. 6594. P. R. Romantschuk, V o r a u s s a g e 20. Z y k l u s . AC Nr. 446 S. 5—6 (russ.).

der

Sonnenaktivität

für

den

6595. K. Sakurai, Y e a r l y v a r i a t i o n of s o l a r a c t i v i t y r e l a t e d t o c o s m i c r a y f l a r e s d u r i n g t h e l a s t s o l a r c y c l e , 1 9 5 4 — 1 9 6 4 . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 22 2 9 - 4 4 . — Ref. in Phys. Abstr. 70 3147. 6596. I . Schmied, T h e s o l a r a c t i v i t y d u r i n g t h e m i n i m a . R H 48 108— 109 (tschech.). 6597. E. Tandberg-Hanssen, S o l a r A c t i v i t y . Waltham, Mass., Blaisdell, 1967. 464 S. Preis S 16.50. 6598. K. Toman, On t h e p o s s i b l e e x i s t e n c e of a 2 9 - d a y p e r i o d i n t h e s u n s p o t n u m b e r s e r i e s 1 9 4 0 — 1 9 6 4 . J G R 72 5570—5571. 6599. J. I. Witinskij, U b e r d i e w e s e n t l i c h e n G e s e t z e d e r S o n n e n z y k l e n . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 140—150 (russ. mit engl. Ref.). — I n der vorliegenden Arbeit wird die zeitliche Änderung der Flächen und der Zahl der Fleckengruppen in verschiedenen Breitenintervallen für den Zeitraum von 1914 bis 1953 untersucht. Dazu verwendet Verf. Angaben der Greenwicher photoheliographischen Kataloge. Die statistische Bedeutung der Gesetze Spörers und Schwabe-Wolfs wird aufgezeigt. Breiten mit ähnlichem Zyklus werden festgestellt und ihre Besonderheiten diskutiert. Verf. weist auf die Existenz des 11- und 22jährigen Zyklus in den einzelnen Breitenintervallen hin. Besondere Aufmerksamkeit wird dem Unterschied zwischen den zyklischen Besonderheiten der Zahl der Fleckengruppen und ihrer Gesamtflächen gewidmet. Verf. (ü.) 65100. J. I. Witinskij, Ü b e r d a s H e r v o r t r e t e n d e s 1 1 j ä h r i g e n S o n n e n f l e c k e n z y k l u s in v e r s c h i e d e n e n L ä n g e n i n t e r v a l l e n a u f d e r S o n n e . Sonnendaten 1967 Nr. 6 S. 80—86 (russ.). 65101. J. Xanthakis, P r o b a b l e v a l u e s of t h e t i m e of r i s e f o r t h e f o r t h c o m i n g s u n s p o t c y c l e s . Nature 215 1046—1048 = Contr. Res. Center Astr. Applied Math. Acad. Athens (1/Astr.) Nr. 20. — Ref. in Sky Tel. 34 303. 65102. J . Xanthakis, A c o m p a r i s o n b e t w e e n t h e p r e d i c t e d a n d t h e o b s e r v e d v a l u e s of t h e r e l a t i v e s u n s p o t n u m b e r s f o r t h e y e a r s 1 9 6 4 — 1 9 6 6 . Sonderdruck Res. Center Astr. Applied Math. Acad. Athens, 1967. 3 S. 65103. J . Xanthakis, T h e d i f f e r e n t i n d i c e s of sol a r a c t i v i t y and. t h e t i m e of r i s e . Vgl. Ref. 1315 S. 157—227 = Contr. Res. Center Astr. Applied Math. Acad. Athens (1/Astr.) Nr. 19. * * Magnetism

and

the

C o s m o s . Vgl. Ref. 1318.

A J B 64 Ref. 6504. — Aus dem Englischen ins Russische ü. Redaktion und Vorwort von W. E. S t e p a n o w . Moskau, «Mir», 1967. 383 S. Preis 2 R . 12 Kop. A J B 66 Ref. 6506 = Kodaikanal Obs. Repr. Nr. 27. A J B 66 Ref. 6514 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 152. A J B 66 Ref. 6520 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 59. A J B 66 Ref. 6583 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 62. A J B 66 Ref. 6597 = Contr. Res. Center Astr. Applied Math. Acad. Athens (1/Astr.) Nr. 17.

316

V I I . Sonne

67, 1967

§ 66 Chromosphäre, Flares, Protuberanzen 6601. S.-I. Akasofu, S. Yoshida, T h e s t r u c t u r e of t h e s o l a r p l a s m a f l o w g e n e r a t e d b y s o l a r f l a r e s . Planet. Space Sei. 15 3 9 — 4 7 . — Einige Charakteristiken erdmagnetischer Stürme werden als F u n k t i o n e n des Abstandes der sie erzeugenden chromosphärischen Eruptionen vom Zentralmeridian der Sonne dargestellt. Hieraus wird eine zweidimensionale Konfiguration des von chromosphärischen E r u p t i o n e n ausgehenden Plasmastromes hergeleitet, die die Auffassung von Gold (vgl. A J B 55 Ref. 1165 S. 238—240) u n d Hirshberg (vgl. A J B 65 Ref. 7630), nach der ein von den E r u p t i o n e n emittierter Plasmastrahl eine interplanetare Stoßwelle erzeugt, bestätigt. W. Gl. 6602. S.-I. Akasofu, S. Yoshida, O n t h e t h r e e d i m e n s i o n a l s t r u c t u r e of t h e s o l a r p l a s m a f l o w g e n e r a t e d b y s o l a r f l a r e s . Planet. Space Sei. 15 942—944. 6603. H. Alfven, P. Carlqvist, C u r r e n t s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e a n d a t h e o r y of s o l a r f l a r e s . Solar Physics 1 220—228. — Ein Plasma h a t eine große Leitfähigkeit für schwache elektrische Ströme, aber im Laboratorium w i r k t es plötzlich isolierend, wenn eine kritische Stromdichte überschritten wird. Die Ursache der Änderung ist wahrscheinlich eine Instabilität gegen kleine Dichteänderungen, wenn die leitenden Elektronen die thermische Geschwindigkeit überschreiten. Eine solche Instabilität erscheint auch auf der Sonne, wenn Ströme durch genügend enge Filamente fließen müssen. Das Resultat ist ein Flare. D G W 6604. M. Aniehini, G. Godoli, O n t h e s t r u c t u r e of Ca p l a g e s . Mem SA I t (NS) 38 259—276 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 171. 6605. A. Antalovii, T h e p h o t o s p h e r i c s i t u a t i o n c o n n e c t e d w i t h t h e d e v e l o p m e n t of f l a r e s a c c o m p a n i e d b y t h e t y p e I V r a d i o b u r s t s . BAC 18 61—67. — Statistische Untersuchungen des Zusammenhangs von FlareHäufigkeiten u n d speziellen Konfigurationen von Sonnenfieckengruppen, die näher beschrieben werden. Ba. 6606. R. L. Arnoldy, S. R. Kane, J. R. Winckler, A s t u d y of e n e r g e t i c f l a r e R ö n t g e n - r a y s . Solar Physics 2 171—178. 6607. W. G. Banin, M. Kopecky, A. A. Rybina, N o t e s e m i s s i o n i n s o l a r f l a r e s . BAC 18 319—324.

on t h e

solar

metallic

6608. J. C. Bhattacharyya, T. K. Balakrishnan, S p e c t r a l c h a r a c t e r i s t i c s a s o l a r f l a r e f r o m i o n o s p h e r i c d a t a . J A T P 29 1573—1579. 6609. R. B. T. Black, T h e o r e t i c a l l i n e p r o f i l e s f o r h y d r o g e n a n d c i u m u n d e r c h r o m o s p h e r i c c o n d i t i o n s . Vgl. Ref. 1351 S. 52—53.

line of cal-

6610. G.Brückner, M e a s u r e m e n t of r e s o n a n c e p o l a r i z a t i o n i n t h e c h r o m o s p h e r e of t h e S u n a n d i t s g e n e r a l m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 1318 S. 240—245 = Veröff. Univ.-Sternw. Göttingen Nr. 148. 6611. W. M. Burton, A. Ridgeley, R. Wilson, T h e u l t r a v i o l e t emission s p e c t r u m of t h e s o l a r c h r o m o s p h e r e a n d c o r o n a . MN 135 207—223. — I m UV-Spektrum der Sonne (10' außerhalb des Sonnenrandes; Bereich 950 bis 2950 A; aufgenommen in 100 bis 160 k m Höhe) wurden etwa 300 Emissionslinien beobachtet. E t w a 75 % der Linien k o n n t e n identifiziert werden, d a r u n t e r neue Identifikationen des C I I I , N I V u n d O V sowie neue verbotene Linien des F e X I und XII. Voigt

67, 1967

66. Chromosphäre, Flares, P r o t u b e r a n z e n

317

6612. A. Cantù, G. Godoli, G. Poletto, O n t h e h e i g h t of s o l a r p r o m i n e n c e s . Mem SA I t (NS) 38 367—376 = Oss. Astrofls. Arcetri Contr. Nr. 175. — Aus Protuberanzenbeobachtungen in Arcetri vom 17., 18. u n d 19. Sonnenfleckenzyklus (1933—1960) werden getrennt für die vier S o n n e n q u a d r a n t e n u n d in 5° breiten B a n d a b s c h n i t t e n die Jahresmittel der beobachteten scheinbaren Protuberanzenhöhen b e s t i m m t u n d durch ein näher beschriebenes Iterationsverfahren wegen des Projektionseffektes korrigiert. Die Breitenverteilung der H ö h e n ist f ü r jedes J a h r in Diagrammen dargestellt. E s zeigte sich, daß alle Höhen mit d e m Fleckenzyklus variieren, was besonders stark bei den polnahen Protuberanzen der Fall ist. Gü-Li 6613. J. P. Castelli, J. Aarons, G.A.Michael, F l u x d e n s i t y m e a s u r e m e n t s of r a d i o b u r s t s of p r o t o n - p r o d u c i n g f l a r e s a n d n o n p r o t o n f l a r e s . J G B 72 5491—5498. 6614. T. A. Chubb, B ö n t g e n - r a y e m i s s i o n s f r o m s o l a r f l a r e s a n d c e l e s t i a l s o u r c e s . Proc. ASA 1 4—5. — Bef. ASA. 6615. A. Clark jr., C h r o m o s p h e r i c m a g n e t i c f i e l d c h a n g e s w i t h p h o t o s p h e r i c m o t i o n s . A J 72 789. — Bef. AAS.

from

associated

6616. P. Delache, C o n t r i b u t i o n à l ' é t u d e d e l a z o n e d e t r a n s i t i o n c h r o m o s p h è r e - c o u r o n n e . A n n d'Astrophys 30 827—860. — Ziel dieser Arbeit ist es, Transportmechanismen f ü r schwere Elemente in die K o r o n a möglichst q u a n t i t a t i v zu untersuchen. Die bisherige Bestimmung der E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r der Korona wird kritisch betrachtet. Die Hypothese eines hydrostatischen Gleichgewichtes in der Übergangszone Chromosphäre-Korona wird angezweifelt u n d d u r c h einen eigenen Vorschlag ersetzt. Diffusionsgleichung u n d Ionisationsgleichgewicht liefern ein System von Differentialgleichungen, deren numerische Lösung gegeben wird. Die Ergebnisse lassen das Vorhandensein schwerer Elemente in der K o r o n a verstehen. Labs * * R. F. Donnelly, T h e s o l a r f l a r e r a d i a t i o n s r e s p o n s i b l e f o r f r e q u e n c y d e v i a t i o n s . Vgl. Bef. 7544.

sudden

6617. F. G. Drago, G. L. Tagliaferri, A s t a t i s t i c a l s t u d y o n t h e a s s o c i a t i o n b e t w e e n f l a r e s a n d t y p e I I b u r s t s . Vgl. Bef. 1331 S. 45—54 = Oss. Astrofls. Arcetri Contr. Nr. 149. 6618. E . E . Dubow, 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 U d S S B 44 342—351 (russ. mit engl. Bef.). — E s werden Beobachtungsergebnisse über die S t r u k t u r der Chromosphäre mit einem Interferenz-Polarisationsfilter im Z e n t r u m u n d in den Linienflügeln von H a mitgeteilt. Diese Beobachtungen werden untereinander u n d m i t Spektroheliogrammen in H a u n d K m f ü r ungestörte u n d aktive Gebiete der Sonnenscheibe verglichen. Die Besonderheiten der großmaßstäblichen S t r u k t u r der unteren Chromosphäre lassen sich durch die Änderung der Lage der unteren u n d oberen Grenze der u n t e r e n Chromosphäre bei Änderung des Magnetfeldes u n d des Energieflusses in Wellen verschiedenen Typs, die die Chromosphäre aufheizen, erklären. Probleme bei der Bestimmung der u n t e r e n Grenze der Chromosphäre, der Turbulenz in der Chromosphäre u n d der Besonanzeigenschaften der unteren Chromosphäre werden diskutiert. Verf. (ü.) 6619. S. Dumont, F o r m a t i o n d e s r a i e s d u C a l l e t d u M g I I d a n s l a b a s s e c h r o m o s p h è r e . Ann d'Astrophys 30 421—437. — Die Gleichungen des Gleichgewichts u n d des Strahlungstransports f ü r Ca I I u n d Mg I I werden gelöst. E s ergeben sich Verbesserungen gegenüber den Besultaten von Goldberg, der m i t gröberen Hypothesen gerechnet h a t t e . FS 6620. S. Dumont, C o n t r i b u t i o n e n t r e la p h o t o s p h è r e et la

à l ' é t u d e de chromosphère

la zone de t r a n s i t i o n à p a r t i r des raies de

318

V I I . Sonne

67, 1967

r é s o n a n c e d e Ca I I e t M g I I . Ann d'Astrophys 30 861—885. — F ü r mehrere Chromosphärenmodelle werden die Profile der Resonanzlinien des Mg I I u n d Ca I I berechnet. Die beste Übereinstimmung mit der Beobachtung erhält m a n m i t einem T e m p e r a t u r m i n i m u m von 4200° in 450 k m H ö h e u n d einem ziemlich flachen Temperaturanstieg (200° pro 100 km) oberhalb des Minimums. Labs * * A. S. Dworjaschin, S o l a r w i n d a n d t h e s h o c k w a v e p r o p a g a t i n g f r o m f l a r e 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 s p a c e . Vgl. Ref. 6720. 6621. R. Falciani, M. Ributti, E x c i t a t i o n c e n t p r o m i n e n c e s . Obs 87 170—171. 6622. R. Falciani, A. Righini, M. Rigutti, f l a r e s . ZfA 67 481—489.

of H e l l

A4686 line in

Photometric

6623. H. Frisch, I n f l u e n c e d e l a d i s s i p a t i o n s u r l a b a s s e c h r o m o s p h e r e . CR (B) 264 1768—1771.

analysis la

6624. L. Fritzovä-Svestkovä, Z. Svestka, E l e c t r o n d e n s i t y R e s u l t s of m e a s u r e m e n t . Solar Physics 2 87—97.

quies-

of

solar

temperature in

flares.

de II:

6625. R. G. Giovanelli, E x c i t a t i o n of h y d r o g e n and Ca I I under c h r o m o s p h e r i c c o n d i t i o n s . Australian J . Phys. 20 81—99. — U n t e r Berücksichtigung der Selbstabsorption u n d u n t e r der Annahme, daß die Anregung überall dieselbe ist, beschreibt Verf. Methoden zur Berechnung der Anregungsbedingungen in einem nicht im lokalen thermodynamischen Gleichgewicht befindlichen heißen Gas u n d wendet sie auf die hauptsächlichsten H - u n d Ca I l Linien unter chromosphärischen Bedingungen an. Loh. 6626. G. Godoli, F. Mazzucconi, B. C. Fossi, S u l l a d i s t r i b u z i o n e i n l o n g i t u d i n e d e i f l o c c u l i d i c a l c i o . Ann. Geofis. 19 395—398, 1966 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 153. 6627. G. Godoli, F. Mazzucconi, T h e S u n ' s p o l a r s u r g e s a n d m a g n e t i c f i e l d s . A p J 147 1131—1134 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 151. — I n den J a h r e n 1957—1964 erfolgten 6 % der hellen Surges a m Sonnenrand in hohen heliographischen Breiten ( > 50°). Diese polaren Surges treten v e r s t ä r k t zur Zeit des Minimums der Sonnentätigkeit auf u n d zeigen somit ein ähnliches Verhalten wie das polare Magnetfeld, die polaren Fackeln u n d die Polarstrahlen der Korona. W . Gl. 6628. G. Godoli, B. C. Fossi, S ü l l ' e v o l u z i o n e d e l l e f a c o l e c r o m o s f e r i c h e i n r a d i a z i o n e d i c a l c i o . Lincei Mem. Sci. fis. m a t . n a t . (8/I a ) 8 85—131 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 155. 6629. G. Godoli, F. Mazzucconi, R i c e r c h e s u l l e p r o t u b e r a n z e s o l a r i a r a p i d a e v o l u z i o n e . II. A n a l i s i del m a t e r i a l e di o s s e r v a z i o n e sulle s u r g e s r a c c o l t o a d A r c e t r i e d a B o u l d e r . Mem SA I t (NS) 38 287— 309 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 173. 6630. G. Godoli, F. Mazzucconi, G. Noci, O n t h e a s s o c i a t i o n r a t e b e t w e e n s o l a r s u r g e s a n d f l a r e s . Obs 87 132—136 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 166. 6631. G. Godoli, B. C. Fossi, O n t h e c o r r e c t i o n f o r f o r e s h o r t e n i n g f o r C a p l a g e s . Solar Physics 1 148—150 = Oss. Astrofis. Acretri Contr. N r . 157. * * G. Godoli, R i c e r c h e s u l l ' a t t i v i t à , evoluzione e struttura di f e n o m e n i s o l a r i in corso 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 di A r c e t r i . Vgl. Ref. 6524.

67, 1967

66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

6632. S. Gopasjuk, L. Krivsky, f l a r e s . BAC 18 125—135.

Parameters

of

319

Forbush

6633. S. Gopasjuk, L. Krivsky, E f f e c t s of s y s t e m s f r o m f l a r e s . BAC 18 135—143.

effects

of m a g n e t i c

and

bottles

6634. S. I. Gopasjuk, N. N. Jerjuschew, J. I. Neschpor, O n t h e r a d i o a n d h a r d R ö n t g e n - r a y r a d i a t i o n of s o l a r f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 109—117 (russ. mit engl. Ref.). — In der Arbeit werden Synchrotronund Bremsstrahlung energetischer Elektronen unter der Annahme diskutiert, daß sich das Magnetfeld des Gebietes, in dem die Strahlung erzeugt wird, mit der Zeit komprimiert. Die magnetischen Bremsverluste relativistischer Elektronen wachsen in Abhängigkeit von der Zeit proportional zur dritten Potenz der Kompression. Der allgemeine Charakter der zeitlichen Änderung der magnetischen Bremsverluste stimmt mit dem Gang der Entwicklung des prämaximalen Stadiums von Radiostrahlungsstößen im Zentimeterwellenlängenbereich überein. Bremsverluste nichtrelativistischer Elektronen (E 0 = 2 X 105 eV) hängen auch ziemlich stark von der Kompression des Gebietes ab, sie wachsen wie die Quadratwurzel des Kompressionsgrades. Verf. (ü.) 6635. E. A. Gurtowenko, N a t r i u m e r u p t i o n e n daten 1967 Nr. 4 S. 76—77 (russ.).

auf

der

Sonne.

Sonnen-

6636. E. A. Gurtowenko, Ü b e r W e l l e n b e w e g u n g e n i n d e n G e b i e t e n d e r S t r e i f e n k o n t i n u i e r l i c h e r E m i s s i o n . Vgl. Ref. 1156 S. 74—90. — Einen Effekt, der dem von Sewerny in Gebieten von Fackeln und Flares entdeckten Effekt der Streifen kontinuierlicher Emission ähnelt, hat Verf. auch in den Zonen einzelner stabiler Filamente beobachtet. Die Untersuchung der Linienverschiebungen in diesen Gebieten erlaubt den Schluß, daß die Streifen kontinuierlicher Emission und die Granulationsinhomogenitäten in der Sonnenatmosphäre ein und dasselbe Phänomen sind, das sich im ersten Fall (nur) in größerem Maßstab äußert. Es wird vermutet, daß die photosphärischen Helligkeitsschwankungen (Granulen, Streifen kontinuierlicher Emission) weder durch das Aufsteigen des überheizten Gases, noch durch das elementare Modell der Schallwellen in der solaren Photosphäre zufriedenstellend erklärt werden können. Verf. (ü.) 6637. B. E. Gussejnow, A n i n t e r p r e t a t i o n of s p e c t r o p h o t o m e t r y d a t a on c h r o m o s p h e r i c f l a r e s as s h o c k w a v e s in c o n n e c t i o n with g e n e r a t i o n of p r o m i n e n c e s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 89—103 (russ. mit engl. Ref.). * * A. G. Hearn, A n i n t e r p r e t a t i o n of t h e t o t a l i n t e n s i t i e s of t h e L y m a n a a n d ß l i n e s of h y d r o g e n e m i t t e d b y t h e S u n . Vgl. Ref. 6427. * * H. Holweger, E i n e m p i r i s c h e s M o d e l l d e r Sonnenatmosphäre mit lokalem thermodynamischem Gleichgewicht. Vgl. Ref. 6430. * * R. Howard, V e l o c i t y f i e l d s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 6431. 6638. F. Hrebik, J. Kvicala, J. Olmr, K l a s s i f i k a t i o n d e r c h r o m o s p h ä r i s c h e n E r u p t i o n e n . Kosmicke rozhledy 5 15—17 (tschech.). 6639. C. L. Hyder, A p h e n o m e n o l o g i c a l m o d e l f o r d i s p a r i t i o n s b r u s q u e s f o l l o w e d b y f l a r e l i k e c h r o m o s p h e r i c b r i g h t e n i n g s . I. Solar Physics 2 49—74. — Berichtigung in Solar Physics 3 624. — Chromosphärische Aufhellungen in H a , die oft auf DB's folgen, werden durch Umwandlung der kinetischen Energie fallender Protuberanzenmaterie in Wärme erklärt. Einige Folgerungen aus dieser Theorie werden durch die Beobachtungen bestätigt; zur Prüfung weiterer Folgerungen fehlt noch das erforderliche Beobachtungsmaterial. W. Gl.

320

V I I . Sonne

67, 1967

6640. C. L. Hyder, A p h e n o m e n o l o g i c a l m o d e l f o r d i s p a r i t i o n s b r u s q u e s f o l l o w e d b y f l a r e l i k e c h r o m o s p h e r i c b r i g h t e n i n g s . I I . Obs e r v a t i o n s in a c t i v e r e g i o n s . Solar Physics 2 267—284. — Berichtigung in Solar Physics 3 624. — Die in Teil I durchgeführten Untersuchungen (vgl. vorangehendes Ref.) werden auf den Fall ausgedehnt, daß sich die chromosphärischen Aufhellungsvorgänge in aktiven Gebieten abspielen. Der dabei wirksame Mechanismus läßt sich wie folgt beschreiben: Das Magnetfeld der Protuberanz wird instabil, die Feldlinien wölben sich, längs dieser Linien fällt Materie in die Chromosphäre, durch Stöße zwischen dieser Materie und den Chromosphärengasen wird die kinetische Fallenergie in Wärme verwandelt, und hierdurch entsteht der Aufhellungsvorgang, wobei dort die Dichte in der Chromosphäre zunimmt. W. Gl. 6641. N. A. Jakowkin, M. J . Seidina, D i e S t r e u u n g d e r L a - S t r a h l u n g der S o n n e d u r c h ein c h r o m o s p h ä r i s c h e s F i l a m e n t . Vgl. Ref. 1156 S. 108 —122. — Für eine optische Dicke von 105 wird die Strahlungsdiffusion unter Annahme der Voigt-Kontur des Absorptionskoeffizienten berechnet. Bei voller Neuverteilung der Frequenzen liegt die größte Ergiebigkeit nahe der Photosphäre, andernfalls ergibt sich eine lineare Abhängigkeit von der optischen Tiefe. Der Kontrast des Filaments beträgt in beiden Fällen 3 0 % . Petri 6642. T. J . Janssens, E . H . R o g e r s , S o l a r f l a r e m o v i e s in w a v e l e n g t h s a b o u t H a . A J 72 805—806. — Ref. AAS.

24

different

6643. D. C. Jensen, H. J . E. Fischer, A s t a t i s t i c a l s u m m a r y o f s o l a r f l a r e reports and o b s e r v a t o r y p r a c t i c e s for the period 1955 — 1 9 6 4 . A F C R L - 6 7 - 0 1 0 5 , 389 S. R . O. 6644. N. N. Jerjuschew, T h e r a d i o e m i s s i o n o f b e h i n d t h e l i m b f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 36 121—125 (russ. mit engl. Ref.). — Aus einer Untersuchung der Radiostrahlung von sechs Eruptionen hinter dem Sonnenrand zieht Verf. folgende vorläufigen Schlüsse. 1) Die untere Grenze der Höhen, in denen Radiostrahlung erzeugt wird, beträgt für verschiedene Eruptionen: Bei 3 cm Wellenlänge 16500 ± 3500 km und 21000 ± 7000 km, bei 10 cm Wellenlänge 26000 ± 5000, 31000 ± 7000 und 55000 ± 10000 km über der Photosphäre. 2) Die Höhen, in denen Radiostrahlungsquellen liegen, nehmen mit der Intensität der Eruption zu. Verf. (ü.) 6645. F . C . J o n a h , A n a l y s i s o f P o l a r Cap A b s o r p t i o n e v e n t s , 2. T i m e r e l a t i o n of m a j o r flares and R F emissions a t c e n t i m e t e r wavel e n g t h s . Trans. American Geophys. Union 47 485. R . O. 6646. 0 . 1 . Judin, Ü b e r die M ö g l i c h k e i t , e i n i g e P a r a m e t e r d e r C h r o m o s p h ä r e a u s R a d i o b e o b a c h t u n g e n a b z u s c h ä t z e n . Hochschulnachr. Radiophys. 10 1180—1182 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 2.51.478. 6647. A. I. Kirjuchina, G. F. Sitnik, K i n e t i s c h e T e m p e r a t u r e n u n d T u r b u l e n z g e s c h w i n d i g k e i t e n r u h e n d e r P r o t u b e r a n z e n . AC Nr. 444 S.5—7 (russ.). 6648. H. von Klttber, M e a s u r e m e n t s o f s o l a r m a g n e t i c f i e l d s d a r k f i l a m e n t s . MN 137 297—301 = Contr. Cambridge Obs. Nr. 67. 6649. S. B. Korobowa, D i e zweischichtige Struktur G e b i e t s . I I . Sonnendaten 1966 Nr. 10 S. 61—67 (russ.).

des

near

Flocculi-

6650. A. A. Kortschak, On t h e p o s s i b l e m e c h a n i s m s o f t h e h a r d R ö n t g e n - r a d i a t i o n in t h e c a s e o f s o l a r f l a r e s . A J UdSSR 44 328—335 (russ. mit engl. Ref.). — Nach einem Vergleich der spektralen Intensität der Brems-, Synchrotron- und Compton-Strahlung bestimmt Verf. den Bereich des Röntgen-

67, 1967

66. Chromosphäre, Fiares, Protuberanzen

321

Spektrums, in dem dieser oder jener Mechanismus in Abhängigkeit von den physikalischen Verhältnissen vorherrscht. Wenn das Energiespektrum der beschleunigten Elektronen einen stufenförmigen Charakter h a t und sich mit konstanter Neigung in das Gebiet Ek < 106 eV fortsetzt, dann dominiert die Bremsstrahlung im gesamten Röntgen-Bereich E y > 1 keV. Verf. (ü.) 6651. A. N. Kowal, A n i n v e s t i g a t i o n of m e t a l l i c e m i s s i o n l i n e s i n m o u s t a c h e s o n t h e d i s k . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 62—81 (russ. mit engl. Ref.). 6652. T. W. Krat, C h r o m o s p h ä r i s c h e N a d e l n i n d e n L i n i e n d e s s i e r t e n K a l z i u m s . Sonnendaten 1967 Nr. 5 S. 81—87 (russ.).

ioni-

6653. W. A. Krat, A m o d e l of t h e i n h o m o g e n e o u s c h r o m o s p h e r e of t h e S u n . Solar Physics 1 191—203. — Es wird ein Chromosphärenmodell vorgeschlagen, das aus mehreren Elementen (Filamenten) mit unterschiedlicher Temperatur und Dichte aufgebaut ist. Magnetische Fluktuationen führen zur Turbulenz und verursachen die chromosphärischen Inhomogenitäten. Vier diskrete Gruppen solcher Elemente werden angenommen: «Metall-Elemente», in denen die Bedingungen f ü r die Emission von neutralen Linien optimal sind, «WasserstoffElemente», in denen die Balmer-Linien entstehen, «Helium-Elemente» mit günstigen Bedingungen für neutrale He-Linien und «subkoronale Elemente» am Übergang zwischen Chromosphäre und Korona. Die physikalischen Parameter dieser «Elemente» werden beschrieben. Labs 6654. L. Kíivsky, S. Knoska, T i m e - l a t i t u d e o c c u r r e n c e of f i a r e s i n t w o a c t i v i t y c y c l e s . BAC 18 325—328. — F ü r die Zyklen 1945—1954 und 1954—1964 wird die zeitliche Variation der Verteilung der chromosphärischen Eruptionen in heliographischer Breite, für schwächere und starke Eruptionen getrennt, in Diagrammen dargestellt. Es scheint, als ob die Eruptionstätigkeit in Intervallen von 2.5 bis 3 Jahren durch Impulse belebt würde. W. Gl. 6655. M. Kuperus, K. G. Athay» O n t h e o r i g i n of s p i c u l e s in t h e c h r o m o s p h e r e - c o r o n a t r a n s i t i o n r e g i ó n . Solar Physics 1 361—370. — Es werden qualitative Argumente gebracht, die zeigen sollen, daß die durch Wärmeleitung aus der Korona in die Chromosphäre zurückgeleitete Energie nicht ausschließlich durch Strahlung abgegeben werden kann. Die dadurch entstehenden Instabilitäten sind die Ursache der chromosphärischen Nadeln. Labs 6656. M. Kuperus, E. Tandberg-Hanssen, T h e n a t u r e of q u i e s c e n t s o l a r p r o m i n e n c e s . Solar Physics 2 39—48. — Die bisher gesicherten Kennzeichen ruhender Protuberanzen und ihre Beziehungen zu koronalen Vorgängen werden durch ein Modell beschrieben, wobei die Bildung einer neutralen Fläche zwischen zwei Bereichen mit entgegengesetzt gerichteten Magnetfeldern als Voraussetzung f ü r die Entstehung einer ruhenden Protuberanz angenommen wird. W. Gl. 6657. L. N. Kurotschka, W. A. Ostapenko, Ü b e r d a s L e u c h t e n d e s W a s s e r s t o f f s u n d d e s Ca I I i n c h r o m o s p h ä r i s c h e n E r u p t i o n e n . Vgl. Ref. 1156 S. 91—95. — Die vergleichende Photometrie von 50 Eruptionsspektren (0.8 Á/mm) der J a h r e 1956—1962 ergab weitgehendes räumliches Zusammenfallen der Maxima der Wasserstoff- und Ca+-Emissionen. Die Ca + -Strahlung fällt praktisch mit der Erstreckung der H a -Emission zusammen. Gelegentlich ragt sie mit schwachen Flügeln über das Eruptionsgebiet hinaus. Direkt über einem Fleck ist die Ca + -Turbulenz deutlich gemindert. Petri 6658. J.-L. Leroy, R e c h e r c h e s s u r l ' h o m o g é n é i t é d e s p r o t u b é r a n c e s s o l a i r e s á l ' a i d e d e p h o t o g r a p h i e s en l u m i é r e m o n o c h r o m a t i q u e . Ann d'Astrophys 30 249—255. — Aufnahmen ruhender Protuberanzen im Licht der Linien H a , H/j, D 2 und D 3 weisen keine wesentlichen Unterschiede auf. Das läßt auf eine homogene Struktur der Protuberanzen schließen. W. Gl. Astronom. Jahresbericht 1967

21

322

VII. Sonne

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6659. L. S. Lewizkij, V a r i a t i o n s of the r e l a t i v e n u m b e r of p r o t o n f l a r e s of d i f f e r e n t i m p o r t a n c e d u r i n g a s o l a r a c t i v i t y c y c l e . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 158—161 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die Änderung der relativen Zahl der Protoneneruptionen verschiedener Stärke von Jahr zu Jahr im Zeitraum vom Juli 1957 bis zum Dezember 1963. Wie sich zeigt, bleibt der Anteil der Protoneneruptionen der Stärke 3 und 3 + unter allen Eruptionen dieser Stärke während des gesamten Zyklus der Sonnenaktivität im Durchschnitt der gleiche, während der Anteil der Protoneneruptionen der Stärke 2 und 1 zum Minimum der Sonnenaktivität hin anwächst. Eine analoge Gesetzmäßigkeit zeigen die Beziehungen von Protoneneruptionen, die von Typ IVStößen begleitet werden, zu allen Typ IV-Strahlungsstößen. Verf. (ü.) * * L. S. Lewizkij, The d i s t r i b u t i o n of c e n t e r s of a c t i v i t y w i t h heliog r a p h i c l o n g i t u d e . Vgl. Ref. 6545. 6660. M. J. Lighthill, P r e d i c t i o n s on t h e v e l o c i t y f i e l d coming f r o m a c o u s t i c noise a n d a g e n e r a l i z e d t u r b u l e n c e in a l a y e r o v e r l a y i n g a c o n v e c t i v e l y u n s t a b l e a t m o s p h e r i c region. Vgl. Ref. 1313 S. 429— 453. 6661. R.P.Lin, E.A.Anderson, O b s e r v a t i o n s on t h e p r o p a g a t i o n of s o l a r f l a r e e l e c t r o n s in i n t e r p l a n e t a r y space. Trans. American Geophys. Union 47 480. R. 0 . 6662. L. Liszka, R a d i a l v e l o c i t y o b s e r v a t i o n s of p r o m i n e n c e s . Astr 4 301—303 = Stockholms Obs. Medd. Nr. 166.

Ark

6663. C. J. Maoris, On a d i f f e r e n c e of t h e c h r o m o s p h e r i c b a c k g r o u n d i n t e n s i t y b e t w e e n the e q u a t o r i a l a n d p o l a r r e g i o n s of t h e Sun. Solar Physics 1 101—106. — Kleine chromosphärische Emissionszentren (Elocculi) werden photometrisch auf K2>3i2-Spektroheliogrammen, aufgenommen in Arcetri, untersucht. Es wird das Verhältnis der Flocculi-Helligkeit zu der des chromosphärischen Untergrundes gemessen. Dieses Verhältnis ist in polaren und äquatorialen Gebieten unterschiedlich. Labs 6664. S. G. Mamedow, Der Z u s a m m e n h a n g b e n a c h b a r t e r K a l z i u m f l o c c u l i m i t E r u p t i o n e n . Sonnendaten 1966 Nr. 10 S. 73—76 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 7.51.505: Am 14. Aug. 1964 wurden am Horizontalteleskop des Obs. Schemacha im Laufe von einer Stunde in Intervallen von 1 Min. die H a -, H- und K Ca Ii-Linien (im Spektrum eines Flecks) von aufeinanderfolgenden schwachen Eruptionen registriert. Verf. diskutiert die Änderungen von zwei Elocculi und verfolgt die Ausbreitung der Störung von einer Flocke zur anderen (gek.). Kra. 6665. M. Marik, The h e a t i n g of the c h r o m o s p h e r e a b o v e a s u n s p o t . A J UdSSR 44 336—341 (russ. mit engl. Ref.). — Wie im Fall der aktiven Chromosphäre geschieht die Aufheizung der Chromosphäre über einem Sonnenfleck hauptsächlich durch verzögerte (verlangsamte) magnetoakustische Wellen, die sich in schwache Stoßwellen umwandeln. Die Ergebnisse der Berechnungen sind tabuliert. Die magnetohydrodynamischen Wellen spielen in photosphärischen Fleckenschichten mit einer Feldstärke von 600 bis 1000 F beim Energietransport eine gewisse Rolle, können aber die Abweichung vom Strahlungsgleichgewicht nicht erklären. Die Chromosphäre über ihnen unterscheidet sich prinzipiell nicht von der aktiven Chromosphäre. Über Flecken mit einer Feldstärke von 2000 bis 3000 r muß die untere Chromosphäre weniger hell sein als die aktive Chromosphäre. Verf. (ü.) 3. M. Minnaert, C h r o m o s p h e r i c p r o b l e m s a n d t h e i r i n v e s t i g a t i o n w i t h a l a r g e a s t r o n o m i c a l s a t e l l i t e . Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 50, 7 S.

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66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

323

6667. M. Miyazawa, K. Higashi, T. Oe, K. Yamaguchi, S. Nagasawa, Fores h o r t e n i n g e f f e c t on t h e a p p a r e n t a r e a o f s o l a r f l a r e . T A B (2) Nr. 175 S. 2121—2130. — Nach C. S. Warwick erleidet die wahre Fläche A 0 eines Flare im Winkelabstand © von der Mitte der Sonnenscheibe eine Verkürzung vom Betrag Ae = A 0 (cos © + k sin ©), wobei k eine Konstante (0.2) ist. Aus einer Untersuchung von 782 Flares fanden Verf., daß k nicht konstant, sondern mit der wahren Fläche A 0 eines Flare zunimmt (bis auf 0.5 bei Flares von etwa 10 heliozentrischen Quadratgraden Fläche). Dies wird als ein Höheneffekt gedeutet. Eine grobe Höhenbestimmung für Flares verschiedener Flächen wird durchgeführt. Gü-Li 6668. Z. Mouradian, L a d i f f u s i o n d e s s p i c u l e s d a n s l a c o u r o n n e s o l a i r e . Solar Physics 2 258—266. — Die vom Verf. früher getroffene Feststellung, daß stets nur ein Emporsteigen der Spikulen aus der Chromosphäre, niemals aber ihr Herabfallen beobachtet wird (vgl. A J B 62 Ref. 6654), wird jetzt an Hand der vorzüglichen, von Dunn erhaltenen Ha-Filme (vgl. A J B 65 Ref. 6622) dadurch erklärt, daß die Spikulen bei ihrem Aufstieg in die Korona diffundieren und dadurch unsichtbar werden. W. Gl. 6669. W. M. Neupert, W.Gates, M. Swartz, R. Young, O b s e r v a t i o n o f solar flare R ö n t g e n - r a y emission line s p e c t r u m of iron from t o 2 0 A. A p J 149 L79—L83.

the 1.3

6670. K. I. Nikolskaja, Ü b e r d a s L e u c h t e n d e s H e l i u m s in d e r C h r o m o s p h ä r e . A J U d S S R 44 1043—1047 (russ. mit engl. Ref.). — Die gute Übereinstimmung nicht-thermischer Geschwindigkeiten aus Messungen der Metallund Wasserstofflinien mit denselben nach He I-Linien unter Voraussetzung einer kinetischen Temperatur von 6000° spricht für die Hypothese, daß die He-Emission in der Chromosphäre eine niedrige Temperatur hat. Die nicht-thermischen Geschwindigkeiten in der Chromosphäre sind ziemlich hoch und wachsen rasch mit der Höhe. Der Wert 20 km/sec wird bereits in Höhen von 6000 bis 7000 km erreicht. Die nicht-thermischen Bewegungen sind scheinbar makroskopischen Charakters. Verf. (ü., gek.) 6671. K . I. Nikolskaja, D i e P r o f i l e d e r D 3 H e I - L i n i e in c h r o m o s p h ä r i s c h e n N a d e l n . Sonnendaten 1966 Nr. 12 S. 66—71 (russ.). — Eine Untersuchung der 1964 am Koronographen des I S M I R A N aufgenommenen Spektrogramme zeigt, daß die Profile der D 3 -Linie in den meisten Fällen asymmetrisch sind. Manchmal hat einer der Flügel von D 3 die Form einer Wellenlinie, manche Profile lassen auf die Existenz eines zweiten Gipfels schließen. Die unregelmäßige Form von D 3 in den chromosphärischen Nadeln kann nicht die Folge der Überlagerung einiger Nadeln längs des Sehstrahls sein, denn eine Analyse der Äquivalentbreiten der Linie zeigte, daß es sich in allen Fällen, mit Ausnahme einer Reihe von chromosphärischen Nadeln bei 4000 km, mit großer Wahrscheinlichkeit um gleichartige chromosphärische Nadeln handelt. Die Asymmetrie der Profile der D 3 -Linie spricht für das Vorhandensein von bewegten Inhomogenitäten im Inneren der chromosphärischen Nadeln. Kra. 6672. K . I. Nikolskaja, B e o b a c h t u n g e n c h r o m o s p h ä r i s c h e r N a d e l n i n d e r H s - u n d d e r 3 8 8 8 . 6 5 A H e I - L i n i e . Sonnendaten 1967 Nr. 5 S. 8 8 — 94 (russ.). — Die Beobachtungen lassen folgende Schlüsse zu: 1) Die Abbildungen der Nadeln in den H 8 - und He-Linien fallen zusammen. 2) Geht man von der Annahme aus, daß die thermischen Geschwindigkeiten der «Helium»- und «Wasser stoff»-Gebiete in einer einzelnen chromosphärischen Nadel identisch sind, dann muß die kinetische Temperatur der Nadeln niedrig ( < 15000°) sein. 3) Wird eine hohe kinetische Temperatur ( > 25000°) der «Helium»-Gebiete angenommen, dann wird der Unterschied in der Geschwindigkeit zwischen den «WasserstofF»und «Helium»-Elementen wesentlich. Kra. 21»

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V I I . Sonne

67, 1967

* * R. W. Noyes, O b s e r v a t i o n a l s t u d i e s of v e l o c i t y f i e l d s s o l a r p h o t o s p h e r e a n d c h r o m o s p h e r e . Vgl. Ref. 6450.

in

the

6673. M. B. Ogir, A n i n v e s t i g a t i o n of m o t i o n s i n f l a r e s r e l a t i v e t o t h e t r a n s v e r s a l m a g n e t i c f i e l d c o m p o n e n t . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 36 69—75 (russ. mit engl. Ref.). — Der Bewegungscharakter in vier chromosphärischen E r u p t i o n e n relativ z u m transversalen Magnetfeld wird diskutiert. E s wurden Bewegungen beobachtet, die sowohl in das Gebiet eines schwachen Feldes, als auch in das Gebiet eines starken Feldes gerichtet waren. Die Geschwindigkeit war im ersten Fall nicht so groß, sie betrug durchschnittlich 20 km/sec, im zweiten jedoch bis zu 100 km/sec. Hauptsächlich wurden Bewegungen längs der Vektoren des transversalen Magnetfeldes oder in ihrer N ä h e beobachtet. Alle diskutierten E r u p t i o n e n e n t s t a n d e n aus zwei oder mehr K n o t e n , die in Gebieten mit entgegengesetzter Polarität lagen u n d praktisch gleichzeitig aufleuchteten. Verf. (ü., gek.) 6674. M. B. Ogir, O n s o m e p e c u l i a r i t i e s of t h e o r i g i n a n d m o t i o n of f l a r e s a c c o m p a n i e d b y t y p e I V b u r s t s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 37 94—104 (russ. m i t engl. Ref.). 6675. C. A. Olson, P. S. Lykoudis, S o l a r l o o p p r o m i n e n c e s : A m o d e l . A p J 150 303—312.

theoretical

6676. G. W. Pneuman, A s o l a r f l a r e m o d e l b a s e d u p o n t h e t e m p o r a r y a c c u m u l a t i o n of p h o t o s p h e r i c c o n v e c t i v e e n e r g y o u t p u t i n a s t r o n g m a g n e t i c f i e l d . A J 72 823—824. — Ref. AAS. 6677. G. W. Pneuman, S o l a r f l a r e s a s r e s u l t i n g f r o m t h e i n t e r r u p t i o n of e n e r g y f l o w t o t h e c o r o n a : A c a s e m a g n e t i c r e s o n a n c e . Solar Physics 2 462—483.

temporary of h y d r o -

6678. C. Popovici, V. Dinulescu, A. Dimitriu, M a r i e r u p t i i cromosferice f ä r ä e f e c t e g e o f i z i c e c o r p u s c u l a r e . S t u d . Cere. Astr. 12 127—135. — Verf. geben ein Kriterium f ü r das Ausbleiben korpuskularer geophysikalischer Effekte. Loh. 6679. B. Rompolt, T h e H a r a d i a t i o n f i e l d i n t h e s o l a r c o r o n a f o r m o v i n g p r o m i n e n c e s . AA 17 329—340 = Wroclaw Astr. Obs. R e p r . Nr.67. — Verf. u n t e r s u c h t die Abhängigkeit der K o n t u r e n der photosphärischen H a Linien von der Höhe, Geschwindigkeit u n d R i c h t u n g der P r o t u b e r a n z e n (bewegungen). E. R. * * B. Rompolt, T a b l e s of p r o f i l e s of t h e m e a n i n t e n s i t y p h o t o s p h e r i c r a d i a t i o n i n H a l i n e f o r t h e m o v i n g p r o m i n e n c e s . Vgl. Ref. 6460. 6680. D. M. Rust, M a g n e t i c f i e l d s i n I . O b s e r v a t i o n s . A p J 150 313—326.

quiescent

solar

prominences.

6681. M. Sain, C o r p u s c u l a r e f f e c t s of a s o l a r f l a r e , a s o b s e r v e d t h r o u g h s u d d e n i n c r e a s e in l o n g w a v e f i e l d i n t e n s i t y S I L . J. Inst. Telecommun. Engineers India 13 Nr. 3 S. 123—129. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1491. 6682. K. Sakurai, E n e r g e t i c e l e c t r o n s P u b l . Astr. Soc. J a p a n 19 316—322.

associated

with

solar

flares.

6683. C.Sawyer, C o r r e c t i n g s o l a r - f l a r e d a t a . A p J 147 1135—1152. — R u n d 70000 Beobachtungen chromosphärischer E r u p t i o n e n an etwa 50 Observatorien aus der Zeit 1955 J u l i bis 1961 Dezember werden mit Hilfe eines Elektronenrechners verarbeitet, u m f ü r jede E r u p t i o n eine einzige Beschreibung zu

67, 1967

66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

325

erhalten. Dabei ergeben sich f ü r jedes Observatorium systematische Fehler in den beobachteten Flächen u n d Intensitäten, die v o n der Beobachtungszeit u n d v o m A b s t a n d der E r u p t i o n von der scheinbaren Sonnenmitte abhängen, sich aber von J a h r zu J a h r n u r wenig ändern. W. Gl. 6684. C. B. Sawyer, A p p a r e n t a r e a a s a b a s i s f o r s o l a r f l a r e i m p o r t a n c e . A p J 147 193—200. — Entgegen früheren Vermutungen h ä n g t die R e d u k t i o n von scheinbarer auf korrigierte Fläche chromosphärischer E r u p t i o n e n n u r vom A b s t a n d r von der scheinbaren Sonnenmitte u n d nicht von der scheinbaren Fläche selbst ab. Zur Berechnung der korrigierten aus der beobachteten Fläche wird f ü r E r u p t i o n e n von mindestens 2 Quadratgrad scheinbarer Fläche u n d f ü r r < 0.95 eine einfache Formel angegeben. Von r = 0.95 bis r = 1.00 liegt der Reduktionsfaktor von scheinbarer auf korrigierte Fläche beträchtlich u n t e r dem aus der Formel folgenden Wert. W. Gl. 6685. C. B. Sawyer, A d a i l y i n d e x of s o l a r f l a r e a c t i v i t y . J G R 72 385—391. — Als tägliches Maß der Eruptionstätigkeit wird ein neuer I n d e x vorgeschlagen, der die Vorteile des bisher seitens des High Altitude Obs. verw a n d t e n I n d e x bewahrt, aber leichter als dieser zu berechnen ist, weil er sich n u r auf die auf ein einheitliches System reduzierten Flächen der beobachteten chromosphärischen E r u p t i o n e n s t ü t z t . W. Gl. * * E. Schatzman, S t e l l a r

a n d s o l a r f l a r e s . Vgl. Ref. 12489.

6686. N. S. Schilowa, B e o b a c h t u n g d e r H e l i u m l i n i e n i n d e r u n t e r e n C h r o m o s p h ä r e . Sonnendaten 1967 Nr. 1 S. 82—86 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 10.51.409: Verwendet wurden Spektrogramme der u n t e r e n Chromosphäre, die a m Koronographen des I S M I R A N aufgenommen worden sind u n d sich auf H ö h e n zwischen 1000 u n d 2000 k m im Gebiet der He-Linie A 4771.5 u n d ihr benachbarter Metallinien beziehen. I n kleinen H ö h e n ist die I n t e n s i t ä t der Metallinien größer als die der He-Linie, in großen H ö h e n ist es umgekehrt. Die H ö h e n e x a k t festzulegen, war nicht möglich. N a c h Ansicht des Verf. ist die Verstärkung der He-Linien in Abhängigkeit von der H ö h e m i t der zunehmenden Zahl der 4 0 k e V a n d p r o t o n s k e V of s o l a r o r i g i n . Solar Physics 1 446—464.

> 500

68162. J. A. Lockwood, W. R. Webber, T h e 1 1 - y e a r s o l a r m o d u l a t i o n of cosmic r a y s as d e d u c e d f r o m n e u t r o n m o n i t o r v a r i a t i o n s a n d d i r e c t m e a s u r e m e n t s a t l o w e n e r g i e s . J G R 72 5977—5989. 68163. 0 . 1 . Martyschtschenko, D i e N a t u r s c h n e l l e r E l e k t r o n e n unter d e n V e r h ä l t n i s s e n i n d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e . Geom. Aer. 7 586—591 (russ.). — Folgende Entstehungsmöglichkeiten schneller Elektronen in solaren Eruptionen werden diskutiert: a) die E n t s t e h u n g von ¿-Elektronen bei der Bremsung schneller Teilchen im Eruptionsbereich; b) die E n t s t e h u n g schneller Elektronen durch Ionisation von energetischen Teilchen während ihres Beschleunigungsprozesses. Verf. (ü.) 68164. K. G. McCracken, U. R. Rao, R. P. Bukata, C o s m i c - r a y p r o p a g a t i o n p r o c e s s e s . 1. A s t u d y of t h e c o s m i c - r a y f l a r e e f f e c t . JGR 72 4293— 4324. 68165. L. I. Miroschnitschenko, Ü b e r d i e A b h ä n g i g k e i t d e s D i f f u s i o n s koeffizienten der solaren kosmischen Strahlung von der E n t f e r n u n g d e r S o n n e . Geom. Aer. 7 456—462 (russ.). — Verf. diskutiert ein abgewandeltes Diffusionsmodell, in dem die Abhängigkeit des Diffusionskoeffizienten von der Energie der solaren Partikel u n d der E n t f e r n u n g der Sonne berücksichtigt wird. An H a n d der erhaltenen Lösungen werden die erwarteten zeitlichen Änderungen des Spektrums der solaren Teilchen in E r d n ä h e analysiert, die Abhängigkeit des Diffusionskoeffizienten von der E n t f e r n u n g der Sonne untersucht u n d die Diffusionsgeschwindigkeit diskutiert. Verf. (ii., gek.) 68166. L. I. Miroschnitschenko, Ü b e r e i n e M ö g l i c h k e i t d e s g e m e i n s a m e n E i n d r i n g e n s d e r 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 in die M a g n e t o s p h ä r e d e r E r d e . Geom. Aer. 7 530—531 (russ.). A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1967

2:i

354

VII. Sonne

67, 1967

68167. L. I. Miroschnitschenko, D i e D i f f u s i o n d e r 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 v o n e i n e r Q u e l l e e x p o n e n t i e l l e n T y p s . Geom. Aer. 7 1081— 1083 (russ.). 68168. A. T. Nesmjanowitsch, Ü b e r d e n Z u s a m m e n h a n g der z e n t r a l e n F l o c c u l i m i t Q u e l l e n e r d w i r k s a m e r K o r p u s k e l n . Bote Univ. Kiew Nr. 8 (Astr.) S. 41—46 (ukrain. mit russ. und engl. Ref.). — Aus der Analyse eines umfangreichen Materials wurde Folgendes geschlossen: Die Dauer von geomagnetischen Aktivitäten in ihrem Maximum wächst mit zunehmende^ Distanz zwischen den Flocculi, doch gilt diese Beziehung nicht für das Minimum. Lange Minima der Aktivität sind verbunden mit längeren Flocculi-Feldern. Der geomagnetische Index nimmt mit steigender Zunahme der Flocculi ab. Daraus folgt, daß die Aktivität im Minimum an die zentralen Flocculi gebunden ist und daß zwischen diesen Regionen M-Gebiete liegen. Die zentralen Flocculi sind zur Vorhersage von ruhigen Tagen geeignet, wozu eine Wahrscheinlichkeitsbetrachtung angestellt wird. Verf. (ü., gek.) 68169. J. M. Nikolajew, Die d u r c h P r o z e s s e in a k t i v e n G e b i e t e n d e r Sonne bedingte Modulation der galaktischen kosmischen Strahlung. Geom. Aer. 7 174—176 (russ.). 68170. J, J. O'Gallagher, C o s m i c - r a y r a d i a l d e n s i t y g r a d i e n t a n d i t s r i g i d i t y d e p e n d e n c e o b s e r v e d a t s o l a r m i n i m u m on M a r i n e r IV. ApJ 15» 675—698. * * E.N.Parker, T h e d y n a m i c a l o r i g i n of t h e s o l a r w i n d a n d c o s m i c r a y v a r i a t i o n s . Vgl. Ref. 6758. 68171. U.R.Rao, K.G.McCracken, R. P. Bukata, C o s m i c - r a y p r o p a g a t i o n p r o c e s s e s . 2. T h e e n e r g e t i c s t o r m - p a r t i c l e e v e n t . JGR 72 4325—4341. 68172. U. R. Rao, K.G.McCracken, W. C. Bartley, C o s m i c - r a y p r o p a g a t i o n p r o c e s s e s . 3. T h e d i u r n a l a n i s o t r o p y in t h e v i c i n i t y of 10 M e V / n u cleon. JGR 72 4343—4349. 68173. G. C. Reid, H. H. Sauer, E v i d e n c e f o r n o n u n i f o r m i t y of s o l a r p r o t o n p r e c i p i t a t i o n o v e r t h e p o l a r caps. JGR 72 4383—4389. 68174. M. C. Rinehart, D i f f u s i o n of s o l a r

p r o t o n s . JGR 72 3459—3470.

68175. R. B. Salimsibarow, Die 1 1 j ä h r i g e n V a r i a t i 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 u n d d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 31 1279—1280 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 3.51.466. 68176. G. W. Schäfer, A. I. Kusmin, G. F. Krymskij, P. A. Kriwoschapkin, D i e w e s e n t l i c h e n E i g e n s c h a f t e n d e s F o r b u s h - E f f e k t e s w ä h r e n d des M i n i m u m s d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 31 1319—1321 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 3.51.467. 68177. W. I. Schischow, D a s a n i s o t r o p e S t a d i u m der E r u p 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 am 23. F e b r u a r 1956. Geom. Aer. 7 1083—1085 (russ.). 68178. G. Shaviv, J. N. Bahcall, W. A. Fowler, D e p e n d e n c e of t h e 8 B s o l a r n e u t r i n o f l u x on t h e r a t e of t h e r e a c t i o n 3 H e ( 3 H e , 2 p ) 4 H e . ApJ 150 725—728. 68179. J. A. Simpson, J. R. Wang, D i m e n s i o n of t h e c o s m i c r a y m o d u l a t i o n r e g i o n . ApJ 149 L73—L78. 68180. A. A. Suslow, I. P. Tindo, E i n F a l l der E r z e u g u n g s c h w e r e r K e r n e auf d e r Sonne. Kosm. Forsch. 5 617—621 (russ.). — Das Anwachsen eines am 23.—24. II. 1964 mit «Elektron 2» registrierten Stroms schwerer Kerne

67, 1967

68. Wellen- und Partikelstrahlung

355

(Z > 15) in der kosmischen Strahlung wird beschrieben. Gleichzeitig wurden mit den Geiger-Zählern in Elektron 2 Ausbrüche von Röntgen-Strahlung auf der Sonne entdeckt. Im genannten Zeitraum wurde keine merkliche Zunahme des Kernstroms mit Z > 2, Z > 5 und der Protonenkomponente beobachtet. Die Wahrscheinlichkeit eines gleichzeitigen Anwachsens des Kernstroms und der Röntgen-Strahlungsausbrüche wird abgeschätzt; sie beträgt 1.5 x 10~5. Daraus werden Schlüsse über das mögliche Austreten schwerer Kerne aus der Sonnenatmosphäre gezogen. Verf. (ü.) 68181. H . E . T a y l o r , L a t i t u d e l o c a l - t i m e d e p e n d e n c e of l o w - e n e r g y c o s m i c - r a y c u t o f f s in a r e a l i s t i c g e o m a g n e t i c f i e l d . J G R 72 4467— 4470. * * R. F. Usmanow, Ä n d e r u n g e n d e r H ö h e n d e r H a u p t i s o b a r e n f l ä c h e n n a c h E r u p t i o n e n a u f d e r S o n n e . Vgl. Ref. 7273. 68182. W.B.Webber, J. F. Ormes, A n u p p e r l i m i t o n t h e q u i e t s o l a r n e u t r o n f l u x a t e n e r g i e s > 6 0 M e V . J G R 72 3387—3394.

time

68183. W. R. Webber, M e a s u r e m e n t s o n t h e s o l a r m o d u l a t i o n of g a l a c t i c e l e c t r o n s a n d p r o t o n s i n t h e e n e r g y r a n g e 70 MeV t o 2 b e V . J G R 72 5949—5956. 68184. S. N. Wernow, A. E. Tschudakow, P. W. Wakulow, J. I. Logatschew, G. P. Ljubimow, A. G. Nikolajew, N. W. Pereslegina, M e s s u n g e n v o n P r o t o n e n s o l a r e n U r s p r u n g s m i t E n e r g i e n v o n 1 b i s 5 MeV w ä h r e n d d e s F l u g e s v o n V e n u s 2, V e n u s 3 u n d Z o n d 3. Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 31 1296—1299 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 2.62.240, 4.51.521. 68185. D. J. Williams, C. 0. Bostrom, T h e F e b r u a r y 5, 1 9 6 5 , s o l a r p r o t o n e v e n t . 2. L o w - e n e r g y p r o t o n o b s e r v a t i o n s a n d t h e i r r e l a t i o n t o t h e m a g n e t o s p h e r e . J G R 72 4497—i506. 68186. B.G.Wilson, T.Mathews, R.H.Johnson, I n t e r c o m p a r i s o n of n e u t r o n m o n i t o r s d u r i n g s o l a r - f l a r e i n c r e a s e s . Phys. Rev. Letters 18 675—676. 68187. B. M. Wladimirskij, K l e i n e E r u p t i o n s e f f e k t e in d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g n a c h M e s s u n g e n i n d e r S t r a t o s p h ä r e . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 31 1307—1309 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 1.51.450. 68188. S o l a r s t o r m * * High-energy

c l o u d s . Electronics 40 360—362. particles.

R. O.

Vgl. Ref. 1307 S. 969—996.

* * Neue E r k e n n t n i s s e über das i n t e r p l a n e t a r e M a g n e t f e l d und die A n i s o t r o p i e d e r 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. 8158. A J B 66 Ref. 6887 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 92.

23

356

67, 1967

VIII. Erde

VIII. Erde § 71 Erdkörper 7101. J. Ackeret, G a l i l e i ' s Schaffhausen 12 83—84.

Erklärungsversuch

der

Gezeiten.

Orion

7102. N. Akagi, T h e t i d a l h a r m o n i c c o n s t a n t s f o r 14 p o r t s o n t h e c o a s t of J a p a n . Rep. H y d r o g r a p h . Res. J a p a n 1967 Nr. 2 S. 27—43 (japan, m i t engl. Ref.). 7103. N. Akagi, S.Satö, Y. Tagaya, A b r i e f m e t h o d a p p l i e d f o r t h e l o n g p e r i o d t i d e s S a a n d S s a > a n d t h e r e s u l t s b y m e a n s of t h i s m e t h o d . Rep. H y d r o g r a p h . Res. J a p a n 1967 Nr. 3 S. 13—23 (japan, mit engl. Ref.). 7104. R . R. Allan, B. A. M. Piggott, L o n g i t u d e d e p e n d e n c e of t h e g e o p o t e n t i a l d e d u c e d f r o m s y n c h r o n o u s s a t e l l i t e s . Phil. Trans. (A) 262 137—143. — Ref. in Phys. Abstr. 71 454. 7105. L. von Bartha, E b b e

und

Flut

im K a r s t g e b i e t .

7106. K. E. Bullen, R. A. W. Haddon, E a r t h i n t e r i o r . N a t u r e 213 574—576.

S u W 6 216.

oscillations and the

7107. J . L. Cairns, A s y m m e t r y of i n t e r n a l c o a s t a l w a t e r s . J G R 72 3563—3565.

tidal

waves

in

Earth's shallow

7108. M. Caputo, T h e G r a v i t y F i e l d of t h e E a r t h f r o m C l a s s i c a l a n d M o d e r n M e t h o d s . London—New York, Academic Press, 1967. 14 + 202 S. Preis 78 s. — B. in N a t u r e 216 1147, Science 159 1451, Sky Tel. 35 114. 7109. A. H. Cook, 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 f i e l d s f r o m s a t e l l i t e o r b i t s : M e t h o d s a n d r e s u l t s . Phil. Trans. (A) 262 119— 132. — Ref. in Phys. Abstr. 71 454. 7110. F. Delobeau, L ' E n v i r o n n e m e n t d e l a T e r r e . Paris, Presses Univers i t ä r e s de France, 1967. 163 S. Preis F 15.00. 7111. W. Dobaczewska, W y z n a c z e n i e n a c h y l e n i a o s i e l i p s o i d y s i e n i a z o b s e r w a c j i S S Z . Geodezja Kartografia 16 106—116.

odnie-

7112. W. L. Donn, C a u s e s of t h e i c e a g e s . Sky Tel. 33 221—225. 7113. F. Dürr, 101—107.

Raumfahrt

und

Geowissenschaften.

W e l t r a u m f a h r t 18

7114. G. Eiby, T i d e s i n t h e s o l i d E a r t h . Southern Stars 22 77—82. 7115. K. Ergin, S e i s m i c e v i d e n c e f o r a n e w l a y e r e d s t r u c t u r e of E a r t h ' s c o r e . J G R 72 3669—3687 = L a m o n t Geol. Obs. Contr. 1056.

the

357

71. Erdkörper

67, 1967

7116. P . W . F a l l o n , S t a r c a t a l o g u e r e q u i r e m e n t s f o r s a t e l l i t e Vgl. Ref. 1342 S. 611—616.

geodesy.

7117. A. Dos Santos Franco, L a m é t h o d e M u n k - C a r t w r i g h t p o u r p r é d i c t i o n des m a r é e s v u e à la l u m i è r e de l ' i d é e f o n d a m e n t a l e L a p l a c e . CR (A) 265 4 4 9 ^ 1 5 2 .

la de

7118. F . A . F r a n k l i n , Two-color photoelectric photometry of the e a r t h s h i n e . J G R 72 2963—2967. — Die visuelle Bond-Albedo der E r d e wurde zu 0.30 im V- u n d zu 0.36 im B-Bereich mit einer Genauigkeit von 10 % ermittelt. Diese Ergebnisse folgten aus einer Zweifarbenphotometrie des Erdscheins während 14 N ä c h t e n 1965 Juli bis August a m Boyden Obs. Beobachtet wurden Regionen im Mare Crisium (am Morgen) u n d bei 19° N, 10° W in der Nähe von Aristarchus (am Abend). Das Streulicht des sonnenbeleuchteten Mondteiles wurde berücksichtigt. Gü-Li 7119. A. K. F u n ? , C h a r a c t e r of w a v e d e p o l a r i z a t i o n b y a p e r f e c t l y conducting rough surface and its application to E a r t h and Moon e x p e r i m e n t s . Planet. Space Sci. 15 1337—1347. 7120. P. S. Gasjukow, N. P. Smirnow, P r e s s u r e f i e l d o s c i l l a t i o n s o v e r 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 i n t h e e l e v e n - y e a r c y c l e of s o l a r a c t i v i t y . D A N 173 567—569 (russ.). 7121. H.Gerstenkorn,

The

Earth

as a Maxwell

7122. H. Gerstenkorn, D a m p i n g of f r e e n u t a t i o n of t h e E a r t h . Icarus 6 292—297. 7123. W. Gleissberg, D i e E r d e 56—73.

b o d y . Icarus 6 92—99. and

relaxation

time

i m K o s m o s . Hessische Hochschulwochen

56

7124. E . Groten, D i e 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 s E r d s c h w e r e potentials und daraus abgeleiteter Größen mittels Satellitenbeoba c h t u n g e n . T e i l I : Z o n a l e r A n t e i l ; T e i l I I : G e s a m t f e l d . Deutsche Geod. Kommission Bayer. Akad. Wiss. (A) H e f t Nr. 56/1 + I I , 60 + 34 S. 7125. B. Haurwitz, A. D. Cowley, N e w d e t e r m i n a t i o n of t h e l u n a r m e t r i c t i d e . Beiträge Phys. Atmosphäre 40 243—261.

baro-

7126. S. Hikosaka, N. Akagi, Y. Yano, N o t e o n t h e h a r m o n i c a n a l y s i s of t i d e s b y m e a n s of l e a s t s q u a r e s m e t h o d a n d t h e a c c u r a c i e s of t i d a l h a r m o n i c c o n s t a n t s . Rep. Hydrograph. Res. J a p a n 1966 Nr. 1 S. 27—31 (japan, mit engl. Ref.). 7127. F . I s r a e l , D e A a r d e is t o c h r o n d . H e D 65 282—283. 7128. H . J e f f r e y s , R. 0 . Vicente, T h e e n e r g y of e l a s t i c s t r a i n i n t h e E a r t h . Bull. CI. Sci. Acad. roy. Belgique (5) 53 926—933 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 26 = Série Géophys. Nr. 85. 7129. H.Jeffreys, R a d i u s

of

the

Earth's

c o r e . N a t u r e 215 1365—1366.

7130. H. Kaminski, M e s s u n g d e r I n f r a r o t s t r a h l u n g N i m b u s C. Naturwissenschaften 54 1—6.

der

Erde

durch

7131. W . M. Kaula, G e o p h y s i c a l i m p l i c a t i o n s of s a t e l l i t e d e t e r m i n a t i o n s of t h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l f i e l d . Space Sci. Rev. 7 769—794 = Pubi. Inst. Geophys. Planet. Phys. Los Angeles Nr. 634.

358

VIII. Erde

67, 1967

7132. A.O.Kelly, C o n t i n e n t a l D r i f t : I s I t a C o m e t a r y I m p a c t P h e n o m e n o n ? Carlsbad, Calif., Hillhouse Publishing Co., 1966. 106 S. Preis $4.95. — B. in HeD 66 99. 7133. D. G. King-Hele, G.E.Cook, D.W.Scott, O d d z o n a l h a r m o n i c s in the geopotential determined from fourteen well-distributed satell i t e o r b i t s . Phil. Trans. (A) 262 144—147. — Ref. in Phys. Abstr. 71 454. 7134. D. G. King-Hele, G.E.Cook, D.W.Scott, O d d z o n a l h a r m o n i c s in the geopotential, determined from fourteen well-distributed satell i t e o r b i t s . Planet. Space Sci. 15 741—769. 7135. D. G. King-Hele, S. 67—72, 74—76.

T h e s h a p e of t h e E a r t h . Sci. American 217 Nr. 4

7136. W. Köhnlein, On t h e g r a v i t y SAO Special Rep. Nr. 246, 5 + 50 S.

gradient

at

satellite

altitudes.

7137. W. Köhnlein, G r a v i t y g r a d i e n t s on t h e E a r t h ' s s u r f a c e as ded u c e d f r o m s a t e l l i t e o r b i t s . SAO Special Rep. Nr. 249, 4 + 18 S. 7138. Y. Kozal, D e t e r m i n a t i o n of L o v e ' s n u m b e r 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 . Phil. Trans. (A) 262 135—136 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 315. 7139. R. H. Kronke, F.W.Raymond, E a r t h r a d i a n c e a n d r e f l e c t i v i t i e s r e l a t i v e t o t h e r e s p o n s e of a s i l i c o n d e t e c t o r . Applied Optics 6 2110— 2114. * * R. N. Kulijewa, 3 0 j ä h r i g e z y k l i s c h e V a r i a t i o n e n des g e o m a g n e t i s c h e n F e l d e s u n d die d a r a u s a b g e s c h ä t z t e e l e k t r i s c h e L e i t f ä h i g k e i t t i e f e r E r d s c h i c h t e n . Vgl. Ref. 7660. 7140. K. Ledersteger, H e l m e r t s c h e messungswesen 55 125—128.

Niveausphäroide.

Österreich. Z. Ver-

7141. W. H. K. Lee, W. M. Kaula, A s p h e r i c a l h a r m o n i c a n a l y s i s of t h e E a r t h ' s t o p o g r a p h y . JGR 72 753—758 = Inst. Geophys. Planet. Phys. Univ. California Los Angeles Pubi. 529. 7142. J.-J. Levallois, H. Dufour, D é t e r m i n a t i o n d u c e n t r e d e s m a s s e s de la T e r r e e t d u d e m i g r a n d a x e d ' u n e l l i p s o ï d e g é n é r a l . CR (A) 264 491—492. 7143. A. E. H. Love, S o m e P r o b l e m s of G e o d y n a m i c s . Neudruck eines 1920 erschienenen Buches. New York, Dover Publications, Inc., 1967. 30 + 180 S. Preis $ 2.25. — B. in ZfA 67 253. 7144. S. R. Malti, S . K . P a n , F i n i t e d e f o r m a t i o n in t h e i n t e r i o r of a n E a r t h m o d e l . Gerlands Beiträge Geophys. 76 172—186. 7145. I. W. Maximow, W. P. Karklin, E. I. Saruchanjan, N. P. Smirnow, N u t a t i o n a l m i g r a t i o n of t h e I c e l a n d m i n i m u m of a t m o s p h e r i c p r e s s u r e . DAN 177 88—91 (russ.). 7146. I. W. Maximow, W. N. Worobjew, B. W. Gindysch, Ü b e r d e n q u a s i p e r i o d i s c h e n C h a r a k t e r d e r l a n g p e r i o d i s c h e n Ä n d e r u n g e n d e r gez e i t e n b i l d e n d e n K r a f t d e s M o n d e s u n d d e r S o n n e . Geom. Aer. 7 323— 327 (russ.). — Die wirklichen langperiodischen Variationen der gezeitenbildenden Kraft des Mondes und der Sonne haben keinen periodischen, sondern nur einen quasiperiodischen Charakter. Die Periode der halbmonatlichen Variation ändert sich innerhalb der Grenzen von 10.5 bis 17.0 Tagen, und die monatliche Variation liegt zwischen 25.0 und 29.0 Tagen. Verf. (ü., gek.)

67, 1967

71. Erdkörper

359

7147. P. Melchior, P. Paquet, C. van Cauwenberghe, A n a l y s e h a r m o n i q u e d e v i n g t a n n é e s d ' e n r e g i s t r e m e n t s de marées o c é a n i q u e s à Ostende. Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 53 123—130 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 20. 7148. P. Melchior, P r o g r è s a c c o m p l i s d a n s l ' é t u d e d e s m a r é e s t r e s (1957 — 1967). Bull. Géod. (NS) Nr. 84 S. 159—185.

terres-

7149. P.Melchior, O c e a n i c t i d a l l o a d s a n d r e g i o n a l h e t e r o g e n e i t y in W e s t e r n E u r o p e . Geophys. J . RAS 14 239—244 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 24 = Série Géophys. Nr. 83. 7150. I. F. Monin, D i e B e s t i m m u n g d e r E r d f i g u r a u s d e n A n o m a l i e n d e s v e r t i k a l e n G r a d i e n t e n d e r S c h w e r k r a f t . Ber. Akad. Wiss. Ukrain. SSR 1967 B Nr. 1 S. 47—52 (ukrain. mit russ. und engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1967 7.52.226. 7151. M. F. Osmaston, C o r e c o n v e c t i o n , t h e E a r t h ' s f i g u r e a n d n e n t a l d r i f t . Nature 216 1095—1096.

conti-

7152. S. J. Paddack, On t h e a n g u l a r m o m e n t u m of t h e s o l i d E a r t h . J G R 72 5760—5762. — Der Vergleich der tatsächlichen mit der theoretischen Knotenbewegung der Bahn des Erdsatelliten 1960 Iota 2 ergibt keinen Hinweis darauf, daß Änderungen im Trägheitsmoment der Polachse der Erde die Ursache für Änderungen der Tageslänge sind. Wie auch Münk und MacDonald vermuteten, scheint eine unregelmäßige Übertragung eines Teiles des Drehmoments zwischen den festen und flüssigen Teilen der Erde zu bestehen. Sehr. 7153. A. M. Pijuschtsch, P r o g n o s t i c a t i o n of t h e t e m p e r a t u r e i n t e r i o r p a r t of t h e E a r t h . DAN 172 338—340 (russ.).

in

7154. R. H. Rapp, T h e e q u a t o r i a l r a d i u s of t h e E a r t h a n d t h e o r d e r u n d u l a t i o n of t h e g e o i d . J G R 72 589—593.

the zero-

7155. N. P. Russin, D a s W ä r m e g l e i c h g e w i c h t u n s e r e s P l a n e t e n . Moskau, Verlag «Snanije», 1967 (russ.). — B. in Priroda 56 Nr. 10 S. 120. 7156. Y. Shimazu, On t h e d y n a m i c m o d e l of t h e g e o c h e m i c a l Icarus 6 100—107 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 153. 7157. V. Shkodrow, M e t h o d f o r e x t r a p o l a t i o n of t h e e x t e r i o r t i o n a l g r a d i e n t of t h e E a r t h . Vgl. Ref. 18120 S. 89—96.

cycle.

gravita-

7158. G. P. Tamrazyan, T i d e - f o r m i n g f o r c e s a n d e a r t h q u a k e s . Icarus 7 59—65. 7159. R. N. Watts jr., SAO S t a n d a r d E a r t h . Sky Tel. 34 89—90. 7160. A. P. Wenedikoff, I s t d e r E r d k e r n f l ü s s i g ? Priroda Sofia 16 Nr. 5 S. 18—22 (bulgar.). — Ref. in R J UdSSR 1968 5.51.248. 7161. L. Wong, A m p l i t u d e J G R 72 5763—5766.

spectra

of t h e low d e g r e e g r a v i t y

field.

7162. T h e E a r t h in S p a c e . Herausgegeben von H. O d i s h a w . New York, Basic Books Inc.. 1967. 12 + 340 S. Preis $ 6.95. — B. in Sei. American 217 Nr. 6 S. 58. 7163. E a r t h P h o t o g r a p h s f r o m G e m i n i I I I , I V , a n d V. NASA SP-129. Washington D. C., U. S. Government Printing Office, 1967. 276 S. Preis $ 7.00. — B. in Orion Schaffhausen 13 47, Sky Tel. 34 106, 35 40—41, Spaceflight 9 343, 397.

360

V I I I . Erde

67, 1967

* * The Proceedings of the I n t e r n a t i o n a l Upper Mantle Committee S y m p o s i u m on n o n - e l a s t i c p r o c e s s e s in t h e m a n t l e h e l d a t N e w c a s t l e - u p o n - T y n e 1 9 6 6 F e b r u a r y 2 1 — 2 5 . Vgl. Ref. 1319. * * Mantles of the E a r t h and Terrestrial

P l a n e t s . Vgl. Ref. 1321.

* * S p a c e R e s e a r c h V I I . Vgl. Ref. 1323. * * Boundary

L a y e r s a n d T u r b u l e n c e . Vgl. Ref. 1340.

A J B 66 Ref. 7150. — W. B . in Gerlands Beiträge Geophys. 76 514—515, Publ ASP 79 506. A J B 66 Ref. 7174. — W. B . in Gerlands Beiträge Geophys. 76 515—516.

§ 72

Atmosphäre 7201. L. A. Antonowa, G. S. Iwanow-Cholodny, T. W. Kasatschewskaja, W. I. Lasarew ? Ü b e r Ä n d e r u n g e n in d e r Z u s a m m e n s e t z u n g d e r A t m o s p h ä r e in e t w a 2 0 0 k m H ö h e . Geom. Aer. 7 913—914 (russ.). 7202. I. Asimov, ¿ C ô m o se f o r m ö la a t m ö s f e r a t e r r e s t r e ? 21 15—16.

E l Universo

7203. F. Barlier, J . P. Chassaing, D é t e r m i n a t i o n d e s d e n s i t é s à l ' a i d e d e s o b s e r v a t i o n s o p t i q u e s du r é s e a u F r a n ç a i s . Vgl. Ref. 18120 S. 108 —111. 7204. D . R . B a t e s , P . B . H a y s , Sei. 15 189—197.

Atmospheric

nitrous

oxide.

Planet. Space

7205. P. W. Blum, T h e d e l a y b e t w e e n s o l a r a c t i v i t y a n d d e n s i t y changes in t h e upper atmosphere. Forschungsber. Astr. Inst. Bonn 6 7 - 0 5 , 24 S. 7206. J . R. Bray, V a r i a t i o n in a t m o s p h e r i c c a r b o n - 1 4 a c t i v i t y l a t i v e t o a s u n s p o t - a u r o r a l s o l a r i n d e x . Science 156 640—642.

re-

7207. H. Carru, M. Petit, P.Waldteufel, On t h e d i u r n a l v a r i a t i o n t h e r m o p a u s e t e m p e r a t u r e . Planet. Space Sei. 15 944—945.

the

of

7208. S.Chandra, B. V. Krishnamurthy, S o l a r a n d g e o m a g n e t i c effects on u p p e r a t m o s p h e r i c t e m p e r a t u r e . Nature 214 769—772. — Statistischen Analysen zufolge ist die Temperatur der oberen Atmosphäre (oberhalb von 200 km) streng mit der 10.7 cm-Strahlung der Sonne korreliert. Ferner sind kurzzeitige Temperaturschwankungen mit dem geomagnetischen Index korreliert. Verf. (ü.) 7209. G.E.Cook, T h e l a r g e s e m i - a n n u a l v a r i a t i o n in exospheric d e n s i t y : A p o s s i b l e e x p l a n a t i o n . Planet. Space Sei. 15 627—632. 7210. G.E.Cook, D . W . S c o t t , V a r i a t i o n s in e x o s p h e r i c heights near 1100 km, derived from satellite orbits. Sei. 15 1933—1956. 7211. G. A. Faucher, J . F. Morrissey, C.N.Stark, m e a s u r e m e n t s . J G R 72 299—305.

Falling

density at Planet. Space

sphere

density

67, 1967

72. Atmosphäre

7212. H. Faust, D i e Z i r k u l a t i o n i n tionen astronomischer Parameter.

361

der E r d a t m o s p h ä r e S u W 6 128—132.

als

Punk-

7213. W . G. Fessenkow, O n t h e s o u n d i n g s of t h e o p t i c a l p r o p e r t i e s of t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r 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 . A J U d S S R 44 3—11 (russ. mit engl. Ref.). 7214. W. G. Fessenkow, O n t h e s o u n d i n g s of t h e o p t i c a l p r o p e r t i e s of t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r 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. 18120 S. 97—107. 7215. L. M. Fischkowa, N. M. Marzwaladse, D i e V e r t e i l u n g d e s W a s s e r s t o f f s in d e r H o c h a t m o s p h ä r e n a c h B e o b a c h t u n g e n d e r H I - E m i s s i o n 6 5 6 3 Â i m S p e k t r u m d e s N a c h t h i m m e l l e u c h t e n s . Geom. Aer. 7 1021—1025 (russ.). 7216. H. Föppl, G. Haerendel, L. Haser, J . Loidl, P. Lfitjens, R. Lüst, F. Melzner, B.Meyer, H.Neuss, E . Bieger, A r t i f i c i a l s t r o n t i u m a n d b a r i u m c l o u d s i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 15 357—372. 7217. M. P. Friedman, A t h r e e - d i m e n s i o n a l m o d e l of t h e u p p e r s p h e r e . SAO Special Rep. Nr. 250, 7 + 101 + A5 + B 5 S.

atmo-

7218. D. Gautier, L. Galatry, D é t e r m i n a t i o n de la t e m p é r a t u r e de l ' a t m o s p h è r e t e r r e s t r e p a r m e s u r e de la l a r g e u r é q u i v a l e n t e des raies d ' a b s o r p t i o n de l'oxygène moléculaire vers 5 millimètres d e l o n g u e u r d ' o n d e . Ann. Géophys. 23 217—236. 7219. D. Gautier, L. Galatry, I n t e r p r é t a t i o n d e l ' é m i s s i v i t é d e l ' o x y g è n e m o l é c u l a i r e a t m o s p h é r i q u e d a n s les a i l e s de la r a i e c e n t r é e à 6 1 . 1 5 0 6 G H z . CR (B) 264 557—559. 7220. W. M. Grigorjewskij, M. A. Buchbinder, Z u r B e s t i m m u n g d e r D i c h t e der E r d a t m o s p h ä r e aus dem R o t a t i o n s b r e m s e n eines Satelliten. Vgl. Ref. 18120 S. 155—159. 7221. L. A. Hall, C. W. Chagnon, H. E . Hinteregger, D a y t i m e v a r i a t i o n s t h e c o m p o s i t i o n of t h e u p p e r a t m o s p h e r e . J G R 72 3425—3427. 7222. W . B . H a n s o n , J.S.Donaldson, S o d i u m a t m o s p h e r e . J G R 72 5513—5514. 7223. B. Haurwitz, S. Chapman, L u n a r

air

distribution

tide.

in

the

in

upper

N a t u r e 213 9—13.

7224. D . M . H u n t e n , H. N. Rundle, G. G. Shepherd, A . V . J o n e s , O p t i c a l u p p e r a t m o s p h e r i c i n v e s t i g a t i o n s a t t h e U n i v e r s i t y of S a s k a t c h e w a n . Applied Optics 6 1609—1623. 7225. D. M. Hunten, W. L. Godson, Upper-atmospheric sodium and s t r a t o s p h e r i c w a r m i n g s a t h i g h l a t i t u d e s . J . Atmosph. Sei. 24 80—87 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 210. * * D. I. Irgasehew, W. E. Tschertoprud, Bremsung von Erdsatelliten und a t m o s p h ä r e . Vgl. Ref. 18175.

Schnelle Änderungen in der die E i g e n s c h a f t e n der Hoch-

7226. M. N. Isakow, O n t h e s t r u c t u r e of t h e n e u t r a l u p p e r Space Sei. Rev. 7 579—641 (russ. mit engl. Ref.).

atmosphere.

7227. L. G. Jaeehia, P r o p e r t i e s of t h e u p p e r a t m o s p h e r e f r o m s a t e l l i t e o r b i t s . Phil. Trans. (A) 262 172—184.

determined

362

VIII. Erde

67, 1967

7228. L. G. Jacchia, J. W. Slowey, D i u r n a l and seasonal-latitudinal v a r i a t i o n s i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . SAO Special Rep. Nr. 242, 7 + 32 S. 7229. L. G. Jacchia, R e c e n t r e s u l t s i n t h e a t m o s p h e r i c r e g i o n a b o v e 2 0 0 k m a n d c o m p a r i s o n s w i t h C I R A 1965. SAO Special Rep. Nr. 245, 5 + 25 S. 7230. R. L. Jacobs, A t m o s p h e r i c d e n s i t y d e r i v e d f r o m e l e v e n l o w - a l t i t u d e s a t e l l i t e s . J G R 72 1571—1581.

the

drag

of

* * J. E. Jefimow, A.M.Romanow, M e s s u n g e i n e s superthermischen N e u t r o n e n s t r o m s in d e n o b e r e n S c h i c h t e n d e r A t m o s p h ä r e m i t d e r I n d i u m - A k t i v i e r u n g s m e t h o d e . Vgl. Ref. 13659. 7231. J . H. Joseph, D i u r n a l a n d s o l a r v a r i a t i o n s of n e u t r a l h y d r o g e n in t h e t h e r m o s p h e r e . Ann. Giophys. 23 365—374. — Ref. in Phys. Abstr. 71 206. 7232. J . Kabeläi, Atmosphärenmodelle und astronomische sowie p a r a l l a k t i s c h e R e f r a k t i o n . Studia Geophys. Geod. 11 1—20 = Astr. Inst. Techn. Univ. Praha 5. 29. 7233. T. W. Kasatschewskaja, M e s s u n g d e r G e s a m t e n e r g i e e i n e s K o r p u s k u l a r s t r o m e s i n 2 0 0 b i s 5 0 0 k m H ö h e . Kosm. Forsch. 5 637—639 (russ.). * * T. W. Kasimenko, N. P. Slowochotowa, P e r i o d e n ä n d e r u n g e n einiger 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 und die S c h w a n k u n g e n der L u f t d i c h t e . Vgl. Ref. 18180. 7234. D. G. King-Hele, D. W. Scott, R o t a t i o n a l s p e e d of t h e u p p e r a t m o s p h e r e , f r o m t h e o r b i t s of s a t e l l i t e s 1 9 6 6 - 5 1 A, B a n d C. Nature 213 1110—1111. 7235. D. G. King-Hele, D. W. Scott, R o t a t i o n a l s p e e d of t h e u p p e r a t m o s p h e r e : A n i n c r e a s e w i t h h e i g h t a b o v e 2 0 0 k m . Nature 215 1048. — Aus den Änderungen der Bahnneigung von 9 Satelliten mit Perigäumshöhen zwischen 200 und 260 km konnte die Änderung des Verhältnisses der Rotationsgeschwindigkeiten Atmosphäre—Erde in Abhängigkeit von der Höhe bestimmt werden. Bei 200 km Höhe ist das Verhältnis nahe 1 und steigt bis 260 km Höhe linear auf 1.4 an. Gü-Li 7236. D. G. King-Hele, U p p e r a t m o s p h e r e d e n s i t y in 1 9 6 6 — 6 7 : T h e d o m i n a n c e of a s e m i - a n n u a l v a r i a t i o n a t h e i g h t s n e a r 2 0 0 k m . Nature 216 880. 7237. D. G. King-Hele, E. Quinn, T h e v a r i a t i o n of t h e a i r d e n s i t y a t a h e i g h t of 2 2 0 k m in t h e f i r s t h a l f of 1966. Planet. Space Sei. 15 1067 —1073. — Aus der Abnahme der Umlaufzeit des auf stark exzentrischer Bahn (210 km, 3300 km) umlaufenden US-Satelliten 1962 ßx1 = Star-rad 2 zwischen 1966 J a n . bis Juni ergab sich eine um 30 % ansteigende Luftdichte in 220 km Höhe mit zum Teil starken Fluktuationen von mehrtägiger Dauer, die nahe mit geomagnetischen Störungen zusammenfallen. Gü-Li 7238. D. G. King-Hele, J. Hingston, V a r i a t i o n s in a i r d e n s i t y a t h e i g h t s n e a r 150 k m , f r o m t h e o r b i t of t h e s a t e l l i t e 1 9 6 6 - 1 0 1 G. Planet. Space Sei. 15 1883—1893. 7239. D. G. King-Hele, D . W . S c o t t , atmosphere rotational speed Planet. Space Sei. 15 1913—1931.

F u r t h e r d e t e r m i n a t i o n s of f r o m a n a l y s i s of s a t e l l i t e

upperorbits.

67, 1967

72. Atmosphäre

363

7340. L. S. Lam, G. M. Mendes, C. A. Lundquist, D e s i g n of a satellite experiment for atmospheric density and near-free-molecule-flow a e r o d y n a m i c s . SAO Special Rep. Nr. 241, 5 + 39 S. 7241. M. Landini, D. Russo, G. L. Taglialerri, A t m o s p h e r i c d e n s i t y m e a s u r e d b y t h e a t t e n u a t i o n of t h e s o l a r R ö n t g e n - r a y s m o n i t o r e d o n t h e N R L 1 9 6 5 - 1 6 - D s a t e l l i t e . Icarus 6 236—241 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 154. 7242. W. I. Lasarew, D i e A b s o r p t i o n d e r E n e r g i e e i n e s E l e k t r o n e n b ü n d e l s in d e r H o c h a t m o s p h ä r e . Geom. Aer. 7 278—283 (russ.). 7243. D. Layzer, G r a v i t y s h o c k w a v e s a n d s t r a t i f i c a t i o n in t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Nature 213 576—578 = H a r v Repr (2) Nr. 243. — Bemerkung des Verf. zu dieser Arbeit in Nature 214 794 = H a r v Repr Nr. 755. 7244. A. I. Lebedinskij, W. I. Tulupow, J . P. Safronow, J . G. Andrianow, I. I. Karawajew, S t a t i s t i s c h e M e r k m a l e d e r E r d s t r a h l u n g i n d e n K o s m o s i m W e l l e n l ä n g e n b e r e i c h v o n 7 b i s 26 fi. Geom. Aer. 7 423—430 (russ.). — Mit den künstlichen Erdsatelliten der Kosmos-Serie ist unter anderem die von der Erde und der Atmosphäre erfolgte Abstrahlung in den R a u m gemessen und deren spektrale Energieverteilung im obigen Spektralbereich näher untersucht worden. Die Strahlung von 15 bis 26 // hängt nur wenig von Breite und Ort ab. Loh. * * B. A. Lindblad, S o l a r c y c l e v a r i a t i o n s in a t m o s p h e r i c a s d e d u c e d f r o m m e t e o r o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 9372. 7245. B. S. Lindzen, L u n a r

diurnal

atmospheric

tide.

density

Nature 215 1260

—1261.

7246. F . L i n k , S u r l a p a r e n t é des circulations t e r r e s t r e e t j o v i e n n e . Icarus 6 129—131.

atmosphériques

7247. M. Liwshitz, T h e e f f e c t of t h e r m a l e s c a p e o n t h e n e u t r a l d r o g e n d e n s i t y a b o v e 120 k i l o m e t e r s . J G R 72 285—293.

hy-

7248. C . H . L o w , Atmospheric temperature measurement above 100 k m a l t i t u d e f r o m A l O s p e c t r a . Planet. Space Sei. 15 199—200. 7249. M. J . Maro«, U n t e r s u c h u n g d e r D i c h t e d e r H o c h a t m o s p h ä r e a u s d e r B r e m s 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 1967 Nr. 1 S. 29—32 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 5.62.224. 7250. G. Martelli, G. Chimonas, S o m e c o m m e n t s o n a t m o s p h e r i c m e a s u r e m e n t s f r o m s a t e l l i t e - b o r n e e x p e r i m e n t s . Nuovo Cimento (10) 48B 452—456. 7251. A. E. Mikirow, D i e m i t t l e r e G r ö ß e d e r T e i l c h e n 70 b i s 4 5 0 k m . Geom. Aer. 7 748—750 (russ.).

in H ö h e n

von

7252. B. A. Mirtow, A. G. Starkowa, B. P. Schirschow, Ü b e r d i e U n t e r s u c h u n g d e r Z u s a m m e n s e t z u n g d e r A t m o s p h ä r e in 1 0 0 — 6 0 k m H ö h e . Kosm. Forsch. 5 101—109 (russ.). 7253. K. Moe, M. M. Moe, T h e e f f e c t of a d s o r p t i o n o n d e n s i t i e s m e a s u r e d b y o r b i t i n g p r e s s u r e g a u g e s . Planet. Space Sei. 15 1329—1332 = Inst. Geophys. Planet. Phys. Univ. California Los Angeles Publ. Nr. 576. 7254. K. Moe, T h e c o r p u s c u l a r h e a t i n g e f f e c t o b s e r v e d b y 6 n e a r s u n s p o t m a x i m u m . Planet. Space Sei. 15 1821—1827.

Explorer

364

VIII. Erde

67, 1967

* * D. R. Moore, R. E. Danielson, M o n t e Carlo calculations t r a n s f e r of v i s i b l e r a d i a t i o n i n c l o u d s . Vgl. Ref. 8126. 7255. P.Morel,

La

physique

spatiale.

of

the

B S A F 81 93—100, 145—151.

7256. E. R. Mustel, Über einige Gesetzmäßigkeiten im Problem «Sonnenaktivität—Erdatmosphäre». A J U d S S R 44 1162—1175 (russ. mit engl. Ref.). 7257. W. Nordberg, S a t e l l i t e Sei. Rev. 7 539—578.

studies

7258. T. N. L. Patterson, M e t a s t a b l e Planet. Space Sei. 15 1219—1222.

of t h e

helium

lower in t h e

atmosphere. upper

Space

atmosphere.

7259. W. Priester, M. Roemer, H. Volland, T h e p h y s i c a l b e h a v i o r of t h e u p p e r a t m o s p h e r e d e d u c e d f r o m s a t e l l i t e d r a g d a t a . Space Sei. R e v . 6 707—780 = Mitt. Astr. Inst. Bonn Nr. 86. 7260. C. A. Reber, T h e r m o s p h e r e c o n d i t i o n s o b s e r v a t i o n s . J G R 72 295—298. 7261. G.W.Rosenberg, M. S. Malkewitsch, kosmischer Pfeil untersucht die S. 69—72 (russ.).

deduced

A. M. Kassatkin, Atmosphäre.

from

satellite

J. I. Sajzew, E i n Priroda 56 Nr. 9

7262. L. A. Sadowsky, D. N. Tchakyrow, A b o u t t h e c o r r e l a t i o n of t h e v a r i a t i o n s of t h e d e n s i t y of t h e u p p e r a t m o s p h e r e a n d t h e s o l a r a c t i v i t y . Vgl. Ref. 18120 S. 160—163. 7263. K.Sao, C o r r e l a t i o n b e t w e e n s o l a r a c t i v i t y a n d t h e s p h e r i c p o t e n t i a l g r a d i e n t a t t h e E a r t h ' s s u r f a c e in t h e r e g i o n s . J A T P 29 213—215.

atmopolar

7264. W. Schwerdtfeger, A n n u a l a n d s e m i - a n n u a l c h a n g e s s p h e r i c m a s s o v e r A n t a r c t i c a . J G R 72 3543—3547.

atmo-

7265. Z. Sekera, D e t e r m i n a t i o n of m e a s u r e m e n t of p o l a r i z a t i o n of o r s p a c e p r o b e . Icarus 6 348—359.

of

atmospheric parameters from upward radiation by satellite

7266. U. Shafrir, S. Abarbanel, M. Humi, A n o t e o n t h e d y n a m i c a l i n t e r a c t i o n of s m a l l i n t e r p l a n e t a r y p a r t i c l e s w i t h 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 . Atmosph. Sei. 24 582—585. — Ref. in Phys. Abstr. 70 3117. 7267. T. Shimazaki, D y n a m i c e f f e c t s o n a t o m i c a n d m o l e c u l a r o x y g e n d e n s i t y d i s t r i b u t i o n s in t h e u p p e r a t m o s p h e r e : A numerical s o l u t i o n t o e q u a t i o n s of m o t i o n a n d c o n t i n u i t y . J A T P 29 723—747. * * R. W. Smirnow, T h e s o l a r w i n d a n d t h e t e m p e r a t u r e f i e l d of t r o p o s p h e r e . Vgl. Ref. 6771.

the

7268. D. E. Smith, B.Greenfield, V a r i a t i o n s i n a i r d e n s i t y a t 2 8 0 k m h e i g h t . Phil. Trans. (A) 262 195—199. — Ref. in Phys. Abstr. 71 456. 7269. B. J . Teegarden, C o s m i c - r a y p r o d u c t i o n of d e u t e r i u m a n d t r i t i u m i n t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r e . J G R 72 4863—4868. — Zwei Ballonflüge im J a h r e 1965 lieferten Meßdaten zur Berechnung der globalen mittleren P r o d u k tionsrate von Deuterium u n d Tritium in der E r d a t m o s p h ä r e . Verf.* vergleicht seine Ergebnisse mit Produktionsraten, die auf Grund von Wirkungsquerschnitten beschleunigter Protonen in L u f t berechnet wurden. E r stellt gute Übereinstimmung fest. Ge.

67, 1967

365

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

7270. I. Tolstoy, L o n g - p e r i o d J G R 72 4605—4622.

gravity

waves

in

the

atmosphere.

7271. W. E. Tschertoprud, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r v e r ä n d e r l i c h e n S o n n e n a k t i v i t ä t auf die W ä r m e v e r h ä l t n i s s e der Hochatmosphäre. AC Nr. 413 S. (russ.). 7272. W. E. Tschertoprud, Z u r W i r k u n g d e r S o n n e n a k t i v i t ä t a u f d i e o b e r e E r d a t m o s p h ä r e . ( E i n e s t a t i s t i s c h e A b s c h ä t z u n g ) . Vgl. Ref. 18120 S. 128—136. 7273. R. F. Usmanow, Ä n d e r u n g e n d e r H ö h e n d e r Hauptisobarenf l ä c h e n n a c h E r u p t i o n e n a u f d e r S o n n e . A J UdSSR 44 1176—1179 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Höhenänderungen der Hauptisobaren flächen auf der Nordhalbkugel nach Eruptionen auf der Sonne in der Zeit von 1956 bis 1961. Die Untersuchungen bestätigen die früher entdeckte Reaktion der freien Atmosphäre auf Änderungen der Intensität der solaren Korpuskularströme. Verf. (ü.) 7274. H. Volland, On t h e d y n a m i c s of t h e u p p e r Ref. 1323 S. 1193—1203 = Mitt. Astr. Inst. Bonn Nr. 80.

atmosphere.

Vgl.

7275. T h e E n c y c l o p e d i a of A t m o s p h e r i c S c i e n c e s a n d A s t r o g e o l o g y . Herausgegeben von R. W. F a i r b r i d g e . New York, Reinhold Publishing Co., 1967. 16 + 1200 S. Preis $ 35.00. — B. in Science 160 61—62, Sky Tel. 35 113. * * U p p e r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1307 S. 371—450. * * I Q S Y p r o g r a m s a n d r e s u l t s . Vgl. Ref. 1807 S. 1009—1125. * * S p a c e R e s e a r c h V I I . Vgl. Ref. 1323. * * B o u n d a r y L a y e r s a n d T u r b u l e n c e . Vgl. Ref. 1340. A J B 66 Ref. 7206. — W. B. S. 87, 89.

in

J B A A 78 75—77,

Phys.

Today 21 Nr. 2

§ 73 Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima Retraktion 7301. A. K. Aggarwal, P. K. Kaw, O p t i c a l m e a s u r e m e n t of t h e a t m o s p h e r i c r e f r a c t i v e i n d e x g r a d i e n t . British J . Applied Phys. 18 1485— 1489. — Ref. in Phys. Abstr. 71 768. 7302. A. K. Aggarwal, P. K. Kaw, O p t i c a l m e a s u r e m e n t of a t m o s p h e r i c r e f r a c t i v e i n d e x g r a d i e n t o v e r a c u r v e d c o l d s u r f a c e . JOSA 57 963. 7303. A. H. Cribbens, A t m o s p h e r i c f l a t t e n i n g of t h e s o l a r d i s k . Nature 214 1316—1317. — Berechnungen der scheinbaren Abplattung der Sonnenscheibe infolge der differentiellen Refraktion der Erdatmosphäre ergaben bei Verwendung der Standardatmosphäre viel größere Werte, als gewöhnlich beobachtet werden. Vor allem schwankt die Abplattung mit der Jahres- und Tageszeit erheblich. Gü-Li

366

VIII. Erde

67, 1967

7304. N. I. Dinulescu, R e f r a c ^ i a A s t r o n o m i c ä . Bucuresti, Editura Academiei Republicii Socialiste Romänia, 1967. 312 S. Preis Lei 15. — B. in R u m a n . Sei. Abstr. 4 993—994. 7805. N. I. Dinulescu, D e t e r m i n a r e a r e f r a c ^ i e i a s t r o n o m i c e n ä t a t e a o r i z o n t u l u i . Stud. Cerc. Astr. 12 7—12. 7306. J. Dyson, C o r r e c t i o n f o r a t m o s p h e r i c a n d a l i g n m e n t . Nature 216 782.

refraction

in

in

veci-

surveying

7307. W. G. Fessenkow, T a f e l n d e r a t m o s p h ä r i s c h e n R e f r a k t i o n f ü r v e r s c h i e d e n e H ö h e n ü b e r d e r E r d o b e r f l ä c h e . Bull K E Nr. 50 S. 3—13 (russ. mit engl. Ref.). — Auf der Grundlage der Daten der «Cospar International Reference Atmosphere (CIRA)» werden Formeln zur Berechnung der (Rest)refraktion für Beobachter in Höhen von 10 bis 60 km über der Erdoberfläche abgeleitet und entsprechende Tafeln berechnet. Gü-Li 7308. W. S. Fingen, T h e A i r y - S i m m s e y e p i e c e f o r n e u t r a l i z i n g s p h e r i c d i s p e r s i o n . Obs 87 41—42.

atmo-

7309. W. N. Frolow, B e s t i m m u n g der atmosphärischen Dispersion a u f s p e k t r o s k o p i s c h e W e i s e . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 250—254 (russ. mit engl. Ref.). — Während der Expedition des Astr. Hauptobs. Akad. Wiss. UdSSR nach Selentschukskaja 1967 wurde mit dem AST-7Teleskop und dem ASP-9-Spektrographen die erste Beobachtungsserie zur Bestimmung der atmosphärischen Dispersion auf spektroskopische Weise durchgeführt. In der vorliegenden Arbeit werden die Ergebnisse mitgeteilt und mit denen anderer Autoren verglichen. Verf. (ü.) 7310. B. («arlinkel, A s t r o n o m i c a l r e f r a c t i o n in a p o l y t r o p i c a t m o s p h e r e . A J 72 235—254. — F ü r die in einigen Punkten verbesserte Refraktionstheorie des Verf. (vgl. A J B 45 Ref. 2502) wird ein Fortran-Programm angegeben, das die Refraktion für alle Zenitdistanzen und beliebige Höhe des Beobachtungsortes in Abhängigkeit von den meteorologischen Bedingungen mit einer Genauigkeit besser als 1' zu berechnen erlaubt. Haug 7311. E. Hytönen, M e a s u r i n g of t h e r e f r a c t i o n i n t h e s e c o n d of F i n l a n d . Veröff. Finn. Geod. Inst. Nr. 63, 22 S. * * J. Kabela£, A t m o s p h ä r e n m o d e l l e u n d r a l l a k t i s c h e R e f r a k t i o n . Vgl. R«f. 7232. 7312. L. Maly, D i e 55 1—6, 35—44.

örtliche

Refraktion.

astronomische

levelling

sowie

pa-

Österreich. Z. Vermessungswesen

* * G. I. Martschuk, G. A. Michajlow, Ü b e r d i e L ö s u n g v o n P r o b l e m e n d e r a t m o s p h ä r i s c h e n O p t i k m i t d e r M o n t e - C a r l o - M e t h o d e . Vgl. Ref. 51134. 7313. J.C.Owens, O p t i c a l r e f r a c t i v e i n d e x of a i r : D e p e n d e n c e o n p r e s s u r e , t e m p e r a t u r e a n d c o m p o s i t i o n . Applied Optics 6 51—59. * * W. E. Pawlow, E i n i g e E i g e n s c h a f t e n d e r a t m o s p h ä r i s c h e n f u n k t i o n . Vgl. Ref. 7462. 7314. M.Pelikan, E i n B e i t r a g z u r B e s t i m m u n g d e r a s t r o n o m i s c h e n R e f r a k t i o n . Studia 11 126—147.

Streu-

Satelliten-

und

7315. P. G. Smith, A t m o s p h e r i c distortion of s i g n a l s originating f r o m s p a c e s o u r c e s . I E E E Trans. Aerospace Electronic Systems A E S - 3 207—216. R . O.

67, 1967

367

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

7316. A. W. Straiton, A. P. Deam, J. L. Dodd, A m p l i t u d e of r e f r a c t i v e i n d e x d i f f e r e n c e s . J G R 72 4051—4057.

distributions

* * B. T. Taschenow, U n t e r s u c h u n g d e r S t r e u f u n k t i o n e n d e s b e i k l e i n e n W i n k e l n i n d e r A t m o s p h ä r e . Vgl. Ref. 7473.

Lichts

7317. W. G. Tejfel, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r a t m o s p h ä r i s c h e n D i s p e r s i o n auf die E r g e b n i s s e s p e k t r a l e r und p h o t o g r a p h i s c h e r Beobacht u n g e n v o n P l a n e t e n . Vgl. Ref. 1353 S. 98—103. 7318. G. Teleki, A c o n t r i b u t i o n i n t o t h e r e s e a r c h of a s t r o n o m i c a l r e f r a c t i o n a n d i t s a n o m a l i e s o n t h e b a s i s of a e r o l o g i c a l m e a s u r e m e n t s c a r r i e d o u t in B e o g r a d . Publ. Obs. Astr. Beograd Nr. 13, 147 S. 7319. W. W. Telnjuk-Adamtschuk, 0 . J. Gregul, B e r e c h n u n g d e r R e f r a k t i o n a u f d 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 « R a s d a n - 2 » . Bote Univ. Kiew Nr. 9 (Astr.) S. 119—123 (ukrain. mit russ. und engl. Ref.). 7320. W. F. Tschistjakow, Ü b e r d i e G e n a u i g k e i t d e r p h o t o m e t r i s c h e n Verbesserung von verwischten Sonnenbildchen nach der Methode v o n W a n d e r s . Sonnendaten 1966 Nr. 11 S. 67—73 (russ.). Szintillation 7321. D . L . F r i e d , A p e r t u r e 175.

a v e r a g i n g of s c i n t i l l a t i o n .

JOSA 57 169—

7322. D. L. Fried, G. E. Mevers, M. P. Keister jr., M e a s u r e m e n t s of l a s e r b e a m s c i n t i l l a t i o n i n t h e a t m o s p h e r e . JOSA 57 787—797. — Ref. in Phys. Ber. 47 237. * * S. Goto, K. Takahashi, H. Sasaki, T h e e f f e c t of t h e s t e l l a r s c i n t i l l a t i o n o n l a t i t u d e o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 3707. 7323. D. H. Höhn, E f f e c t s of a t m o s p h e r i c t u r b u l e n c e o n t h e t r a n s m i s s i o n of a l a s e r b e a m a t 6 3 2 8 A. I — D i s t r i b u t i o n of i n t e n s i t y . Applied Optics 5 1427—1431, 1966 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 89. 7324. D. H. Höhn, E f f e c t s of a t m o s p h e r i c t u r b u l e n c e o n t h e t r a n s m i s s i o n of a l a s e r b e a m a t 6 3 2 8 A. I I — F r e q u e n c y s p e c t r a . Applied Optics 5 1433—1436, 1966 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 91. 7325. H. R. Hulett, T u r b u l e n c e l i m i t a t i o n s i n p h o t o g r a p h i c r e s o l u t i o n of p l a n e t s u r f a c e s . JOSA 57 1335—1338. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1148. 7326. I. G. Koltschinskij, D i e o p t i s c h e I n s t a b i l i t ä t d e r E r d a t m o s p h ä r e a u f G r u n d v o n S t e r n b e o b a c h t u n g e n . Kiew, «Naukowa dumka», 1967. 184 S. Preis 76 Kop. (russ.). — B. in R J UdSSR 1967 12.51.213. 7327. E. J . Öpik, A s t u d y i n m i c r o t u r b u l e n c e . 7328. D. Paperlein, I n f l u e n c e of w i n d s c i n t i l l a t i o n . JOSA 57 1157—1158.

and

Irish A J 8 76—89.

cloudiness

on

terrestrial

7329. M. M. Weiner, A t m o s p h e r i c t u r b u l e n c e in o p t i c a l s u r v e i l l a n c e s y s t e m s . Applied Optics 6 1984—1991. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1130. 7330. A. T. Young, P h o t o m e t r i c e r r o r a n a l y s i s . V I . R e i g e r ' s t h e o r y of s c i n t i l l a t i o n . A J 72 747—753.

Confirmation

of

368

VIII. Erde

67, 1967

Extinktion 7331. J . R. Auman jr., T h e S. 215—224.

opacity

of h o t

water

vapor.

Vgl. Ref. 1327

7332. G. A. Charitonowa, E i n s c h n e l l e s V e r f a h r e n z u r Bestimmung der Durchsichtskoeffizienten der Erdatmosphäre. A J U d S S R 44 1331—1332 (russ. m i t engl. Ref.). — Das vom Verf. ausgearbeitete Verfahren zur Bestimmung des atmosphärischen Transmissionskoeffizienten gilt f ü r einen weiten Bereich der Schwankungen der Himmelshelligkeit innerhalb eines Gebietes am Himmel bis zu 60° Winkelabstand von der Sonne. Verf. (ü.) 7333. J . A. Davies, A n o t e o n t h e r e l a t i o n s h i p b e t w e e n n e t r a d i a t i o n a n d s o l a r r a d i a t i o n . Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 93 109—115. 7334. R. Dinescu, N o m o g r a m a Cere. Astr. 12 179—183.

pentru

calculul

7335. R. G. Eldridge, W a t e r v a p o r a b s o r p t i o n i n f r a r e d r a d i a t i o n . Applied Optics 6 709—713.

masei of

de

aer.

Stud.

visible

and

near

7336. R. G. Eldridge, A c o m p a r i s o n of c o m p u t e d a n d experimental s p e c t r a l t r a n s m i s s i o n s t h r o u g h h a z e . Applied Optics 6 929—933. 7337. L. Foitzig, E i n d e u t i g k e i t s p r ü f u n g d e r T r a n s p a r e n z - M e t h o d e z u r B e s t i m m u n g der Größenverteilung von Aerosolen aus D a t e n der s p e k t r a l e n E x t i n k t i o n . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 9 366. — Ref. 7338. L. D. Gray, C a l c u l a t i o n s of c a r b o n d i o x i d e t r a n s m i s s i o n . P a r t I — T h e 9 . 4 iu a n d 1 0 . 4 /t b a n d s . J . Quant. Spectrosc. R a d i a t . Transfer 7 143—150. 7339. A.Gutiérrez-Moreno, J.Stock, T h e a c c u r a c y of e x t i n c t i o n m i n a t i o n s . Dep. Astr. Univ. Chile Publ. Nr. 2 S. 19—22.

deter-

7340. H. Hurnik, W p l y w d r g a ñ o b r a z ó w g w i a z d n a o b s e r w a c j e n i k o w e . Vgl. Ref. 1343 S. 131.

polud-

7341. A.Marks, K i l k a u w a g o o b s e r w a c j a c h m o r z u . Post§py Astr. 15 319—320.

astronomicznych

* * S. Matsushima, A t m o s p h e r i c e x t i n c t i o n : C z e c h l u n a r of t h e J u n e 2 5 , 1 9 6 4 e c l i p s e . Vgl. Ref. 83347.

na

photometry

7342. P. Rigaud, E t u d e d e l ' a b s o r p t i o n s t r a t o s p h é r i q u e d a n s l e p r o c h e u l t r a v i o l e t ä l ' a i d e d e s a t e l l i t e s p a s s i f s . CR (B) 265 1504—1506. atmosphärischen 7343. S. F. Seidovv, M. S. Gadshijew, D e r E i n f l u ß d e r A b s o r p t i o n a u f d i e P o l a r i s a t i o n d e s S t e r n l i c h t s . AC Nr. 433 S. 6—8 (russ.). 7344. D. Spänkuch, H e l l i g k e i t s m e s s u n g e n e i n e s s e n k r e c h t e n S c h e i n w e r f e r s t r a h l s zur B e s t i m m u n g der v e r t i k a l e n T r ü b u n g s s c h i c h t u n g d e r T r o p o s p h ä r e . I , I I . Beiträge Phys. Atmosphäre 40 95—128. 7345. C. T. Stelzried, W . V. T. Rusch, I m p r o v e d 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 o p a c i t y f r o m r a d i o a s t r o n o m y m e a s u r e m e n t s . J G R 72 2445— 2447.

67, 1967

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

369

7346. N. W. Wassiltschenko, N. S. Kardaschew, W. I. Moros, I. K. Morosow, A. N. Bepin, G. S. Chromow, Ü b e r d i e D u r c h l ä s s i g k e i t d e r A t m o s p h ä r e a m i r d i s c h e n K ä l t e p o l i m M i l l i m e t e r - u n d I n f r a r o t b e r e i c h . A J U d S S R 44 897—900 (russ. mit engl. Ref.). 7347. K. N. Wulfsberg, A t m o s p h e r i c l e n g t h s . Radio Sei. 2 319—324.

attenuation

7348. A.T.Young, E r r o r s i n e x t i n c t i o n Ref. AAS.

at

millimeter

waveR . O.

d e t e r m i n a t i o n . A J 72 328. —

7349. R. Zander, M. Boltema, W a t e r v a p o r i n t h e s t r a t o s p h e r e . J G R 72 5749—5751 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 546. Sichtbeobachtungen, Astroklima 7350. J. W. M. Baars, M e t e o r o l o g i c a l i n f l u e n c e s o n r a d i o i n t e r f e r o m e t e r p h a s e f l u c t u a t i o n s . I E E E Trans. Antennas Propagation AP-15 582—584 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (A) Nr. 70. 7351. G. I. Bolschakowa, N. M. Bronnikowa, T. F. Wijk, A. N. Demidowa, L. N. Shukowa, A. F. Suchonos, N.A.Schacht, D i e G ü t e d e r S t e r n b i l d c h e n a n s i e b e n P u n k t e n d e s K a u k a s u s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 255—257 (russ. mit engl. Ref.). — Mitgeteilt werden Daten über die Güte der Sternbildchen in Teleskopen mit einem Durchmesser von 20 cm an der Gebirgsstation des Astr. Hauptobs. Pulkowo in der Nähe von Kislowodsk, in Wichli (Dagestan), in Garni und Dare (Armen. SSR), in Atozi und Zichisdshwari (Georg. SSR) und in Dshemet bei Anapa. Verf. (ü.) 7352. C. E. Coulman, O p t i c a l 34—35. — Ref. ASA.

«seeing» o v e r l e v e l

t e r r a i n . Proc. ASA 1

7353. J. Culfey, A s t r o n o m i c a l s e e i n g t e s t s w i t h d i u r n a l t r a i l s . Contr. Obs. New Mexico State Univ. Las Cruces 1 Nr. 1 S. 1—7. — Sichtbeobachtungen auf dem Magdalena Pik. 7354. W. Döbritschen, B. Kowatscheff, U n t e r s u c h u n g e n d e s A s t r o k l i m a s i n B u l g a r i e n . Nachr. Bulgar. Akad. Wiss. (Astr.) 1 31—45 (bulgar. mit russ. und engl. Ref.). 7355. D. N. B. Hall, T h e m e a s u r e m e n t of o p t i c a l s e e i n g b y a r e s i s t a n c e a n a l o g . Applied Optics 6 1992—1994. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1132. 7356. H. Haupt, D i e n ä c h t l i c h e nenbote 10 46—53.

Himmelsklarheit

i n Ö s t e r r e i c h . Ster-

7357. W.M.Irvine, I n f r a r e d o p t i c a l c h a r a c t e r i s t i c s of ice s p h e r e s . Vgl. Ref. 1311 S. 367—372 = Sonderdruck Dep. Phys. Astr. Amherst. 7358. J. F. Jurowskij, T h e i n f l u e n c e of t h e t e r r e s t r i a l a t m o s p h e r e o n t h e r e c e p t i o n of s o l a r r a d i o e m i s s i o n a t 10 cm. Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 162—170 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Messungen des Einflusses der irdischen Atmosphäre auf die 10 cm-Strahlung der Sonne konnte festgestellt werden, daß die Absorption des atmosphärischen Sauerstoffs und des Wasserdampfes mit der nach anderen Methoden bestimmten zahlenmäßig übereinstimmt. Besonders gilt dies auch für die Abhängigkeit von der scheinbaren Höhe der Quelle über dem Horizont. Von der Bewölkung und vom starken Niederschlag wird der Strahlungsstrom kaum beeinflußt. Ho. Astronom. Jahresbericht 1967

24

370

V I I I . Erde

67, 1967

7359. F. Kimberger, L u f t v e r h ä l t n i s s e f ü r d i e P l a n e t e n b e o b a c h t u n g a m G r o ß s t a d t r a n d . Sterne 43 231—233. — F ü r die Planetenbeobachtung sind die Luftverhältnisse am Großstadtrand durchaus nicht ungünstig. Die frühen Abend- und späten Nachtstunden scheinen ruhigere L u f t zu bieten als die Stunden um Mitternacht. F ü r die beschriebene Station wurden in den Wintermonaten bessere Luftverhältnisse registriert. Verf. 7360. G. Mugnier, D. E. Blackwell, A. D. Petford, P h o t o e l e c t r i c observat i o n s of t h e b r i g h t n e s s of t h e s o l a r d i s k a t N i c e O b s e r v a t o r y , 1 9 6 3 — 6 6 . Obs 87 77—78 = Univ. Obs. Oxford Repr. Nr. 23. 7361. R. Rudolph, D a s

Beobachtungswetter.

BAY Rundbrief 16 30—33.

7362. N. Sanduleak, S k y c o n d i t i o n s a t C e r r o T o l o l o . Publ ASP 79 495— 496 = Contr. Cerro Tololo Inter-American Obs. Nr. 16. 7363. T. Schmidt-Kaler, Z u r S t a t i o n i e r u n g Ref. 1350 S. 14—15. — Betrifft ESO.

des großen

T e l e s k o p s . Vgl.

7364. E. Soyturk, I s o p h o t e of t h e a r t i f i c i a l s a t e l l i t e f o r e x p e r i m e n t a l v e r i f i c a t i o n of a s t r o n o m i c a l s e e i n g . Planet. Space Sei. 15 1799—1800. * * S p a c e R e s e a r c h V I I . Vgl. Ref. 1323. * * B o u n d a r y L a y e r s a n d T u r b u l e n c e . Vgl. Ref. 1340.

§ 74

Strahlung des Tages- und Nachthimmels 7401. S. Ananthakrishnan, K. R. Ramanathan, F i e l d s t r e n g t h s of 164 k H z r a d i o - w a v e s r e c e i v e d a t A h m e d a b a d f r o m T a s h k e n t in 1960—65 a n d e f f e c t of s o l a r R ö n t g e n - r a y e m i s s i o n s . Proc. Indian Acad. Sei. (A) 66 60—67. — Ref. in Phys. Abstr. 71 457. 7402. E.B.Armstrong, O b s e r v a t i o n of t h e a i r g l o w H a e m i s s i o n . Planet. Space Sei. 15 407—425, mit einer Bemerkung von T. M. D o n a h u e , S. 1223. 7403. D.J.Baker, R. 0 . Waddoups, R o c k e t m e a s u r e m e n t of m i d l a t i t u d e n i g h t a i r g l o w e m i s s i o n s . J G R 72 4881—4883. — Berichtigung in J G R 73 2546—2547. 7404. P. L. Bender, J. D. Barry, P. J. Coleman jr., W. F. Libby, L. M. Libby, R a d i o r e f l e c t i o n b y f r e e r a d i c a l s i n E a r t h ' s a t m o s p h e r e . Science 158 1487— 1488. 7405. R.T.Brinkmann, A. E. S. Green, C.A.Barth, A t m o s p h e r i c s c a t t e r i n g of t h e s o l a r f l u x i n t h e m i d d l e u l t r a v i o l e t . Applied Optics 6 373—383. 7406. A. L. Broadfoot, T w i l i g h t Ca+ e m i s s i o n f r o m m e t e o r t r a i l s u p t o 2 8 0 k m . Planet. Space Sei. 15 503—514 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 193. — Durch eine Quarzlinse von 70 cm Brennweite wurden mit einem Gitterspektrographen von 1200 Linien/mm Spektren des Dämmerungslichtes im Zenit oder im Sonnenazimut bei 70° Zenitdistanz bei Sonnendepressionen zwischen 4° und 25° erzeugt und im Bereich zwischen 3840 und 3950 A lichtelektrisch abgetastet. Die gemessene Intensität der Ca+-Emission in Höhen zwischen 100 und

67, 1967

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

371

280 k m ist mit der Meteoraktivität korreliert, so daß ein beträchtlicher Teil der Ca+-Ionen im Bereich um 100 km Höhe ein Verdampfungsprodukt von Meteoren Gü-Li zu sein scheint. 7407. A. I . Broadfoot, R e s o n a n c e s c a t t e r i n g b y N 2 +. Planet. Space Sei. 15 1801—1815 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 256. 7408. W. E. Brown, W. R. Steiger, 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 [ O l ] 6 3 0 0 A n i g h t g l o w . Nature 216 47.

the

7409. K. Cunningham, L i g h t i n t e n s i t y r e c e i v e d b y a s a t e l l i t e f r o m s u n l i g h t r e f l e c t e d f r o m t h e E a r t h . JOSA 57 1424. — Ref. OSA. 7410. J . Dachs, D i e H e l l i g k e i t d e s N a c h t h i m m e l s . SuW 6 7411. J . D a c h s , N a c h t h i m m e l s b e o b a c h t u n g e n 6 204—207.

38^0.

in S ü d w e s t a f r i k a .

SuW

7412. K. H. Danzer, K. Bullrich, C a l c u l a t i o n s of t h e i n f l u e n c e of a e r o s o l p a r t i c l e s w i t h c e r t a i n i n t e r v a l s of r a d i i o n t h e s c a t t e r i n g c o e f f i c i e n t a n d t h e s k y r a d i a n c e . Optik 24 577—594. — Die vorgelegten Berechnungen geben zunächst den spektralen Streukoeffizienten und die spektrale Streufunktion eines dunsthaltigen Luftvolumens f ü r verschiedene Aerosolgrößenverteilungsmodelle wieder. Es zeigt sich eine starke Wellenlängenabhängigkeit des Streukoeffizienten von der Aerosolgrößenverteilung im Radiusbereich von 0.04 bis 3 )x. Der Einfluß der Aitken-Kerne (Radius < 0 . 1 ¡x) ist nicht vernachlässigbar. Die Nichtberücksichtigung von Teilchen im Radiusbereich zwischen 0.2 und 0.3 fi in der sonst kontinuierlichen Größenverteilung beeinflußt die Streufunktion eines Luftvolumens und ist im gesamten Wellenlängenbereich beachtlich. Das Pehlen von Teilchen zwischen 0.4 und 0.5 ¡x Radius macht sich wenig bemerkbar. Dagegen ist der Einfluß der Aitken-Kerne auf die Streufunktion wiederum beachtlich. Berechnungen der Himmelsstrahlung im Sonnenvertikal zeigen, daß nur das Fehlen von Teilchen im Radiusbereich von 0.2 bis 0.3 ¡x im kurzwelligen Spektralbereich von Bedeutung ist. Verf. 7413. G. Dietze, M e n g e d e s s t r a t o s p h ä r i s c h e n O z o n s u n d P o l a r i s a t i o n d e s D ä m m e r u n g s l i c h t s . Gerlands Beiträge Geophys. 76 433—441. 7414. N. B. Diwari, B e r e c h n u n g d e r P o l a r i s a t i o n d e s D ä m m e r u n g s l i c h t s . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR Phys. Atmosphäre Ozean 3 505—515 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 12.51.480: E s werden Ergebnisse von Berechnungen des Polarisationsgrades und -winkels des Dämmerungslichts bei A = 0.50 fx für die primäre und sekundäre Dämmerung mitgeteilt. Die Rechnungen erfolgten für 43 Himmelspunkte bei Sonnendepressionen von 2, 4, 6, 10, 14 und 16°. Die Polarisationsgrade im Zenit liegen nahe bei den in Sonnendepressionen von 2 bis 6° beobachteten. Bei großen Sonnendepressionen übersteigt der berechnete Polarisationsgrad den beobachteten. Der Polarisationsgrad der sekundären Dämmerung ist bei großen Sonnendepressionen höher als derjenige der primären (gek.). Kra. 7415. T. M. Donahue, R. R. Meier, D i s t r i b u t i o n of s o d i u m i n t h e d a y t i m e u p p e r a t m o s p h e r e a s m e a s u r e d b y a r o c k e t e x p e r i m e n t . J G R 72 2803—2829. 7416. T . M . D o n a h u e , D i s c u s s i o n of a n e x p e r i m e n t t o m e a s u r e t h e p o l a r i z a t i o n of d a y g l o w L y m a n A l p h a . Planet. Space Sei. 15 1531—1534. 7417. W. F. J . Evans, E.J.Llewellyn, A . Y . J o n e s , B a l l o o n - b o r n e o b s e r v a t i o n s of b r i g h t n e s s v a r i a t i o n s i n t h e ( 0 , 0 ) b a n d of t h e ( M g — 3 s y s t e m of o x y g e n i n t h e d a y a n d t w i l i g h t a i r g l o w . Nature 213 252— 253. 24*

372

VIII. Erde

67, 1967

7418. T . J . F a l c o n e jr., C a l c u l a t i o n s of a p p a r e n t s k y t e m p e r a t u r e a t m i l l i m e t e r w a v e l e n g t h s . Radio Sei. 1 1205—1209, 1966. R . O. 7419. G. W. Fastie, U l t r a v i o l e t m e a s u r e m e n t s s p h e r e s . Applied Optics 6 397—402.

in

planetary

7420. W. G. Fessenkow, H i g h o r d e r z e n i t h . DAN 174 833—834 (russ.).

in

the

scattering

twilight

atmosky

* * L. M. Fischkowa, N. M. Marzwaladse, D i e V e r t e i l u n g d e s W a s s e r s t o f f s in der H o c h a t m o s p h ä r e nach B e o b a c h t u n g e n der H I - E m i s s i o n •6563 A i m S p e k t r u m d e s N a c h t h i m m e l l e u c h t e n s . Vgl. Ref. 7215. 7421. L. Foitzik, W. Hoebbel, D. Spänkuch, H. Zschaeck, M e s s u n g e n der H i m m e l s l i c h t p o l a r i s a t i o n i m H o c h g e b i r g e . Beiträge Phys. Atmosphäre 40 279—292. 7422. L. Foitzik, H. Zschaeck, M e s s u n g e n d e r H i m m e l s s t r a h l u n g u n d 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 a u f d e m M u s a l l a i n B u l g a r i e n . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 9 366—368. — Ref. 7423. M. Gadsden, T h e n i g h t g l o w c o n t i n u u m e m i s s i o n . J A T P 29 603— 606. 7424. D. J. Gambling, B. Billard, A s t u d v of t h e p o l a r i z a t i o n of s k y l i g h t . Australian J . Phys. 20 675—681. 7425. D. Gautier, J.-P. Renan, P r e m i e r s r é s u l t a t s d e m e s u r e s d e l ' a b s o r p t i o n p a r l ' a t m o s p h è r e t e r r e s t r e et de la t e m p é r a t u r e de b r i l l a n c e d u S o l e i l à 5 . 6 5 m i l l i m è t r e s d e l o n g u e u r d ' o n d e . Ann d'Astrophys 30 739—741. — I m Gegensatz zu früheren Messungen von Whitehurst, Copeland und Mitchell (1957) erhalten die Autoren einen wesentlich höheren Wert f ü r die Strahlungstemperatur der Sonne im Wellenlängenbereich von 4 bis etwa 8 mm. Der Wert ist etwas von der Sonnentätigkeit abhängig und liegt zur Zeit des Minimums der Aktivität f ü r A = 8.6 mm bei 8500°. Diese Kenntnis ist von Bedeutung für die Untersuchung der unteren Chromosphäre. Ho. 7426. A. E. S. Green, C. A. Barth, C a l c u l a t i o n s of e x c i t a t i o n of t h e d a y g l o w . J G R 72 3975—3986.

the

photoelectron

7427. J. A. Greenspan, J. H. Woodman, S y n o p t i c d e s c r i p t i o n of t h e 5 5 7 7 A n i g h t g l o w n e a r 78° W l o n g i t u d e . J A T P 29 239—250. 7428. R. G. H. Greer, G. T. Best, A r o c k e t - b o r n e p h o t o m e t r i c i n v e s t i g a t i o n of t h e o x y g e n l i n e s a t 5 5 7 7 A a n d 6 3 0 0 A, t h e s o d i u m D - l i n e s a n d t h e c o n t i n u u m a t 5 3 0 0 A i n t h e n i g h t a i r g l o w . Planet. Space Sei. 15 1857—1881. 7429. J.C.Gupta, N u m e r i c a l c o m p u t a t i o n of t h e s o l a r r a d i a t i o n f a l l i n g a t t h e t o p of t h e a t m o s p h e r e . J G R 72 2975—2976. — Die hier aufgestellten Formeln erlauben es, die Intensität der Sonnenstrahlung zu berechnen, die pro Zeiteinheit auf eine horizontale Einheitsfläche an der oberen Grenze der Atmosphäre einfällt. Ohne Benutzung von Hilfstabellen können zeitabhängige Reihen (von Stunde zu Stunde) für diese Größe mit einem einfachen Maschinenprogramm berechnet werden. Gü-Li 7430. G. Haerendel, R. Liist, E. Rieger, M o t i o n of a r t i f i c i a l i o n c l o u d s i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 15 1—18. 7431. T. W. Harrold, A t t e n u a t i o n of 8 . 6 m m - w a v e l e n g t h r a i n . Proc. Inst. Electr. Engineers 114 201—203.

r a d i a t i o n in R . O.

•67, 1967

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

373

7432. D. F. Heath, P o l a r i z a t i o n a n d i n t e n s i t y m e a s u r e m e n t s of h y d r o g e n L y m a n - A l p h a i n t h e d a y a i r g l o w . A p J 148 L97—L100. * * G.Henderson, H. T. Betz, P. N. Slater, A p p l i c a t i o n s of t h e F a b r y - P e r o t i n s o l a r p h y s i c s a n d a i r g l o w . Vgl. Ref. 6428.

prism

7433. C. J. van Houten, T h e d i f f u s e g a l a c t i c l i g h t . BAN 19 303—305. — I n kritischer Auseinandersetzung mit den bisher vorliegenden Meßergebnissen verschiedener Autoren kommt Verf. zu dem Schluß, daß die Existenz diffusen galaktischen Lichts zwar nicht bewiesen ist, daß es aber in beträchtlichen Mengen vorhanden sein könnte. Bei weiteren Messungen wäre besonders auf den verfälschenden Einfluß des Feldeffekts des Photometers zu achten. Gli. 7434. D. 31. Hunten, L. Wallace, R o c k e t m e a s u r e m e n t s of t h e s o d i u m d a y g l o w . J G R 72 69—79 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 209. 7435. D. M. Hunten, M. B. McElroy, Q u e n c h i n g of m e t a s t a b l e s t a t e s o f a t o m i c a n d m o l e c u l a r o x y g e n a n d n i t r o g e n . Rev. Geophys. 4 303— 328, 1966 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 179. 7436. D.M.Hunten, S p e c t r o s c o p i c s t u d i e s of t h e t w i l i g h t a i r g l o w . Space Sei. Rev. 6 493—573 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 215. 7437. M. Huruhata, T. Nakamura, W.R.Steiger, A r o c k e t o b s e r v a t i o n of [ 0 1 ] 5577 A e m i s s i o n a n d c o n t i n u u m a t 5300 A in n i g h t airglow. Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 21 229—232 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 329. 7438. E. C. ¥ . Inn, C h a r g e t r a n s f e r b e t w e e n Sei. 15 19—25.

H e + a n d N 2 . Planet. Space

7439. A. I. Iwanow, G. S. Liwschiz, B. T. Taschenow, D i e I n t e n s i t ä t des S t r e u l i c h t s in der A t m o s p h ä r e u n d d a s S p e k t r u m der Aerosole. Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 8 97—103 (russ. mit engl. Ref.). 7440. A.I.Iwanow, S p e k t r a l p h o t o m e t r i s c h e U n t e r s u c h u n g e n d e r I n t e n s i t ä t d e s S t r e u l i c h t s . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 8 113—121 (russ. mit engl. Ref.). 7441. E. R. Johnson, K. H. Lloyd, C. H. Low, L. M. Sheppard, T h e radiant o u t p u t of g r e n a d e g l o w c l o u d s i n t h e l o w e r t h e r m o s p h e r e . Australian J . Phys. 20 683—695. 7442. T.B.Johnson, F.B.Salisbury, G.I.Connor, R a t i o of b l u e t o r e d l i g h t : A b r i e f i n c r e a s e f o l l o w i n g s u n s e t . Science 155 1663—1665. — Mit einem speziellen, hier näher beschriebenen Registrierphotometer wurde die Intensitätsverteilung im Spektrum des Dämmerungslichtes im Wellenlängenbereich 400—700 mfx während des Sonnenunterganges westlich von Washington (Kansas) in 396 m Seehöhe gemessen. Das Blau-Rotverhältnis nahm, wie erwartet, bis zum Sonnenuntergang ab, stieg aber dann unmittelbar nach Sonnenuntergang steil an. Dieser Effekt wird mit dem Überwiegen des (blauen) Rayleigh-Streulichtes des Dämmerungshimmels nach Aufhören der direkten Sonnenstrahlung erklärt. Gü-Li 7443. G. L. Knestrick, J. A. Curcio, M e a s u r e m e n t s of s p e c t r a l r a d i a n c e of t h e h o r i z o n s k y . Applied Optics 6 2105—2109. 7444. G.Kohl, D e p o l a r i s a t i o n d e s Z e n i t d ä m m e r u n g s l i c h t s . L e u c h t e n d e N a c h t w o l k e n u n d h o h e s O z o n . Gerlands Beiträge Geophys. 76 353—364. 7445. G. K. Kolomijez, D i e W e c h s e l w i r k u n g z w i s c h e n d e n S t r e u f u n k t i o n e n u n d d e n o p t i s c h e n D i c k e n im u l t r a v i o l e t t e n S p e k t r a l b e r e i c h . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 8 134—138 (russ. mit engl. Ref.).

374

V I I I . Erde

67, 1967

7446. K. J. Kondratjew, (î. A. Nikolskij, I. J. Badinow, S. D. Andrejew, D i r e c t s o l a r r a d i a t i o n u p t o 30 k m a n d s t r a t i f i c a t i o n of a t t e n u a t i o n c o m p o n e n t s i n t h e s t r a t o s p h e r e . Applied Optics 6 197—207. 7447. G.F.Können, H e t w a a r n e m e n « G r i j z e N a c h t e n » . Meteoor 23 57.

van

de

schemering

tijdens

de

7448. P. V. Kulkarni, W. R. Steiger, C o r r e l a t i o n s a m o n g n i g h t a i r g l o w r a d i a t i o n s . Ann. Géophys. 23 125—131. — Ref. in Phys. Abstr. 71 208. 7449. G. J. Kvilte, H y d r o x y l r o t a t i o n a l t e m p e r a t u r e s i n t h e n i g h t g l o w . Planet. Space Sei. 15 1515—1523.

and

intensities

7450. Kyo Yano, A l o n g - t e r m a s p e c t of t h e s e a s o n a l v a r i a t i o n i n t h e n i g h t g l o w 5 5 7 7 i n t e n s i t y a t m i d d l e l a t i t u d e s . Planet. Space Sei. 15 1091—1093. * * A. I. Lebedinskij, W. I. Tulupow, J. P. Safronow, J. G. Andrianow, 1.1. Karawajew, S t a t i s t i s c h e M e r k m a l e d e r E r d s t r a h l u n g i n d e n K o s m o s i m W e l l e n l ä n g e n b e r e i c h v o n 7 b i s 26 fi. Vgl. Ref. 7244. 7451. F. Link, L. Neuzil, I. Zacharov, M e s u r e s s i m u l t a n é e s d u c i e l c r é p u s c u l a i r e e n b a l l o n e t a u sol. Ann. Géophys. 23 207—216. 7452. T. P. Markham, R. E. Anctil, S o m e a i r b o r n e l a t i t u d e o b s e r v a t i o n s . J A T P 29 897—901.

night

airglow

Ol

7453. T. P. Markham, R. E. Anctil, A n a i r b o r n e m e a s u r e m e n t of t h e s p a t i a l e x t e n t of C a l l i n t w i l i g h t . Planet. Space Sei. 15 589—590. 7454. N. M. Marzwaladse, Ü b e r d i e r ä u m l i c h e V e r t e i l u n g d e r s i o n d e r H o c h a t m o s p h ä r e . AC Nr. 427 S. 1—4 (russ.).

^-Emis-

7455. M. B. McEIroy, A t o m i c 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 . Planet. Space Sei. 15 457—462 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 201. 7456. A. B. Meinel, M. P. Meinel, V o l c a n i c s u n s e t - g l o w s t r a t u m : Science 155 189.

Origin.

7457. H. W. Moos, W. G. Fastie, R o c k e t p h o t o m e t r y of t h e f a r U V l i g h t a i r g l o w . J G R 72 5165—5171.

twi-

7458. V. Narasimhan, B. K. Saxena, M e a s u r e m e n t of t h e l u m i n a n c e d i s t r i b u t i o n of t h e c l e a r b l u e s k y i n I n d i a . Indian J . Pure Applied Phys. 5 Nr. 3 S. 83—86. — Ref. in Phys. Abstr. 71 768. 7459. Nguyen-Huu-Doan, C o r r é l a t i o n e n t r e l ' a c t i v i t é m é t é o r i q u e d i u r n e e t l ' é m i s s i o n c r é p u s c u l a i r e d e s r a i e s H e t K ( à 3 9 6 8 e t 3 9 3 3 Â) d u c a l c i u m i o n i s é . CR (B) 264 722—725 = Publ. Obs. Haute Provence 9 Nr. 7. 7460. Nguyen-Huu-Doan, Q u e l q u e s r é s u l t a t s d ' o b s e r v a t i o n s d e s r a i e s d e r é s o n a n c e 2 p — 2 S (à 6 7 0 7 . 7 6 e t 6 7 0 7 . 9 1 Â) d u l i t h i u m n e u t r e a u c r é p u s c u l e . CR (B) 264 1166—1169 = Publ. Obs. H a u t e Provence 9 Nr. 9. 7461. J. F. Noxon, O x y g e n s p e c t r a a n e c l i p s e . Nature 213 350—352.

in d a y g l o w , t w i l i g h t ,

and

during

7462. W. E. Pawlow, E i n i g e E i g e n s c h a f t e n d e r a t m o s p h ä r i s c h e n S t r e u f u n k t i o n . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 8 122—127 (russ. mit engl. Ref.). 7463. D. Plass, E i n e p h o t o g r a p h i s c h e M e t h o d e z u r M e s s u n g d e r I n t e n s i t ä t s v e r t e i l u n g der H i m m e l s s t r a h l u n g mit einem Kugelspiegel. Optik 25 162—181. — Ref. in Phys. Ber. 47 493.

67, 1967

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

375

7464. C. R. N. Rao, Z. Sekera, A r e s e a r c h p r o g r a m a i m e d a t h i g h a l t i t u d e b a l l o o n - b o r n e m e a s u r e m e n t s of r a d i a t i o n e m e r g i n g f r o m t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r e . Applied Optics 6 221—225. * * R. Robley, S u r l ' e x i s t e n c e d ' u n e c o v a r i a n c e e n t r e l a r a i e 5 5 7 7 A de [ 0 1 ] et la l u m i è r e z o d i a c a l e observée a u x g r a n d e s d é c l i n a i s o n s é c l i p t i q u e s . Vgl. Ref. 9531. 7465. N.Rosenberg, S. P. Zimmerman, C o r r e l a t i o n b e t w e e n t h e 5 5 7 7 A [ 0 1 ] n i g h t a i r g l o w i n t e n s i t y a n d s o l a r a c t i v i t y . Planet. Space Sei. 15 863—872. 7466. P. W. Schtscheglow, N e u e B e o b a c h t u n g e n l e u c h t e n s i n H a . AC Nr. 414 S. (russ.).

des

Nachthimmels-

7467. P. W. Schtscheglow, D i e V e r t e i l u n g d e s n e u t r a l e n W a s s e r s t o f f s in der E r d a t m o s p h ä r e a u s B e o b a c h t u n g e n der H œ - S t r a h l u n g des N a c h t h i m m e l s . AC Nr. 427 S. 5—8 (russ.). 7468. J. H. Shaw, R. A. McClatchey, P. W. Schaper, B a l l o o n observations of t h e r a d i a n c e of t h e E a r t h b e t w e e n 2 1 0 0 c m - 1 a n d 2 7 0 0 c m - 1 . Applied Optics 6 227—230. 7469. G. G. Shepherd, A p p l i c a t i o n s of t h e F a b r y - P e r o t s p e c t r o m e t e r t o u p p e r a t m o s p h e r i c s p e c t r o s c o p y . J . Physique 28 C2-302—C2-307. 7470. D. Spänkuch, A t m o s p h ä r i s c h e S t r e u f u n k t i o n e n b e i G r ö ß e n v e r t e i l u n g d e s D u n s t e s n a c h J u n g e s c h e m P o t e n z g e s e t z . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 9 368—369. —Ref. 7471. D. Spänkuch, E. Unger, D i e B e r e c h n u n g d e r S t r e u f u n k t i o n d e s D u n s t e s aus Himmelslichtmessungen und ihr Vergleich mit theoretischen S t r e u f u n k t i o n e n u n t e r Berücksichtigung der Mehrfachstreuu n g . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 9 369—370. — Ref. 7472. D. Spänkuch, A t m o s p h ä r i s c h e S t r e u f u n k t i o n e n b e i G r ö ß e n v e r t e i l u n g d e s D u n s t e s n a c h d e m J u n g e s c h e n P o t e n z g e s e t z . Optik 24 595—605. — Nach einigen theoretischen Vorbemerkungen werden behandelt: 1.) Der Einfluß des Brechnungsindex der Dunstteilchen auf die atmosphärische Streufunktion; 2.) Ein Vergleich von theoretischen mit experimentellen Streufunktionen; 3.) Ein Vergleich theoretischer Streufunktionen bei verschiedenen Wellenlängen. 7473. B. T. Taschenow, U n t e r s u c h u n g d e r S t r e u f u n k t i o n e n d e s L i c h t s b e i k l e i n e n W i n k e l n i n d e r A t m o s p h ä r e . Publ. Astrophys. Inst. AlmaAta 8 104—112 (russ. mit engl. Ref.). 7474. B. A. Tinsley, I n i t i a l r e s u l t s of g e o c o r o n a l B a l m e r A l p h a v a t i o n s . Planet. Space Sei. 15 1757—1775. 7475. P. Véron, T e m p é r a t u r e d e b r i l l a n c e v = 178 M H z . Ann d'Astrophys 30 719—722.

du

ciel

à

la

obser-

fréquence

7476. E. Vigroux, D é t e r m i n a t i o n d e s c o e f f i c i e n t s m o y e n s d ' a b s o r p t i o n d ' o z o n e en vue des o b s e r v a t i o n s c o n c e r n a n t l ' o z o n e a t m o s p h é r i q u e à l ' a i d e d u s p e c t r o m è t r e D o b s o n . Ann. Physique (14) 2 209—215 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 332. 7477. E. Vigroux, D é t e r m i n a t i o n d e s c o e f f i c i e n t s m o y e n s d ' a b s o r p t i o n d e l ' o z o n e p o u r le s p e c t r o m è t r e D o b s o n . CR (B) 264 1290— 1291 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 357.

376

VIII. Erde

67, 1967

7478. E. Vigrouï, M e s u r e d i r e c t e d e s c o e f f i c i e n t s d ' a b s o r p t i o n m o y e n s d e l ' o z o n e u t i l i s é s a v e c l e s p e c t r o m è t r e D o b s o n . CR (B) 264 1325— 1326 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 358. 7479. G. Weill, J. Christophe-GIaume, C i e l n o c t u r n e e t a u r o r e s d e b a s s e l a t i t u d e e n p é r i o d e d ' o r a g e m a g n é t i q u e . A n n . Géophys. 23 317—338 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (B) N r . 328. — Réf. in Phys. Abstr. 71 217—218. 7480. G. Weill, J. Christophe-GIaume, L ' e x c i t a t i o n d u d o u b l e t interdit S — 2 D de l ' a z o t e o b s e r v é e d a n s la l u m i n e s c e n c e n o c t u r n e a u c o u r s d ' u n e p e r t u r b a t i o n i o n o s p h é r i q u e i t i n é r a n t e . CR (B) 264 1286—1289 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (A) Nr. 356.

4

7481. G.Weill, L a r e c o m b i n a i s o n n o c t u r n e d e l a r é g i o n i o n o s p h é r i q u e F o b s e r v é e o p t i q u e m e n t . CR (B) 264 1685—1688 = Contr. Inst, d'Astrophys. Paris (A) Nr. 360. * * G. Weill, A u r o r e s e t c i e l n o c t u r n e . Vgl. Réf. 76226. 7482. W . J . W e l c h , S. Keachie, D. D. Thorton, G. Wrixon, M i c r o w a v e r a d i a t i o n t e m p e r a t u r e of s p a c e a t 1 . 5 c m w a v e l e n g t h . A J 72 326. — Ref. AAS. 7483. T. C. Winter jr., T. A. Chubb, T h e d e t e r m i n a t i o n of t h e p r o f i l e of t h e n i g h t s k y h y d r o g e n L y m a n A l p h a e m i s s i o n l i n e . J G R 72 4405— 4414. 7484. R. D. Wolstencroît, I. G. van Breda, T h e d e t e r m i n a t i o n of i s o p h o t e s of e x t e n d e d s o u r c e s i n t h e n i g h t s k y : S c a t t e r i n g i n t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r e . A p J 147 255—270 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 189. 7485. R . A . Y o u n g , T h e p o s s i b i l i t y of d e d u c i n g a v a l u e f o r [ N O + ] 2 / [ N O ] f r o m m e a s u r e m e n t s of a t o m i c n i t r o g e n i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . J G R 72 420—421. * * Southern

hemisphere

a n o m a l i e s . Vgl. Ref. 1307 S. 117—231.

* * U p p e r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1307 S. 3 7 1 ^ 5 0 . * * S p a c e R e s e a r c h V I I . Vgl. Ref. 1323. A J B 66 Ref. 7475. — W. B. in Applied Optics 6 2019.

§ 75

Ionosphäre 7501. J. Aarons, I o n o s p h e r i c J A T P 29 1619—1624.

irregularities

at

Arecibo,

7502. J. Aarons, R . S . A l l e n , T. J. Elkins, F r e q u e n c y s t a r s c i n t i l l a t i o n s . J G R 72 2891—2902.

Puerto

dependence

of

Rico. radio

7503. J. Aarons, R . S . A l l e n , S c i n t i l l a t i o n of t h e r a d i o s t a r a t a s u b a u r o r a l l a t i t u d e . R a d i o Sci. 1 1180—1186, 1966. — Ref. in Phys. Abstr. 71 222.

67, 1967

75. Ionosphäre

377

7504. M. A. Âbdu, S. S. Degaonkar, E. R. Ramanathan, A t t e n u a t i o n of g a l a c t i c r a d i o n o i s e a t 25 MHz a n d 21.3 MHz 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 d u r i n g 1 9 5 7 — 1 9 6 4 . J G R 72 1547—1554. 7505. M. A. Abdu, S. S. Degaonkar, D e d u c t i o n of e l e c t r o n t e m p e r a t u r e f r o m P - r e g i o n c o m p o n 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 n o i s e . J G R 72 5559—5562. 7506. G.W.Adams, I . R. Megill, A t w o - i o n D - r e g i o n m o d e l C a p A b s o r p t i o n e v e n t s . Planet. Space Sei. 15 1111—1130.

for

7507. J. L. Alpert, O n t h e o u t e r i o n o s p h e r e ( a n d i t s t r a n s i t i o n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e ) . Space Sei. Rev. 6 419—451. 7508. J. L. Alpert, V L F a n d Space Sei. Rev. 6 781—840.

ELF

waves

in

the

near-earth

Polar into

plasma.

7509. E. Argence, K. Rawer, E r f o r s c h u n g d e r I o n o s p h ä r e m i t R a d i o wellen von S a t e l l i t e n u n d R a k e t e n . II. W e l l e n a u s b r e i t u n g bei vern a c h l ä s s i g t e r A n i s o t r o p i e . Space Sei. Rev. 7 451—489. 7510. G. M. Aroschidse, W. A. Saguljajewa, A. A. Kaschin, J. W. Kuschnerewskij, D. S. Tschikowani, D e r Z u s a m m e n h a n g d e r S q - V a r i a t i o n e n m i t d e r D r i f t i n d e r I o n o s p h ä r e . Geom. Aer. 7 548—550 (russ.). 7511. P. M. Banks, C. F. Sechrist jr., T i m e h i s t o r y of h i g h - l a t i t u d e e l e c tron number density and radiowave absorption profiles during t h e s o l a r c o s m i c - r a y e v e n t of N o v e m b e r 10, 1961. J G R 72 2275—2286. 7512. P. M. Banks, T h e t e m p e r a t u r e c o u p l i n g of i o n s i n t h e i o n o s p h e r e . Planet. Space Sei. 15 77—93. 7513. J.D.Barry, P.J.Coleman, W. F. libby, L. M. Libby, R a d i o r e f l e c t i o n b y f r e e r a d i c a l s i n E a r t h ' s a t m o s p h e r e . Science 156 1730—1732. 7514. S. Basu, E f f e c t of r e f r a c t i o n c o r r e c t i o n o n t h e l a t i t u d e t i o n of t o t a l e l e c t r o n c o n t e n t . J G R 72 5339—5345.

varia-

7515. S. Basu, A. Das Gupta, L a t i t u d e v a r i a t i o n of t o t a l e l e c t r o n t e n t i n t h e e q u a t o r i a l r e g i o n . J G R 72 5555—5558.

con-

7516. W.Becker, T h e t e m p e r a t u r e of t h e F r e g i o n d e d u c e d e l e c t r o n n u m b e r - d e n s i t y p r o f i l e s . Vgl. Ref. 1335 S. 2001—2006.

from

7517. L. M. Belkina, Ü b e r d i e F r e q u e n z a b h ä n g i g k e i t d e r R a d i o w e l l e n a b s o r p t i o n i n d e r I o n o s p h ä r e . Geom. Aer. 7 997—1000 (russ.). 7518. W. H. Bellchambers, 215 841—842.

Ionospheric

no-echo

occurrences.

Nature

7519. F. Bertin, J. Papet-Lêpine, I n f l u e n c e l u n a i r e s u r le c o n t e n u t o t a l d ' é l e c t r o n s de l ' i o n o s p h è r e hivernale, au m i n i m u m de l ' a c t i v i t é s o l a i r e . CR (B) 264 825—828. 7520. W. W. Besrukich, T. K. Breus, K. I. Gringaus, D i e o b e r e G r e n z e d e r I o n e n t e m p e r a t u r z w i s c h e n 7 0 0 0 u n d 30 0 0 0 k m H ö h e a u s M e s s u n g e n m i t « E l e k t r o n 2». Kosm. Forsch. 5 798—799 (russ.). * * J. C. Bhattacharyya, T. K. Balakrishnan, S p e c t r a l c h a r a c t e r i s t i c s of a s o l a r f l a r e f r o m i o n o s p h e r i c d a t a . Vgl. Ref. 6608.

378

VIII. Erde

67, 1967

7521. K. Bischof, B e s t i m m u n g d e r G r ö ß e d e r I n h o m o g e n i t ä t e n in d e r Ionosphäre aus den Registrierungen verhallender Signale künstl i c h e r E r d s a t e l l i t e n i n z w e i F r e q u e n z e n . Geom. Aer. 7 655—661 (russ.). 7522. J. Bochnicek, T h e d e t e r m i n a t i o n of t h e f i e l d i n t e n s i t y of a m a g n e t o d y n a m i c d i s t u r b a n c e in t h e l o w e r i o n o s p h e r e f r o m t h e f i e l d i n t e n s i t y m e a s u r e d a b o v e t h e E a r t h ' s s u r f a c e . Studia 11 65—79. 7523. L. H. Brace, B. M. Reddy, H. G. Mayr, G l o b a l b e h a v i o r of t h e s p h e r e a t 1 0 0 0 - k i l o m e t e r a l t i t u d e . J G R 72 265—283.

iono-

7524. J . A. Bragin, 0 . K. Kostko, A. I. Repnew, E. G. Schwidkowskij, Ü b e r d e n E i n f l u ß der K o r p u s k u l a r s t r ö m e und der R e a k t i o n der E l e k t r o n e n ablösung d u r c h S t r a h l u n g auf die Bildung der D-Schicht der Ionos p h ä r e . Kosm. Forsch. 5 97—100 (russ.). 7525. J. A. Bragin, D i r e k t e M e s s u n g e n d e r t ä g l i c h e n u n d n ä c h t l i c h e n K o n z e n t r a t i o n s p r o f i l e g e l a d e n e r T e i l c h e n u n t e r h a l b 80 k m . Kosm. Forsch. 5 478—479 (russ.). 7526. J . A. Bragin, D i r e k t e U n t e r s u c h u n g e n d e s t ä g l i c h e n G a n g e s d e s K o n z e n t r a t i o n s p r o f i l s g e l a d e n e r T e i l c h e n u n t e r h a l b v o n 90 k m . Kosm. Forsch. 5 951—952 (russ.). 7527. B. H. Briggs, B r i e f 1163—1167, 1966.

review

of s c i n t i l l a t i o n

s t u d i e s . Radio Sei. 1 R . O.

7528. G. M. Brown, R. Wynne, S o l a r d a i l y d i s t u r b a n c e v a r i a t i o n s i n t h e l o w e r i o n o s p h e r e . Planet. Space Sei. 15 1677—1686. 7529. R. A. Brown, T h e l u n a r t i d e i n t h e E - l a y e r . J A T P 29 1087—1093. 7530. R.R.Brown, R. Parthasarathy, O b s e r v a t i o n s of t h e S e p t e m b e r 2, 1 9 6 6 P C A e v e n t . M i d d a y r e c o v e r y i n a b s o r p t i o n . Planet. Space Sei. 15 1667—1675. 7531. G. W. Bukin, M. N. Fatkullin, Ü b e r d i e r ä u m l i c h - z e i t l i c h e V e r t e i l u n g d e r I o n i s a t i o n i m F 2 - B e r e i c h d e r I o n o s p h ä r e in h o h e n B r e i t e n d e r s ü d l i c h e n H a l b k u g e l . Geom. Aer. 7 463—468 (russ.). 7532. J . 0 . Cardús, V a r i a c i o n e s d e l c o n t e n i d o t o t a l d e e l e c t r o n e s e n l a i o n o s f e r a d e d u c i d a s d e o b s e r v a c i o n e s d e l s a t e l i t e S 66. Urania Barcelona 51 Nr. 264 S. 187—223. 7533. H.C.Carlson, G.M.Weill, S o l a r c y c l e v a r i a t i o n of c o n j u g a t e p h o t o e l e c t r o n f l u x o n s e t t i m i n g d e d u c e d f r o m 6300 Á a n d Te observ a t i o n s . Ann. Géophys. 23 569—572 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 334. 7534. R. A. Challinor, T h e i n t e r p r e t a t i o n of r e c e n t l y - m e a s u r e d p r o p a g a t i o n c o n s t a n t s f o r a u d i o - f r e q u e n c y e l e c t r o m a g n e t i c w a v e s in t e r m s of m o d e l i o n o s p h e r e p r o f i l e s . J A T P 29 995—1003. 7535. S.Chandra, S. Rangaswamy, G e o m a g n e t i c i o n i z a t i o n a t 1 0 0 0 k m . J A T P 29 259—265.

and

solar

control

of

7536. G. M. Chotscholawa, G r ü n d e f ü r d i e z w e i A r t e n a n o m a l e r A b s o r p t i o n i n d e r P o l k a p p e . Geom. Aer. 7 100—103 (russ.). — Verf. zeigt, daß die heliographische Länge einer Sonneneruption, die für die anomale Absorption verantwortlich ist, und der Zustand des interplanetaren Magnetfeldes eine gewisse Rolle bei der Aufteilung der anomalen Absorption in zwei Arten spielen. Verf. (ü., gek.)

67, 1967

75. Ionosphäre

379

7537. G. M. Chotscholawa, R. G. Gatsehetschiladse, I o n o s p h ä r i s c h e S t ö r u n g e n i n m i t t l e r e n B r e i t e n . Geom. Aer. 7 1103—1105 (russ.). 7538. B. Chytil, T h e d i s t r i b u t i o n of a m p l i t u d e s c i n t i l l a t i o n c o n v e r s i o n of s c i n t i l l a t i o n i n d i c e s . J A T P 29 1175—1177.

and

the

7539. L. Cuchet, L e r ô l e d e l ' i o n i s a t i o n m é t é o r i q u e d a n s le p h é n o m è n e d e l a c o u c h e B s p o r a d i q u e . CR (B) 264 952—955. 7540. W. D. Cummings, A. J. Dessler, I o n o s p h e r i c heating w i t h t h e m a i n - p h a s e r i n g c u r r e n t . J G R 72 257—263.

associated

7541. A. Dalgarno, M. B. McElroy, J. C. G. Walker, T h e d i u r n a l of i o n o s p h e r i c t e m p e r a t u r e s . Planet. Space Sei. 15 331—345.

variation

7542. E. I. Dolgowa, K r i t i s c h e F r e q u e n z e n d e r u n g e s t ö r t e n F 2 - S c h i c h t i n d e n J a h r e n d e s M a x i m u m s d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Geom. Aer. 7 725—728 (russ.). 7543. E. I. Dolgowa, S t ö r u n g e n in d e r F 2 - S c h i c h t S t ü r m e n . Geom. Aer. 7 992—996 (russ.).

bei

magnetischen

7544. B.F.Donnelly, T h e s o l a r f l a r e r a d i a t i o n s r e s p o n s i b l e f o r s u d d e n f r e q u e n c y d e v i a t i o n s . J G R 72 5247—5256. 7545. W. M. Driazkij, I o n o s p h ä r i s c h e , m i t d e m A u f t r e t e n v o n e n e r g e t i s c h e n E l e k t r o n e n im Schweif der M a g n e t o s p h ä r e z u s a m m e n h ä n g e n d e E f f e k t e . Geom. Aer. 7 891—893 (russ.). 7546. J . Dufaux, S u r l ' o r i g i n e d e c e r t a i n e s t r a c e s d i f f u s e s o b s e r v é e s p a r l e s s a t e l l i t e s s o n d e u r s i o n o s p h é r i q u e s A l o u e t t e . CR (B) 264 1170—1172. 7547. P.L.Dyson, E l e c t r o n d e n s i t i e s a n d s c a l e h e i g h t s i n t h e l a t i t u d e t o p s i d e i o n o s p h e r e . Australian J . Phys. 20 401—405.

mid-

7548. T. J. Elkins, I n f l u e n c e of s o l a r p r o t o n s o n h i g h - l a t i t u d e i o n o s p h e r i c d i s t u r b a n c e . Radio Sei. 1 1195—1199, 1966. — Ref. in Phys. Abstr. 71 213. 7549. J. V. Evans, D i e T e m p e r a t u r d e r n e u t r a l e n u n d g e l a d e n e n T e i l c h e n i n d e r I o n o s p h ä r e . Fortschritte Phys. Wiss. 92 229—270 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 1.62.362. 7550. J. Y. Evans, M i d l a t i t u d e F - r e g i o n d e n s i t i e s a n d a t s u n s p o t m i n i m u m . Planet. Space Sei. 15 1387—1405. 7551. J.V.Evans, M i d l a t i t u d e e l e c t r o n a n d i o n s u n s p o t m i n i m u m . Planet. Space Sei. 15 1557—1570.

temperatures

temperatures

7552. 0 . K. Garriott, A. V. da Rosa, M.J.Davis, 0 . G. Villard jr., S o l a r e f f e c t s in t h e i o n o s p h e r e . J G R 72 6099—6103.

at flare

7553. G. L. G dale witsch, W. F. Gubskij, I. D. Dmitrijewa, D i e H ö h e n v e r t e i lung der E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r nach Messungen mit geophysik a l i s c h e n R a k e t e n i m J a h r e 1965. Kosm. Forsch. 5 456—461 (russ.). 7554. B. N. Gerschman, J. A. Ignatjew, Ü b e r d i e S t a b i l i t ä t s c h e n E - S c h i c h t . Geom. Aer. 7 1107—1109 (russ.).

der

sporadi-

7555. B. C. Gibson-Wilde, T h e e q u a t o r i a l a n o m a l y i n t h e Z o n e d u r i n g s u n s p o t m i n i m u m . J ATP 29 1269—1275.

Australasian

380

VIII. Erde

67, 1967

7556. J. A. Gledhill, D.G.Torr, M. R. Torr, I o n o s p h e r i c electron precipitation from the outer radiation —214. 7557. L. J. Gleeson, P o s i t i v e i o n l a y e r s s p h e r e . Planet. Space Sei. 15 27—37.

in t h e

disturbance and b e l t . J G R 72 209

E-region

of t h e

iono-

7558. L. J. Gleeson, W. I. Axiord, E l e c t r o n a n d i o n t e m p e r a t u r e v a r i a t i o n s i n t e m p e r a t u r e z o n e s p o r a d i c - E l a v e r s . Planet. Space Sei. 15 123—136. * * A. D. Goedeke, A. J. Masley, G . W . A d a m s , R i o m e t e r o b s e r v a t i o n s i n t h e p o l a r c a p s of s o l a r c o s m i c r a y e v e n t s d u r i n g t h e I Q S Y . Vgl. Ref. 68143. 7559. J. M. Goodman, E l e c t r o n c o n t e n t i o n o s p h e r e . J G R 72 5542—5546.

inhomogeneities

in t h e

lower

7560. G. N. Gorbuschina, S. N. Kusnezow, Wechselwirkungen zwischen i r r e g u l ä r e n E r s c h e i n u n g e n im i o n o s p h ä r i s c h e n Teil d e r Polarl i c h t z o n e u n d S t ö r 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 . Geom. Aer. 7 55—61 (russ.). 7561. K. I. Gringaus, D i e T e m p e r a t u r d e r n e u t r a l e n u n d g e l a d e n e n T e i l c h e n in der I o n o s p h ä r e u n d der M a g n e t o s p h ä r e . M e ß e r g e b n i s s e m i t R a k e t e n u n d S a t e l l i t e n . Fortschritte Phys. Wiss. 92 207—228 (russ.). 7562. K. I. Gringaus, W. W. Besrukich, T. K. Brens, E i n V e r f a h r e n z u r B e s t i m m u n g der I o n e n t e m p e r a t u r aus Messungen des d u r c h die R o t a t i o n eines Satelliten hervorgerufenen Stromes einer Ionenfalle und Abschätzung der oberen Grenze der Ionentemperatur i n H ö h e n v o n < 10 0 0 0 k m a u s A n g a b e n v o n « E l e k t r o n 2». K o s m . Forsch. 5 245—250 (russ.). 7563. J.C.Gupta, A s t u d y of S c h m i d t ' s p h e n o m e n o n i n t h e S - c u r r e n t s y s t e m a n d i n t h e 1 0 . 7 c m r a d i o n o i s e f l u x . J . Geomagn. Geoelectr. 19 23—26. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1465. 7564. A. W. Gurewitsch, E. E. Zedilina, D i e A u f l ö s u n g v o n I n h o m o g e n i t ä t e n , d i e sich in e i n e m im M a g n e t f e l d b e f i n d l i c h e n P l a s m a ( I o n o s p h ä r e ) b e w e g e n . Geom. Aer. 7 648—654 (russ.). 7565. J. E. Hall, J. Fooks, D - r e g i o n e l e c t r o n d i s t r i b u t i o n s f r o m f u r t h e r r o c k e t m e a s u r e m e n t s of L. F. p r o p a g a t i o n . P l a n e t . Space Sei. 15 1717 —1722. 7566. K. K. Harris, G. W . Sharp, W. C. Knudsen, I o n temperature and relative ion composition m e a s u r e m e n t s f r o m a l o w - a l t i t u d e polaro r b i t i n g s a t e l l i t e . J G R 72 5939—5948. 7567. R. D. Harris, I. G. Waddoups, S o l a r t i d a l v a r i a t i o n s of s p o r a d i c E . J G R 72 1837—1844. 7568. R. Heisler, 5485—5490.

G. L. Hower,

Riometer

quiet

day

curves.

JGR

72

7569. C.L.Henderson, U. Samir, O b s e r v a t i o n s of t h e d i s t u r b e d r e g i o n a r o u n d a n i o n o s p h e r i c s p a c e c r a f t . P l a n e t . Space Sei. 15 1499—1513. 100 keV hängt in der Zone der instabilen Strahlung von der magnetischen Aktivität ab. Der Korrelationskoeffizient zwischen lg N und K p erreicht 77 %. Eine Untersuchung des Zusammenhangs zwischen lg N und dem Index Q zeigte, daß die magnetische Störung eine Stunde vor dem Anstieg der Intensität in der Zone der instabilen Strahlung zunimmt. Verf. vermuten, daß die Teilchen dieser Zone im Schweif der Magnetosphäre, im Gebiet der neutralen Linie, erzeugt werden. Verf. (ü.) 76267. S. N. Wernow,E. W. Gortschakow,P. I. Schawrin,K. N. Scharwina, R a d i a t i o n b e l t s i n 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 . Space Sei. Rev. 7 490—533. 76268. R.S.White, T h e t i m e b e l t s . J G R 72 943—950.

dependence

of t h e

low-energy

proton

76269. D. M. Willis, R e s o n a n t i n t e r a c t i o n s b e t w e e n e n e r g e t i c t r a p p e d p a r t i c l e s a n d a t r a n s v e r s e e l e c t r o m a g n e t i c w a v e . Planet. Space Sei. 15 557—571.

67, 1967

77. Leuchtende Nachtwolken

403

* * I o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 1307 S. 451—578. * * I Q S Y p r o g r a m s a n d r e s u l t s . Vgl. Ref. 1307 S. 1009—1125. * * S p a c e R e s e a r c h V I I . Vgl. Ref. 1323. * * Solar-Terrestrial

P h y s i c s . Vgl. Ref. 1336.

A J B 66 Ref. 7615 = Kodaikanal Obs. Repr. Nr. 28.

§ 77

Leuchtende Nachtwolken 7701. B. Fogle, R e c e n t a d v a n c e s c l o u d s . J RAS Canada 61 64—73.

in

the

research

on

noctilucent

7702. N. I. Grischin, Ü b e r d i e m ö g l i c h e N a t u r d e r l e u c h t e n d e n w o l k e n . AC Nr. 398 S. l — i (russ.).

Nacht-

7703. N. I. Grischin, Ü b e r d i e m ö g l i c h e Z u s a m m e n s e t z 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 . Astr. Bote 1 89—96 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert ein mögliches Modell der Bildung leuchtender Nachtwolken durch Agglomeration von Sauerstoff- und Ozonmolekülen in sehr tief abgekühlten Schichten der Mesosphäre. Bei niedrigen Temperaturen erhöht sich die Wirksamkeit der paramagnetischen Eigenschaften des 0 2 ( 0 3 . . . ) , besonders während Perioden erhöhter geomagnetischer Aktivität der ionosphärischen D- und E s Schichten. Die Ergebnisse der Untersuchung des kontinuierlichen Spektrums der leuchtenden Nachtwolken stimmen mit dem vorgeschlagenen Modell zufriedenstellend überein. Verf. (ü.) 7704. J. Hers, N i g h t c l o u d in S o u t h A f r i c a . MN ASSA 26 94—101. 7705. J . H . J o s e p h , D e t e c t i o n of n o c t i l u c e n t c l o u d s in t h e t w i l i g h t l a y e r f r o m s a t e l l i t e s . J G R 72 4020—4025. — Eine Analyse der Wirkung des Verhältnisses der Phasenfunktionen von leuchtenden Nachtwolken und umgebender Atmosphäre auf den Helligkeitskontrast führt zu dem Ergebnis, daß die Beobachtung leuchtender Nachtwolken von der Erde aus relativ ungünstig ist, verglichen mit der Entdeckungswahrscheinlichkeit vom Außenraum der Erde aus. Daher hat die Beobachtung durch künstliche Erdsatelliten gute Erfolgsaussichten. Sehr. * * G.Kohl, D e p o l a r i s a t i o n d e s Z e n i t d ä m m e r u n g s l i c h t s . L e u c h t e n d e N a c h t w o l k e n u n d h o h e s Ozon. Vgl. Ref. 7444. 7706. W.Schröder, S t u d i e n ü b e r l e u c h t e n d e N a c h t w o l k e n w ä h r e n d d e r J a h r e 1957 — 1 9 6 6 in D e u t s c h l a n d . Gerlands Beiträge Geophys. 76 139—144. — Die Beobachtungen von leuchtenden Nachtwolken an der Station in Rönnebeck (

3) bei 10490 A Wellenlänge und der Vergleich dieser Beobachtungen mit einem Laborspektrum (T = 450°, 40 m-atm C0 2 ) und dem tellurischen C0 2 -Spektrum ergaben keinerlei Spuren einer C0 2 -Atmosphäre auf Merkur. Als oberer Grenzwert werden 5 m-atm C0 2 angenommen, was einem Partialdruck von 0.35 mb am Boden entspricht. I n Übereinstimmung hiermit ergeben Berechnungen der Exosphärentemperatur in einer Modellatmosphäre aus einer Mischung von C0 2 und Ar Instabilität und ein schnelles Entweichen ihrer Konstituenten. Gü-Li 8202. J. T. Bergstralh, H. J. Smith, A s e a r c h f o r a C 0 2 M e r c u r y a t m o s p h e r e . A J 72 786. — Ref. AAS.

I X . Planeten. Monde

416

67, 1967

8203. J. T. Bergstralh, L.D.Gray, H. J. Smith, A n u p p e r l i m i t f o r a t m o s p h e r i c c a r b o n d i o x i d e o n M e r c u r y . A p J 149 L137—L139. — Mit einer Carnegie-RCA S-l-Bildröhre am Coude-Spektrographen des 84'-Struve-Reflektors wurden Spektren des Gebietes bei den C0 2 -Banden 10500 A, 12030 A und 12177 A von Merkur aufgezeichnet. Die Diskussion von Bandenbreite und Intensität führte auf den oberen Grenzwert 0.58 m-atm f ü r den C0 2 -Gehalt in der Merkuratmosphäre. Das entspricht einem Bodenpartialdruck von 0.04 mb. Gü-Li * * E. K. Bigg, I n f l u e n c e Ref. 6585.

of t h e

planet

Mercury

8204. A.B.Binder, D. P. Cruikshank, M e r c u r y : N e w i n f r a r e d b a n d s of c a r b o n d i o x i d e . Science 155 1.6 ,ii-Bande des C0 2 im Merkur- und Sonnenspektrum des Lunar and Planetary Lab. ergaben keinen Hinweis deutende) C0 2 -Atmosphäre des Merkur. 8205. H. Camichel, A. Dollfus, L a r o t a t i o n p l a n e t e M e r c u r e . CR (B) 264 1765—1767. 8206. D. P. Cruikshank, Sky Tel. 34 24—26.

Mercury's

rotation

et

sunspots.

Vgl.

o b s e r v a t i o n s of t h e 1135. — Messungen der mit dem 1.5 m-Reflektor auf eine (auch nur unbeLoh.

la

and

on

cartographie visual

de

la

observations.

8207. E. E. Epstein, S. L. Soter, J. P. Oliver, R. A. Schorn, W. J. Wilson, M e r c u r y o b s e r v a t i o n s a t 3 . 4 m m . A J 72 298. — Ref. AAS. 8208. E. E. Epstein, S. L. Soter, J. P. Oliver, R. A. Schorn, W. J. Wilson, M e r c u r y : O b s e r v a t i o n s of t h e 3 . 4 - m i l l i m e t e r r a d i o e m i s s i o n . Science 157 1550—1552. 8209. B. Gary, M e r c u r y ' s m i c r o w a v e p h a s e e f f e c t . A p J 149 L141— L145. — Die Ergebnisse der 1967 von mehreren Beobachtern in den Bereichen A = 3.4 und 1.9 cm gemessenen Wärmestrahlung der Merkuroberfläche sind auch unter Berücksichtigung der verschiedenen Beleuchtungsphasen miteinander unvereinbar. Wahrscheinlich sind die Abweichungen auf Einflüsse der relativ langsamen Rotation des Planeten und der erheblichen Bahnexzentrizität zurückzuführen. Bey. 8210. K. A. Hämeen-Anttila, S u r f a c e p h o t o m e t r y of t h e p l a n e t M e r c u r y . Ann. Acad. Sei. Fennicae (A/VI) 252, 19 S. = Aarne Karjalainen Obs. Univ. Oulu Publ. Nr. 11. 8211. R.G.Hodgson, M e r c u r y : R e s e a r c h p r o j e c t s f o r t h e s m a l l v a t o r y . Strolling Astr. 20 7—8.

obser-

8212. R.G.Hodgson, R e c e n t s t u d i e s of t h e r o t a t i o n of M e r c u r y . Strolling Astr. 20 73—75. 8213. R.G.Hodgson, A p o s t s c r i p t o n S c h i a p a r e l l i ' s i n f l u e n c e . Strolling Astr. 20 75—76. 8214. M. A. Kaftan-Kassim, K. I. Kellermann, M e a s u r e m e n t s of t h e 1.9 cm t h e r m a l r a d i o e m i s s i o n f r o m M e r c u r y . Nature 213 272—273 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (B) Nr. 80. — Aus den Messungen ergeben sich eine mittlere Temperatur von etwa 300°, eine phasenabhängige Amplitude von nur ±75° sowie eine auf direkten Rotationssinn deutende Phasenverschiebung, hz 8215. D.Morrison, C. Sagan, T h e A p J 150 1105—1110.

microwave

phase

e f f e c t of

Mercury.

82. Merkur, Venus

67, 1967

417

8216. H . C. Nightingale, A s u s p e c t e d p h a s e a n o m a l y of M e r c u r y . J B A A 78 45—46. 8217. B. T. O'Leary, D. G. Rea, O n t h e P o l a r i m e t r i e e v i d e n c e f o r a n a t m o s p h e r e o n M e r c u r y . A p J 148 249—253. — Neuere vergleichende Beobachtungen a n Mond u n d Merkur widerlegen die früheren Ergebnisse einer Atmosphäre mit 1 m b Druck. Überlegungen zur E n t s t e h u n g der jetzigen Oberflächens t r u k t u r des Merkur ergeben eine obere Grenze f ü r den Druck von 10~5 m b . D v . 8218. Z. Pokorny,

Atmosphere

of

Mercury.

R H 48 214—216 (tschech.).

8219. S. Soter, J. Ulrichs, R o t a t i o n a n d h e a t i n g of t h e p l a n e t M e r c u r y . N a t u r e 214 1315—1316. — Mit der Annahme, Rotations- u n d Umlaufszeit verhielten sich genau wie 2 : 3, werden Temperaturvariationen f ü r verschiedene hermographische Längen berechnet. Die Längenabhängigkeit der Dezimeterstrahlung m ü ß t e beobachtbar sein. hz 8220. H . Suszek, M e r k u r - B e o b a c h t u n g e n . VdS Nachr. I ß 33. 8221. U n a a n o m a l i a e n l a t e m p e r a t u r a d e M e r c u r i o . El Universo 21 8. 8222. T e m p e r a t u r e of M e r c u r y . Sky Tel. 33 225.

Venus 8223. J. N. Alexandrow, W. A. Sjatizkij, 0 . N. Rshiga, B e s o n d e r h e i t e n des S p e k t r u m s d e r v o n d e r V e n u s r e f l e k t i e r t e n R a d i o w e l l e n . AJ UdSSR 44 1060—1064 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. beschreiben ein Experiment, dessen Ziel eine Untersuchung des Doppler-Spektrums der von der Venus reflektierten Radiowellen war. Die Signale wurden im J u n i 1964 bei R a d a r b e o b a c h t u n g e n der Venus registriert. I m Spektrum des reflektierten Signals wurden Gipfel entdeckt, die offensichtlich durch lokale Gebiete auf der Venusoberfläche bedingt sind, die im Radiofrequenzbereich erhöhte Reflexionsfähigkeit besitzen. Eines dieser Gebiete, dessen Projektion auf der Venusoberfläche im Beobachtungsmoment 0.35 Rcj> von der Projektion der Achse der sichtbaren R o t a t i o n u n d 0.18 R vom sichtbaren Äquator e n t f e r n t war, erstreckt sich in meridionaler R i c h t u n g über 1200 k m u n d ist weniger als 300 k m breit. Verf. (ü., gek.) 8224. J. A. van Allen, S. M. Krimigis, L . A . F r a n k , T.P.Armstrong, Venus: An u p p e r limit on intrinsic m a g n e t i c dipole m o m e n t based on a b s e n c e of a r a d i a t i o n b e l t . Science 158 1673—1675. — Mit 3 GeigerZählern u n d einem Elektronendetektor in Mariner 5 wurden während der Phase der g r ö ß t e n Annäherung an Venus (10151 km) außerordentlich geringe Zählraten der energetischen Elektronen ( E e > 45 keV) u n d der Protonen ( E p > 320 keV) festgestellt. Aus theoretischen Betrachtungen u n d in Analogie zu den Verhältnissen im E r d m a g n e t f e l d ergibt sich f ü r das magnetische Dipolmoment der Venus ein 100- bis lOOOmal kleinerer W e r t als beim entsprechenden W e r t f ü r das E r d m a g n e t feld. Gü-Li 8225. J. D. Anderson, G. E. Pease, L. Efron, R. C. Tausworthe, C e l e s t i a l m e c h a n i c s e x p e r i m e n t . Science 158 1 6 8 9 — 1 6 9 0 . — A u s den Doppler-Messungen der Radiosignale von Mariner 5 a m Beginn seiner Bahnbewegung u n d beim Vorbeiflug a n Venus wurden das Massenverhältnis Erde-Mond zu 81.3004 ±: 0.0007 u n d das Massenverhältnis Sonne-Venus zu 408522.6 ± 0.6 bestimmt. Dabei wurde f ü r die Astronomische Einheit der W e r t A E = 149 597 890 k m angenommen. Gü-Li A s t r o n o m . J a h r e s b e r i d i t 1967

27

418

I X . Planeten. Monde

67, 1967

8226. D. Barber, H.Gent, 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 V e n u s a t 4 9 . 1 c m w a v e l e n g t h . Planet. Space Sei. 15 907—915. — Messungen mit dem Radiointerferometer in DefFord während der unteren Konjunktion von Venus 1965 bei der Wellenlänge 49.1 cm ergaben eine Strahlungstemperatur von 580° ± 100°. Verf. geben eine komplette Liste aller im Bereich von 0.319 cm bis 70 cm abgeleiteten Temperaturen, die auch in Abhängigkeit von der Wellenlänge graphisch dargestellt sind. Das Maximum der Temperatur liegt bei etwa 9.5 cm. Gü-Li 8227. C. A. Barth, J . B. Pearce, K. K. Kelly, L. Wallace, W. G. Fastie, U l t r a v i o l e t e m i s s i o n s o b s e r v e d n e a r V e n u s f r o m M a r i n e r V. Science 158 1675—1678. — Mit einem lichtelektrischen UV-Photometer in Mariner 5, das mittels K i t e r in den drei Bereichen 1050—2200 A, 1250—2200 A und 1350—2200 A mißt, wurde die UV-Emission in den Resonanzlinien L a (1216 A) und O (1304 A) an der oberen Atmosphärengrenze der Venus während der größten Annäherung der Sonde gemessen. Dabei wurde die Existenz von atomarem Wasserstoff nachgewiesen. Dagegen fehlt atomarer Sauerstoff. Die Menge des H in der oberen Venusatmosphäre ist vergleichbar mit der auf der Erde, doch ist die obere H-Atmosphäre weniger ausgedehnt (wenige 100 km), so daß auch die Temperatur dort niedriger sein wird als in der entsprechenden Höhe bei der Erdatmosphäre. Gü-Li 8228. J . E. Beckman, T h e m e a s u r e m e n t of a b u n d a n c e s i n p l a n e t a r y atmospheres using an image intensifier and a solar spectrograph. Planet. Space Sei. 15 1211—1218. — Am Oxford 35 m-Sonnenteleskop wurden mit einem Gitterspektrographen (Dispersion 4.2 mm/A in der 4. Ordnung bei 6000—6500 A) und einer Bildverstärkerröhre Spektren von begrenzten Regionen auf Venus und Jupiter erhalten. F ü r Venus ergab sich eine obere Grenze für den Sauerstoffgehalt von 1.75 m-atm über der reflektierenden Schicht. F ü r Jupiter wurde, ebenfalls über der reflektierenden Oberfläche, ein Gehalt an molekularem Wasserstoff von 75 km-atm gefunden. Gü-Li 8229. G. BodiMe, V u l k a n i s m e

o p V e n u s . Meteoor 23 64.

8230. C. Boyer, R. E. Newell, U l t r a v i o l e t p h o t o g r a p h s a n d t h e r a d a r c r o s s s e c t i o n of V e n u s i n 1966. A J 72 679—681. — Zur Klärung des Widerspruches zwischen der beobachteten Radar-Rotationsdauer (244 d , vgl. A J B 66 Ref. 8239) und der UV-Rotationsdauer (4 d , vgl. A J B 66 Ref. 8227) der Venus wurden genähert simultane UV-Aufnahmen (Pic du Midi, Cassegrain-Fokus des 108 cm-Reflektors) und Radarbeobachtungen (Haystack, 3.8 und 23 cm Wellenlänge) zwischen 1966 J a n . 8 und Juli 25 gemacht. Die abgeleiteten UVIsophotenbilder zeigen keinerlei Korrelationen zu den entsprechenden Radarquerschnitten. Gü-Li 8231. C. Boyer, H. Camicliel, D e t e r m i n a t i o n d e l a v i t e s s e d e s t a c h e s d e V e n u s . CR (B) 264 990—992.

de

rotation

8232. H. S. Bridge, A. J . Lazarus, C. W. Snyder, E. J . Smith, L. Davis jr., P. J . Coleman jr., D . E . J o n e s , M a r i n e r V: P l a s m a a n d m a g n e t i c f i e l d s o b s e r v e d n e a r V e n u s . Science 158 1669—1673. — Messungen der Energieverteilung der Sonnenwindpartikel und der magnetischen Parameter (Feldstärke, Feldrichtung) in Venusnähe mit den in Mariner 5 installierten Geräten erbrachten den Nachweis einer Stoßwelle an der Grenze der Venusmagnetosphäre in etwa 1.6 Erdradien Abstand vom Venuszentrum. Ein reguläres Magnetfeld wie bei der Erde konnte bei Venus nicht nachgewiesen werden. Die obere Grenze des magnetischen Dipolmoments bei Venus wird auf etwa ein Tausendstel desjenigen der Erde geschätzt. Gü-Li

67, 1967

82. Merkur, Venus

419

8233. W. A. Bronstein, D i e N a t u r d e r V e n u s . Astr. Bote 1 4—27 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berichtet über die aus optischen und radioastronomischen Untersuchungen erarbeiteten modernen Vorstellungen über die N a t u r der Venus und diskutiert die wahrscheinliche Struktur der Oberfläche und der Atmosphäre des Planeten. Verf. (ü.) * * E. M. Brooks, C o m p r e h e n s i v e s u m m a r y of a v a i l a b l e of t h e m e t e o r o l o g y of M a r s a n d V e n u s . Vgl. Ref. 8410.

knowledge

8234. P. Connes, J. Connes, W.S.Benedict, L.D.Kaplan, T r a c e s of H C l a n d H P i n t h e a t m o s p h e r e of V e n u s . A p J 147 1230—1237 = Publ. Obs. H a u t e Provence 9 Nr. 12. — Mit Hilfe eines hochauflösenden Interferometers wurden im Infrarotspektrum der Venus Linien einer Rotationsschwingungsbande des HCl und Linien von zwei Banden des H F gefunden. Das Häufigkeitsverhältnis von HCl zu C0 2 in der Venusatmosphäre ergibt sich zu 6 x 10 - 7 , das Verhältnis von H P zu C0 2 beträgt 5 X 10~9. Wn 8235. A. C. Curtis, J. H. Robinson, V e n u s — a n d a l l e g e d f e a t u r e s . J B A A 78 58—61. 8236. G.T.Davidson, A.D.Anderson, V e n u s : V o l c a n i c e r u p t i o n s m a y c a u s e a t m o s p h e r i c o b s c u r a t i o n . Science 156 1729—1730. — Bei der durch Mariner 2 gemessenen und von P. T. Barath und Mitarbeiter (vgl. A J B 63 Ref. 18197) abgeleiteten hohen Temperatur (500°) der Venusoberfläche und Annahme eines doppelt so hohen thermischen Gradienten wie bei der Erde herrschen in 25 km Tiefe Temperaturen von ~1300°, d. h. Silikatgesteine sind in geschmolzenem Zustand. Aus dieser Hypothese kann man auf starken Vulkanismus und auf die dauernde Existenz von vulkanischen Gasen und Partikeln in der Venusatmosphäre schließen, die die dunklen Gebiete auf der Venusscheibe erklären könnten. Gü-Li 8237. M. 0 . Dayholl, R . V . E c k , E. R. Lippincott, C. Sagan, V e n u s : Atmos p h e r i c e v o l u t i o n . Science 155 556—558. — Thermodynamischen Betrachtungen zufolge können in der Venusatmosphäre kein freier Kohlenstoff, keine Kohlenwasserstoffe und kein Pormaldehyd oder irgendwelche anderen Moleküle in mehr als Spuren vorhanden sein. Die ursprüngliche atomare Zusammensetzung der Atmosphäre muß sich durch größere Mengen Wasserstoff und ein C/O-Verhältnis < 0.5 ausgezeichnet haben. Ursprünglich vorhandenes Wasser ist in der Hochatmosphäre photodissoziiert. Der so entstandene Wasserstoff ist in den R a u m entwichen und der Sauerstoff an Oberflächensubstanzen gebunden worden. Loh. 8238. J.R.Dickel, 6 - c m o b s e r v a t i o n s a n d t h e m i c r o w a v e s p e c t r u m of V e n u s . Icarus 6 417—426. — Mit dem 140 ft-Radioteleskop des National Radio Astr. Obs. Urbana wurden Intensität und Polarisation der 6 cm-Strahlung von Venus 1966 Pebr. 10—12 bei 212—218° Phasenwinkel gemessen. Die Strahlungstemperatur ergab sich daraus zu 706° ± 45°. Eine Zusammenstellung aller bisher bestimmten Strahlungstemperaturen zeigt einen nahezu linearen Anstieg von 290° bei X = 0.3 cm bis zum Maximum 706° bei A = 6 cm und einen ebensolchen Abstieg bis 500° bei X = 70 cm. Gü-Li 8239. F.D.Drake, I m p r o b a b i l i t y of n o n - t h e r m a l r a d i o e m i s s i o n f r o m V e n u s w a t e r c l o u d s . A p J 149 459—461, mit einer Antwort von W. P l u m m e r , J . S t r o n g S. 463—464. 8240. M. Dujnic, S o m e o b j e c t s of i n t e r e s t 48 70—72 (tschech.).

on t h e p l a n e t Venus.

RH

8241. R. B. Dyce, G. H. Pettengill, 1.1. Shapiro, R a d a r d e t e r m i n a t i o n of t h e r o t a t i o n s of V e n u s a n d M e r c u r y . A J 72 351—359. — Aus der Verknüpfung von Laufzeiten und Frequenzverschiebungen wurden folgende Werte abgeleitet: Ein solarer bzw. siderischer Venustag dauert 117 l d bzw. 245 ± 2 d . 27*

420

I X . Planeten. Monde

67, 1967

Die Rotation ist retrograd und scheint von der Erde beeinflußt zu sein, da sich die Venus nach 4 Rotationen in unterer Konjunktion wieder in derselben Stellung relativ zur Erde befindet. Ein Pol hat die Koordinaten (a, d) = ( - 6 7 ° , 90°); die Neigung der Achse zur Ekliptik beträgt - 9 0 ° und zur Bahnebene der Venus - 8 7 ° . Merkur hat eine solare bzw. siderische Rotationsperiode von 176 ± 9d bzw. 59 ± 3 d . Daß letztere gleich 2 / 3 der Umlaufszeit ist, läßt sich bei der großen Exzentrizität der Merkurbahn als Wirkung der Sonnengezeiten verstehen. Bro. 8242. L. Frenke!, A n o t e on t h e p o s s i b l e c o n t r i b u t i o n of d i e l e c t r i c r e l a x a t i o n in gases to t h e m i c r o w a v e o p a c i t y of t h e C y t h e r e a n a t m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 15 204—205. 8243. E. Freydank, B e o b a c h t u n g e n der V e n u s 1967. Sterne 43 245—246. * * P. Goldreich, S. Peale, S p i n - o r b i t c o u p l i n g in t h e I I . T h e r e s o n a n t r o t a t i o n of Venus. Vgl. Ref. 4136.

solar

system.

8244. R. Goody, T h e s c a l e h e i g h t of t h e Venus haze layer. Planet. Space Sei. 15 1817—1819. — Eine Kombination der Refraktionsmessungen in der Venusatmosphäre anläßlich von Venusdurchgängen und der von M. J . S. Beiton und Mitarbeiter abgeleiteten spektroskopischen Daten für N 2 und C0 2 (Dichte, Partialdruck, Skalenhöhe) lieferte für die Skalenhöhe der Wolken-(Dunst)Schicht auf Venus Werte zwischen 2.6 und 5.0 km mit einem wahrscheinlichen Mittelwert bei 3.7 km. Gü-Li 8245. P. H. Griffith, D. D. Thornton, W. J . Welch, T h e m i c r o w a v e s p e c t r u m of V e n u s in t h e f r e q u e n c y r ä n g e 1 8 — 3 6 GHz. Icarus 6 175—188. — Verf. gehen von neuen Messungen des Mikrowellenspektrums der Venus bei sieben Frequenzen zwischen 18 und 36 GHz aus. Zu höheren Frequenzen hin nimmt die Intensität rasch ab. Die Versuche der Rekonstruktion der Meßergebnisse durch theoretische Modelle mit verschiedenen Molekülkomponenten, Drucken und Staubanteilen sind nicht ganz erfolgreich; die verschiedenen Vorschläge werden auf ihre Plausibilität hin untersucht. Oster * * N. I. Grishin, Ü b e r die b l a u e n W o l k e n des Mars, der E r d e und der Venus. Vgl. Ref. 8419. 8246. M. Grün, Venus 161—165 (tschech.).

studied

by

means

of c o s m i c

sondes. R H 48

8247. J. E. Hansen, A t m o s p h e r e of Venus. A J 72 302—303. — Ref. AAS. 8248. J.E.Hansen, S. Matsushima, T h e a t m o s p h e r e and s u r f a c e t e m p e r a t u r e of V e n u s : A dust i n s u l a t i o n model. ApJ 150 1139—1157. — Die aus Radarbeobachtungen im Mikrowellenbereich ( > 3 cm Wellenlänge) abgeleitete hohe Strahlungstemperatur der Venus (600°) wird durch die Annahme zu erklären versucht, daß die untere Atmosphäre mit Staub durchmischt ist, der die aus dem Planetenkörper emittierte Wärme am Entweichen in den Raum hindert. Die aus einem solchen Staubmodell berechnete Wellenlängenabhängigkeit der Radarreflektivität ist in guter Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Gü-Li 8249. D.M.Hunten, M. J. S. Beiton, H. Spinrad, W a t e r v a p o r on Venus — R e p l y . ApJ 150 L125—L126 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 269. — Verf. führen Gründe an, wonach die von T. Owen (vgl. Ref. 8263) für eine tellurische Linie des H 2 0 gehaltene schwache Komponente der Wasserdampflinie bei 8189 A als eine der Venusatmosphäre zugehörige Linie anzusehen ist. Gü-Li 8250. J.C.James, R. P. Ingalls, L. P. Rainville, R a d a r echoes f r o m a t 38 MHz. A J 72 1047—1050.

Venus

82. Merkur, Venus

67, 1967

421

8251. A.J.Jeffries, T h e a s h e n l i g h t a n d t h e m a g n e t i c f i e l d of J B A A 77 262—263. 8252. A.J.Jeffries, T h e Spaceflight 9 200.

Earth

and

Venus

cloud

pictures

Venus.

compared.

8253. D . E . J o n e s , B.L.Meredith, D. Wrathall, O b s e r v a t i o n s of t h e r a d i o e m i s s i o n f r o m V e n u s a t 1 . 5 - c m w a v e l e n g t h . California I n s t . Technol. J e t Propulsion L a b . Space Programs S u m m a r y 4 295—298. R. 0 . * * P. M. Kalaghan, K. N. Wulfsberg, R a d i o m e t r i c o b s e r v a t i o n s of t h e p l a n e t s J u p i t e r , V e n u s , a n d M a r s a t a w a v e l e n g t h of 8 . 6 m i l l i m e t e r s . Vgl. Ref. 8664. 8254. A. Kliore, G. S. Levy, D. L. Cain, G. Pjeldbo, S. I. Rasool, A t m o s p h e r e a n d i o n o s p h e r e of V e n u s f r o m t h e M a r i n e r V S - b a n d r a d i o o c c u l t a t i o n m e a s u r e m e n t . Science 158 1683—1688. — Aus den Messungen v o n Frequenz, Phase u n d Amplitude der S-Band-Radiosignale von Mariner 5 m i t Hilfe der 150 f t - R a d i o a n t e n n e in Goldstone zu Beginn u n d a m E n d e der Bedeckungsphase (vgl. Ref. 8294) wurden Profile der R e f r a k t i v i t ä t , der T e m p e r a t u r u n d der Dichte der neutralen Venusatmosphäre sowie die Elektronendichte der Tagesionosphäre in Abhängigkeit von der Höhe über der Venusoberfläche abgeleitet u n d diskutiert. Gü-Li 8255. L. R. Koenig, F. W. Murray, C. M. Michaux, H. A. Hyatt, H a n d b o o k of t h e P h y s i c a l P r o p e r t i e s of t h e P l a n e t V e n u s . NASA SP-3029. Washington, D. C., U . S . Government Printing Office, 1967. 132 S. Preis 60c. — B. in Sky Tel. 34 325. 8256. A. D. Kusmin, R a d i o p h y s i k , 1965—1966. Radiophysikalische U n t e r s u c h u n g e n d e r V e n u s . Moskau, Akad. Wiss. U d S S R , "1967. 176 S. Preis 89 K o p . (russ.). — B. in R J U d S S R 1967 8.51.418. 8257. G. Mannino, I I p i a n e t a * * D.H.Menzel, Ref. 83182.

The

V e n e r e . Coelum 35 111—116.

surfaces

of t h e

Moon,

Mars

and

Venus.

Vgl.

8258. P.Moore, V e n u s : D i f f i c u l t i e s of o b s e r v a t i o n . J B A A 77 277—279. 8259. W . I. Moros, D i e C 0 2 - B a n d e n u n d e i n i g e o p t i s c h e E i g e n s c h a f t e n d e r V e n u s a t m o s p h ä r e . A J U d S S R 44 816—827 (russ. mit engl. Ref.). — Die relativen u n d absoluten Intensitäten der C 0 2 - B a n d e n im Spektrum der Venus werden a n H a n d einer Näherungstheorie der Streuung des Lichts in optisch dicken Schichten analysiert. Anscheinend ist die wahre Absorption im K o n t i n u u m der Venus zwischen 0.45 u n d 2.5 ¡x vernachlässigbar klein (k/tr < 10 - 3 ). Die gesamte optische Dicke der Atmosphäre b e t r ä g t in diesem Bereich (unter der A n n a h m e 2 jrr/A = 20 u n d m = 1.3) r 0 «a 20. Der Gasdruck a n der Oberfläche übersteigt wahrscheinlich einige Atmosphären nicht. Verf. (ü.) 8260. H. Morowitz, C. Sagan, L i f e i n t h e c l o u d s of V e n u s ? N a t u r e 215 1259—1260. — Die Existenz von C0 2 , H 2 0 u n d die Wahrscheinlichkeit einer Abschirmung der solaren UV-Strahlung durch Ozon oder C 3 0 2 unterhalb der äußeren Wolkendecke der Venusatmosphäre lassen bei Drucken von ~ 1 a t m u n d Temper a t u r e n von 210—280° photosynthetische Prozesse u n d die Bildung von niederen Organismen zu. Zum Überleben m ü ß t e n diese so leicht sein, daß sie in der Atmosphäre schweben. Gü-Li 8261. A. P. Naumow, M. B. Kanewskij, Ü b e r d a s M i l l i m e t e r s p e k t r u m d e r V e n u s s t r a h l u n g . Hochschulnachr. Radiophys. 10 1058—1069 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1968 3.51.495.

422

I X . Planeten. Monde

8262. R . E. Newell, V e n u s — a c o n t r i b u t i o n s p h e r e d e b a t e . Icarus 7 114—131.

67, 1967 to

the

greenhouse-iono-

8263. T. Owen, W a t e r v a p o r o n V e n u s — a d i s s e n t a n d a c l a r i f i c a t i o n . A p J 150 L 1 2 1 — L 1 2 3 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 268. — Mit dem 84"-Coude-Spektrographen des K i t t P e a k Obs. wurden Spektren der Venus im Gebiet 8200 A mit 2.2 Ä / m m Auflösung bei 8000 A erhalten. N u r die Wasserdampflinie bei 8189.272 A zeigt eine sehr schwache Doppler-Komponente, die aber f ü r eine tellurische Linie gehalten wird. Der daraus abgeleitete obere Grenzwert f ü r den Wassergehalt der Venusatmosphäre ist 16 fi (Wasserhöhe in der Vertikalsäule). Gü-Li 8264. A. Gt. Paweljew, 0 . M. Strelkow, Ü b e r d i e V e r t e i l u n g d e r R a d i o s t r a h l u n g s t e m p e r a t u r a u f d e r V e n u s s c h e i b e . K o s m . Forsch. 5 265— 275 (russ.). — F ü r ein thermisches Modell der Venusatmosphäre, das sphärisch u n d symmetrisch ist, wird numerisch die Verteilung der Strahlungstemperatur auf der Scheibe des Planeten bei X 1.9 u n d 1.35 cm erhalten. Auf diesen Wellenlängen wurde im Dez. 1962 Venus von Mariner 2 aus abgetastet. Auch die Verteilung der Strahlungstemperatur auf der Scheibe wurde ermittelt. Die Ergebnisse zwischen R e c h n u n g u n d Beobachtung stimmen überein. E s wird b e t o n t , daß die von Mariner 2 entdeckte R a n d v e r d u n k l u n g des Planeten bei X 1.9 cm Wellenlänge teilweise das Ergebnis eines unzureichenden Auflösungsvermögens ist. Verf. (ü., gek.) 8265. G. H. Pettengill, R. B. Dyce, D. B. Campbell, R a d a r m e a s u r e m e n t s a t 7 0 c m of V e n u s a n d M e r c u r y . A J 72 330—337, mit einer Berichtigung S. 1056. — Mit dem Arecibo-Teleskop wurden Laufzeiten u n d Doppler-Verschiebungen gemessen. Die Reflexionseigenschaften der Merkuroberfläche ähneln denen des Mondes, während Venus offenbar eine glattere Oberfläche besitzt. Bro. 8266. C. M. Pither, T h e f e a t u r e s o b s e r v e d o n V e n u s . J B A A 77 279—281. 8267. Z. Pokorny, T h e m o d e l s of a t m o s p h e r e (tschech.).

of V e n u s . R H 48 54—57

8268. J. B. Pollack, C. Sagau, A n a n a l y s i s of t h e M a r i n e r 2 m i c r o w a v e o b s e r v a t i o n s of V e n u s . A p J 150 327—344. — Verf. u n t e r n e h m e n den Versuch, die Ergebnisse der von Mariner 2 aus 6 Venusradien A b s t a n d erhaltenen Mikrowellen-Radiometrie (1.9 cm Wellenlänge), die auf eine hohe Strahlungstemp e r a t u r u n d auf eine R a n d v e r d u n k l u n g führte, durch ein Modell zu erklären, das von einer heißen Oberfläche ausgeht. Die Darstellung gelingt a m besten mit der Annahme, daß die von einer heißen Oberfläche abgegebene Emission in der mit Wassertropfen, Eiskristallen oder S t a u b angereicherten Wolkenschicht absorbiert wird. Gü-Li 8269. J. B. Pollack, C. Sagau, A c r i t i c a l t e s t of t h e e l e c t r i c a l d i s c h a r g e m o d e l of t h e V e n u s m i c r o w a v e e m i s s i o n . A p J 150 699—706. — Ein bereits von C. W. Tolbert u n d A. W. Straiton (vgl. A J B 62 Ref. 8255) vorgebrachter Gedanke, wonach die beobachtete hohe Strahlungstemperatur der Venus im Mikrowellenbereich ( > 1 cm) von elektrischen E n t l a d u n g e n im Wolkenbereich der Venusatmosphäre h e r r ü h r t , wird von den Verf. einer kritischen P r ü f u n g unterzogen, wozu ein Modell u n t e r siebenfacher Variation der atmosphärischen P a r a meter durchgerechnet wird. Die Ergebnisse stimmen nicht befriedigend m i t den 1.9 cm-Messungen von Mariner 2 überein, während dies bei A n n a h m e einer heißen Oberfläche u n d Absorption in der Wolkenschicht der Fall ist. Gü-Li 8270. T. A. Poloshenzewa, Ü b e r d e n Z u s a m m e n h a n g d e r V i o l e t t a b s o r p t i o n i n d e r V e n u s a t m o s p h ä r e m i t d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Sonnendaten 1966 Nr. 10 S. 79—83 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 7.51.566: Ein Vergleich von Messungen der Violettabsorption in der Venusatmosphäre, die verschie-

82. Merkur, Venus

67, 1967

423

dene Autoren von 1960 bis 1964 durchgeführt haben, mit der Sonnenaktivität wies auf die Existenz einer umgekehrten Abhängigkeit hin. Da die Violettabsorption mit der Existenz dunkler Flecke in der Venusatmosphäre zusammenhängt, wird ein analoger Vergleich mit der Sonnenaktivität für dunkle Flecke in der Atmosphäre des Planeten durchgeführt, die von verschiedenen Beobachtern an mehreren Observatorien beobachtet worden waren. Insgesamt werden 300 Aufnahmen von der Venus diskutiert. Es zeigte sich eine umgekehrte Abhängigkeit. Kra. 8271. W. K. Prokofjew, On t h e p r e s e n c e of o x y g e n i n t h e a t m o s p h e r e of V e n u s . I V . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 37 3—9 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. f ü h r t die früher (vgl. A J B 65 Ref. 8273) begonnene Bearbeitung von Venusspektren fort. In der Nähe der intensiven Linien des R-Zweiges der tellurischen B-Bande des Sauerstoffs wurden schwache Linien der Venusatmosphäre entdeckt, wodurch der Schluß der früheren Arbeit bestätigt wird. Die Konturen der tellurischen Linien hängen von der Existenz eines Wolkenschleiers in der Erdatmosphäre ab. Verf. (ü.) 8272. D. G. Rea, B. T. O'Leary, O n t h e c o m p o s i t i o n of t h e V e n u s c l o u d s . A J 72 317. — Ref. AAS. 8273. J.H.Robinson, V e n u s

elongations

of

1963 a n d

1964. J B A A 77

126—128.

8274. C. Sagan, A n e s t i m a t e of t h e s u r f a c e t e m p e r a t u r e of V e n u s i n d e p e n d e n t of p a s s i v e m i c r o w a v e r a d i o m e t r y . Ä p J 149 731—733. — Die Differenz der besten Werte des Venusradius aus Dezimeterwellen-Radarmessungen und aus optischen Messungen f ü h r t zu einer Höhe der Wolkenschicht von 44 bis 65 km. Aus Messungen im nahen Infrarot kann für die obere Wolkenschicht eine Temperatur «a 240° angenommen werden. Verf. berechnet f ü r verschiedene Mischungsverhältnisse von C0 2 und N 2 in der Venusatmosphäre den adiabatischen Temperaturgradienten und leitet dann aus der angenommenen Wolkenhöhe und Temperatur Werte für die mittlere Oberflächentemperatur ab, die um den Wert sb 700° streuen, in Übereinstimmung mit Mikrowellenmessungen. Die größte Unsicherheit stammt dabei von den Messungen des optischen Radius. Ond. 8275. C. Sagan, J. B. Follack, A n i s o t r o p i e n o n c o n s e r v a t i v e a n d t h e c l o u d s of V e n u s . J G R 72 4 6 9 ^ 7 7 .

scattering

8276. C. Sagan, L i f e o n t h e s u r f a c e of V e n u s ? Nature 216 1198—1199.— Eine vergleichende Studie über zahlreiche Untersuchungen der physikalischen Bedingungen an der Oberfläche und in der Atmosphäre von Venus führt zu dem Schluß, daß dort keine Existenzmöglichkeiten f ü r terrestrische Lebensformen bestehen. Bei Temperaturen am Boden von 700° (Äquator) bis 480° (Pole) und bei einem adiabatischen Temperaturgradienten von 8°/km bestünden Lebensmöglichkeiten nur auf Bergen, die höher als 44 km sind. Gü-Li 8277. R. E. Samuelson, G r e e n h o u s e e f f e c t i n s e m i - i n f i n i t e s c a t t e r i n g a t m o s p h e r e s : A p p l i c a t i o n t o V e n u s . A p J 147 782—798. — Unter Voraussetzung von Strahlungsgleichgewicht in einer Atmosphäre wird die Beschreibung des vertikalen Temperaturverlaufs versucht. Die naheliegende Anwendung auf die Atmosphäre des Planeten Venus wird unternommen, und es werden Temperaturprofile erhalten, die mit den Beobachtungen im optischen und Radiofrequenzbereich befriedigend übereinstimmen. Ho. 8278. W. Sandner, Z u r

Dichotomie

der

V e n u s . Sterne 43 206—207.

8279. 1.1. Shapiro, R e s o n a n c e r o t a t i o n of V e n u s . Science 157 423—425. — Zwei Arten von Radarmessungen (Verfolgung von Stellen mit einem besonders starken Echo oder Bandbreitenmessungen eines bestimmten Ringes) wurden zur

424

I X . Planeten. Monde

67, 1967

Diskussion benutzt. E s ergab sich die siderische Rotationsperiode zu 243.09 ± 0.18 Tagen u n d die Neigung des Venusäquators gegen die Bahnebene zu weniger als 2°. Die n a h e Übereinstimmung mit der Resonanzperiode der Bahnbewegungen von E r d e u n d Venus ist bemerkenswert; eine noch genauere Bestimmung der R o t a t i o n s dauer k ö n n t e Aufschlüsse über das Trägheitsellipsoid des Planeten sowie über die von der Sonne auf den Planeten ausgeübten Gezeitenkräfte geben. T. L . 8280. W . A. Sinowjew, M i k r o m e t r i s c h e M e s s u n g e n d e r V e n u s v o n 1 9 6 4 b i s 1 9 6 6 . Astr. Bote 1 121—123 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. legt Ergebnisse mikrometrischer Messungen der Verlängerung der Hörner der Venussichel, der Phase des Planeten u n d der Bestimmung des Dichotomiemoments vor, die a m 30 cm-Refraktor durchgeführt worden sind. Verf. (ü.) 8281. B. A. Smith, R o t a t i o n of V e n u s : C o n t i n u i n g contradictions. Science 158 114—116. — U V - A u f n a h m e n der Venus, die von französischen Beobachtern auf dem Pic du Midi Obs. 1966 in Abständen von 2 bis 6 S t u n d e n erhalten wurden, zeigten g u t definierte Flecken (im Gegensatz zu blauen u n d photovisuellen Aufnahmen), aus denen eine retrograde Rotationsperiode v o n 4 Tagen abgeleitet werden konnte. UV-Aufnahmen m i t dem 61 cm-Reflektor des New Mexico S t a t e Univ. Obs. im Mai u n d J u n i 1966 bestätigten die französischen Beobachtungen u n d f ü h r t e n auf eine Rotationsperiode von 5 i 0.25 Tagen. Die UVStrahlung der Venus s t a m m t jedoch aus den obersten Wolkenregionen. E s h a n d e l t sich also u m die Rotationsperiode der Hochatmosphäre. Gü-Li 8282. C. W. Snyder, M a r i n e r V f l i g h t p a s t V e n u s . Science 158 1665— 1669. — I n einer kurzen Übersicht wird über die B a h n von Mariner 5 während der größten Annäherung an Venus (10151 k m a m 19. Okt. 1967) u n d über die 4 Prog r a m m e dieser Venus-Mission berichtet: 1. Wechselwirkungen zwischen P l a n e t u n d interplanetarem Medium (vgl. Ref. 8232 u n d 8224); 2. UV-Photometrie der obersten Wolkenschicht (vgl. Ref. 8227); 3. Bedeckungsexperiment wie bei Mariner 4 m i t Mars, wobei die von der Bodenstation emittierte Radiostrahlung die Venusatmosphäre streifend durchdrang u n d d a n n auf der Sonde empfangen wurde (vgl. Ref. 8294 u n d 8254); 4. Bestimmung der Venusmasse aus der B a h n während des Vorüberganges (vgl. Ref. 8225). Gü-Li 8283. G. M. Strelkow, R a d i a t i o n a n d r e f l e c t i v i t y of V e n u s o n d e c i m e t e r w a v e s . D A N 174 1292—1295 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 11.51.334: Verf. schlägt ein aus zwei Schichten bestehendes Modell der oberen Venusdecke zur Erklärung der unterschiedlichen Strahlungstemperaturen u n d Reflexionsfähigkeiten des Planeten im Zentimeter- u n d Dezimeterwellenlängenbereich vor. E s wird darauf hingewiesen, daß es eine zweischichtige S t r u k t u r im Prinzip erlaubt, auch die Divergenz in den Abschätzungen der dielektrischen Permeabilität der Oberflächengesteine auf dem Planeten zu erklären, die aus radioastronomischen Experimenten u n d solchen mit R a d a r erhalten wurden. Kra. 8284. G. M. Strelkow, Ü b e r d a s M o d e l l e i n e r f l o c k i g e n V e n u s i o n o s p h ä r e . Radiotechn. Elektronik 12 771—778 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 12.51.486: Verf. diskutiert die Hypothese einer flockigen Venusionosphäre, die von verschiedenen Autoren zur E r k l ä r u n g radioastronomischer Beobachtungen u n d von Radarmessungen im Dezimeter- u n d Zentimeterwellenlängenbereich vorgeschlagen worden ist. Die Verteilung der Strahlungstemperatur bei A = 1.9 cm auf der Venusscheibe wird f ü r verschiedene horizontale Dimensionen der ionosphärischen I n homogenitäten im Verhältnis zur Dicke der Ionosphäre ermittelt. Die Ergebnisse widersprechen den mit Mariner 2 bei 1.9 cm erhaltenen Registrierungen. — D a s Modell einer flockigen Ionosphäre erklärt nicht die Radarreflexionen a m R a n d der Planetenscheibe u n d nicht die starke Reflexion in Scheibenmitte. Die A n n a h m e einer starken Elektronenkonzentration in der nächtlichen Venusionosphäre wird kritisiert. Kra.

82. Merkur, Venus

67, 1967 8285. R. N. Watts jr., Sky Tel. 34 365.

Preliminary

results

425 from

the

Venus

8286. J. Weertman, G. Davidson, A. D. Anderson, V e n u s : T e c t o n i c Science 168 395—396.

probes. activity.

8287. W . J . W e l c h , D. G. Rea, U p p e r l i m i t s o n l i q u i d w a t e r in t h e V e n u s a t m o s p h e r e . A p J 148 L151—L154. — Berichtigung in A p J 150 L207—L208. — Die Gegenwart von HCl in der Venusatmosphäre (vgl. Ref. 8234) gestattet die Abschätzung einer oberen Grenze für die Masse des freien, flüssigen Wassers. Es ergaben sich 0.01 g/cm 2 . Das entspricht einer Wasserdampfwolkenschicht von 100 m Dicke, wenn man die mittlere Wolkendichte der Erdatmosphäre (Q = 1 g/m 3 ) zu Grunde legt. Gü-Li 8288. J. N. Wetuchnowskaja, A. D. Kusmin, E i n z w e i s c h i c h t i g e s Modell der V e n u s a t m o s p h ä r e . Ü b e r die D e u t u n g von R a d a r b e o b a c h t u n g e n . Astr. Bote 1 85—88 (russ. mit engl. Ref.). — Ein zweischichtiges Modell der Venusatmosphäre, das sowohl radioastronomische als auch Messungen mittels Radar einschließlich solcher im 3 cm-Wellenlängenbereich befriedigt, zeigt eine merkliche Abnahme des effektiven Reflexionsquerschnitts von Venus. Verf. (ü.) 8289. W. J. Wilson, E. E. Epstein, J. P. Oliver, R. A. Schorn, S. L. Soter, V e n u s : On a n i n v e r s e v a r i a t i o n w i t h p h a s e in t h e 3 . 4 - m m e m i s s i o n d u r i n g t h e 1 9 6 5 / 1 9 6 6 a p p a r i t i o n . AJ 72 327. — Ref. AAS. 8290. M o r e n e w s f r o m V e n u s . Nature 216 4 2 7 ^ 2 8 . 8291. T h e m e t e o r o l o g y of V e n u s . New Scient. 83 32. — Bemerkungen zu einer Arbeit von Goody und Robinson (vgl. A J B 66 Ref. 8241). R . O. 8292. T h e p e c u l i a r 8293. R e n d e z v o u s

s p i n s of V e n u s a n d M e r c u r y . with

Venus.

New Scient. 35 98. R. O. Sei. American 217 Nr. 6 S. 50.

8294. V e n u s : I o n o s p h e r e a n d a t m o s p h e r e a s m e a s u r e d b y d u a l f r e q u e n c y r a d i o o c c u l t a t i o n of M a r i n e r V. Science 158 1678—1683. — Während der größten Annäherung zwischen Mariner 5 und Venus 1967 Okt. 19 wurde die Sonde von der Erde aus betrachtet durch den Planeten für 37.1 min bedeckt. Dabei begann die Bedeckung auf der Nachtseite und endete auf der Tagseite der Venus. Während dieser Zeit wurden mit der 150 ft-Radioantenne in Stanford Radioimpulse bei 49.8 und 423.3 MHz ausgesandt und auf der Sonde deren Amplitudenänderungen beim Durchlaufen der Ionosphäre und der Atmosphäre von Venus registriert, auf Magnetband gespeichert und später zur Erde gesendet. Die Reduktion der Messungen ergab eine zweischichtige Ionosphäre in 7500 bis 9700 km Distanz vom Venuszentrum, deren Elektronenkonzentration auf der Tagseite um zwei Größenordnungen über der der Nachtseite liegt. Es werden erste vorläufige Angaben über die chemische Zusammensetzung der Hochatmosphäre zwischen 10 und 2300 km Höhe gemacht. Gü-Li 8295. V o l c a n o e s o n V e n u s . Spaceflight 9 124. A J B 66 Ref. 8257. — W. B. in Urania Krakow 38 23—24.

426

I X . Planeten. Monde

67, 1967

§ 83 Mond 8301. J. B. Adams, L u n a r s u r f a c e c o m p o s i t i o n a n d p a r t i c l e size: Implications from laboratory and lunar spectral reflectance data. J G R 72 5717—5720. — Die vom Verf. u n d A. L. Filice (vgl. Ref. 1625) durchgeführten Messungen der spektralen Reflektivität von silikatischen Pelsgesteinen werden zur D e u t u n g der gemessenen Albedo- u n d Farbunterschiede a n der Mondoberfläche herangezogen. Basalt, Obsidian oder Bimsstein zeigen die beobachteten Albedodifferenzen, wenn m a n verschiedene Partikelgrößen a n n i m m t . Auch die Farbunterschiede, besonders die zwischen Hochland- u n d Mare-Regionen, lassen sich durch Variation der Partikelgröße erklären. Gü-Li 8302. B. Aleksic, Ü b e r d i e E n t d e c k u n g Vasiona 15 49—51 (serb.-kroat.).

von

Wasser

auf

dem

Mond.

8303. W. A. Alexejew, L. N. Bondar, S. A. Kamenskaja, W. D. Krotikow, J. G. Matwejew, W. A. Porfirjew, K. M. Streshnewa, T h e r e s u l t s of m e a s u r e m e n t s of t h e l u n a r r a d i o e m i s s i o n a t 2 5 . 0 a n d 3 0 . 2 c m . A J U d S S R 44 593—594 (russ. mit engl. Ref.). — Nach der Methode des «künstlichen Mondes» wurde die Radiostrahlung des Mondes bei 25.0 u n d 30.2 cm Wellenlänge gemessen. Die über die Scheibe gemittelte effektive Mondtemperatur b e t r ä g t bei den gen a n n t e n Wellenlängen 226 ± 8° bzw. 227 ± 9°. Verf. (ü.) 8304. W. A. Alexejew, T. N. Aleschina, W. D. Krotikow, W. S. Troizkij, Der E i n f l u ß der R a u h i g k e i t der oberen M o n d d e c k e auf die S t r a h l u n g s f ä h i g k e i t u n d d i e V e r t e i l u n g d e r R a d i o h e l l i g k e i t . A J UdSSR 44 1070—1074 (russ. mit engl. Ref.). — An H a n d von Modellvorstellungen u n d u n t e r Benutzung von Labormessungen wird der Einfluß der Rauhigkeit der lichtstreuenden Oberfläche des Mondes a n der Verteilung der verschiedenen Beiträge in Abhängigkeit v o m Neigungswinkel der Flächen untersucht. Ho. 8305. W. A. Alexejew, T. N. Aleschina, W. D. Krotikow, P o l a r i s a t i o n s e i g e n schaften der R a d i o s t r a h l u n g der r a u h e n Mondoberfläche unter Berücksichtigung der mittelnden E i g e n s c h a f t e n des Richtdiag r a m m s . Hochschulnachr. Radiophys. 10 603—607 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 11.51.331: Verf. untersuchen diese Eigenschaften f ü r zwei Fälle. I m ersten ist die Mondoberfläche f ü r die Radiowellen glatt, im zweiten h a t sie Unebenheiten, die viel größer als die Wellenlänge sind. E s zeigt sich, daß die mittelnden Eigenschaften des Richtdiagramms im zentralen Teil der Mondscheibe, der durch einen Kreis vom R a d i u s 0.6 Rm begrenzt wird, nicht berücksichtigt werden können. I n diesem Bereich hängen die Polarisationseigenschaften praktisch nicht von der Dispersion der Neigungswinkel der Inhomogenitäten ab, u n d sie können zur Bestimmung der Dielektrizitätskonstante v e r w a n d t werden. I n der N ä h e des Mondrandes hängen die Polarisationseigenschaften der Radiostrahlung stark von der Dispersion der Neigungswinkel der Inhomogenitäten ab u n d erlauben es, die R a u h e i t der oberen Monddecke zu bestimmen. Kra. 8306. D.Alter, P i c t o r i a l G u i d e t o t h e M o o n . New York, Crowell Company, 1967. 2. Auflage. 207 S. Preis $ 8.95. — B. in P u b l A S P 79 516, Sky Tel. 34 397. * * J. D. Anderson, G. E. Pease, L. Efron, R. C. Tausworthe, c h a n i c s e x p e r i m e n t . Vgl. Ref. 8225.

Celestial

me-

8307. D. W. G. Arthur, P h o t o g r a p h i c t e c h n i q u e s f o r t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e M o o n ' s c o n s t a n t s of r o t a t i o n . Vgl. Ref. 1325 S. 52—62.

67, 1967

427

83. Mond

8808. D. W. G. Arthur, T h e L P L p r o g r a m f o r s e l e n o d e t i o p o s i t i o n s . Results and comparison with contemporary selenodetic work. Vgl. Ref. 1325 S. 332—340. 8309. B. B. Baldwin, W a s w i s s e n w i r ü b e r d e n M o n d ? Aus dem Englischen ins Russische ü. Moskau, «Mir», 1967. 172 S. Preis 58 K o p . 8310. R . B . B a l d w i n , R a n g e r V I I I a n d g r a v i t y s c a l i n g of l u n a r c r a t e r s . Science 157 546—547. — Die Auswertung der 6 Aufnahmeserien von Ranger 8 f ü h r t e auf einen Aufschlagsort der Sonde, der auf der A u f n a h m e H - 7 0 von L u n a r Orbiter 2 enthalten ist. Zwei K r a t e r , einer von 7.6 m, der andere von 13 m Durchmesser, k o m m e n als Aufschlagsspuren in Frage. Verf. entschließt sich f ü r den größeren K r a t e r , wenn das von A. J . Chabai (vgl. J G R 70 5075, 1965) abgeleitete, von der Schwerebeschleunigung g abhängige Bildungsgesetz der K r a t e r Gü-Li radien r E / r M = ( g E / g M ) 1 / 4 gültig ist. 8311. N. A. Barricelli, R. Metcalfe, M e a s u r e m e n t s of t h e d e p t h of l o o s e a n d loosely b o n d e d m a t e r i a l on t h e l u n a r s u r f a c e b a s e d on R a n g e r V I I , V I I I a n d I X p h o t o g r a p h s . Planet. Space Sei. 15 49—51. — Auf d e n letzten A u f n a h m e n von Ranger 7—9 kurz vor dem Aufschlag zeigen sich rillenförmige Einsenkungen von vielen k m Länge, besonders im K r a t e r Alphonsus. A n ihren E n d e n sind sie teilweise in einzelne grübchenförmige Vertiefungen von gleicher Breite aufgelöst. Verf. nehmen an, daß es sich u m Brüche in der Mondk r u s t e handelt, die durch Einsturz einer aufliegenden Schicht losen Materials aufgefüllt sind. Aus der Breite der Rillen (530 bis 1200 m) und deren Schattenlängen bei gegebener Sonnenhöhe wurden 50 bis 64 m f ü r die Dicke der aufliegenden Schicht abgeleitet. Gü-Li 8312. D. Barton, O n l i t e r a l d e v e l o p m e n t s of t h e l u n a r t h e o r y w i t h t h e a i d of a c o m p u t e r . A J 72 1281—1287. — Es wird die Möglichkeit untersucht, mit dem f ü r den Computer T i t a n in Cambridge zu Operationen mit mehrfachen Fourier-Reihen geschaffenen Satz von P r o g r a m m e n eine allgemeine Entwicklung des Hauptprobelms der Mondtheorie zu gewinnen. Die Theorie von Delaunay u n d die von Brouwer u n d Clemence beschriebene mit determinierender F u n k t i o n werden darauf geprüft, bis zu welchem Grade sie sich zur direkten Reproduktion auf rein automatischem Weg m i t einem Rechner eignen, u n d es werden Verfahren vorgeschlagen, die es ermöglichen, die Methode von Brouwer u n d Clemence wiederholt anzuwenden u n d die Ausführung Delaunayscher Berührungstransformationen zu erleichtern. Böh. 8313. J. A. Bastin, A. E. Gear, O b s e r v a t i o n s 1 t o 3 m m . Vgl. Ref. 1308 S. 348—353.

in

the

wavelength

8314. R . M . B a u m , T r a n s i e n t l u n a r p h e n o m e n a : S o m e t e e n t h c e n t u r y a c c o u n t s . Strolling Astr. 20 155—158. * * C. S. Beals, I. Halliday, Vgl. Ref. 94250.

Impact

craters

of

the

obscure

Earth

and

* * G. W. E. Beekman, D e i r r a d i a t i e v a n J u p i t e r e n d e M a a n e e n v o u d i g e v i s u e l e w a a r n e m i n g e n . Vgl. Ref. 8607.

range nineMoon. tijdens

8315. H . J . Betam, R e s u l t s of t h e R a n g e r , L u n a 9 , a n d S u r v e y o r 1 m i s s i o n s . J . Astronaut. Sei. 14 101—111. — Eine kritische Zusammenfassung der Beobachtungen der Sonden Ranger, Surveyor 1 u n d L u n a 9 h a t t e folgende Hauptergebnisse: Die Ranger-Photos lassen 3 K r a t e r t y p e n erkennen: Vulkank r a t e r , Meteoritenkrater u n d Einbruchkrater. Die letzteren sind durch Einsturz eines Hohlraumes u n t e r der Oberfläche entstanden. Die Tiefe-Durchmesserbeziehung der K r a t e r unterhalb 20 k m Durchmesser ist linear. Das Oberflächenprofil im Dezimeter- u n d Meterbereich h a t n u r geringe Böschungswinkel (1°—15°).

428

I X . Planeten. Monde

67, 1967

Die Oberfläche ist mit zahlreichen Felsblöcken aller Größen bedeckt, im übrigen aber grobkörnig. Staub ist so gut wie nicht vorhanden. Gü-Li 8316. D. Belorizky, SuW 6 139—140.

Mondbewegung

in

Beobachtung

und

Theorie.

8317. T. D. Bessonowa, L. F. Gromowa, 1.1. Lebedewa, W. M. Loxntow, Ein V e r g l e i c h der p h o t o m e t r i s c h e n E i g e n s c h a f t e n v u l k a n i s c h e r Bed e c k u n g e n m i t d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 334 S. 83—89 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 24 83—89 (russ. mit engl. Ref.). — Visuelle Albedo, Farbe und Streufunktion einiger vulkanischer Schichten werden bestimmt und die photometrischen Merkmale dieser Schichten mit denen der Mondoberfläche verglichen. Verf. (ü.) 8318. W. A. Blikken, S o m e r e s u l t s of s p a t i a l - f r e q u e n c y M o o n - s u r f a c e p i c t u r e s . JOSA 57 578. — Ref. OSA.

filtering

of

8319. G. B. Bokij, K r i s t a l l e a u f d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Kosm. Forsch, 5 953 (russ.). — Aus der Sichtung der Panorama-Nahaufnahmen von Luna 9 geht hervor, daß einige der Details des Mondbodens mit Kristallen identisch sind. Das zeigen helle und dunkle Flecke auf den Photos, die die Gestalt von kristallinen Flächen (z. B. Dreiecke und seltener Vierecke, Sechsecke und Vielecke) haben. Dafür sprechen auch Dichtemessungen des Mondbodens mit Luna 13 («a 1 g/cm 3 ). Gü-Li 8320. L. N. Bondarenko, J. N. Lipskij, W. I. Tschikmatschew, K. B. Schingarewa, K a t a l o g e r k a n n t e r O b j e k t e des östlichen Sektors der R ü c k s e i t e d e s M o n d e s . Astr. Bote 1 28—33 (russ. mit engl. Ref.). — Die Methode zur Entdeckung der Objekte des östlichen Sektors der Rückseite des Mondes wird beschrieben und ein Katalog der erkannten Gebilde zusammengestellt. Die Größe der entdeckten Krater wird in einer Statistik erfaßt. Verf. (ü.) 8321. J . Bouska, C r a t e r d i a m e t e r - d e p t h r e l a t i o n s h i p f r o m R a n g e r l u n a r p h o t o g r a p h s . Nature 213 166. — Während R . B. Baldwin (vgl. A J B 65 Ref. 8315) für die Durchmesser-Tiefebeziehung der Mondkrater aus dem Studium der Photos von Ranger 7 einen quadratischen Ausdruck erhielt, findet Verf. aus der Ausmessung der Photos von Ranger 7, 8 und 9 den linearen Ausdruck D = 0.96 d + 0.98, worin D bzw. d die Logarithmen des Durchmessers bzw. der Tiefe in km sind. Gü-Li 8322. T. A. Bray, C. L. Goudas, Z. Kopal, E s t i m a t e s of t h e z o n a l g r a v i t y h a r m o n i c s of t h e M o o n . Icarus 7 76—84. — Aus den besten verfügbaren Beobachtungen der Mondfigur (ACIC Selenodetic Control System 1965) werden die zonalen Harmonischen des lunaren Gravitationspotentials bis zur 8. Ordnung einschließlich abgeschätzt. Die Harmonischen bis zur 4. Ordnung stimmen gut überein mit den entsprechenden aus der Bewegung von Lunar Orbiter 1 durch W. H . Michael und Mitarbeiter (vgl. A J B 66 Ref. 83165) abgeleiteten. Gü-Li 8323. J. F. Bridges, M o r e a b o u t c o l o r M o o n m o v i e s . Sky Tel. 33 254—255. 8324. W.E.Brown jr., L u n a r s u r f a c e S u r v e y o r r a d a r r e s p o n s e . J G R 72 791—799. — Von 350 bis 75 km wurde die Höhe von Surveyor 1 über der Mondoberfläche mit einem Radargerät AMR (Altitude Marking Radar) bestimmt, während Geschwindigkeit und Abstand während der letzten 75 km mit einem Doppler-Radar (RADVS) ermittelt wurden. Aus den Aufzeichnungen beider Radars wurde der Landeort der Sonde gefunden, wozu außerdem noch ein Photo von Lunar Orbiter 1 herangezogen wurde. Gü-Li 8325. S. R. Brzostkiewicz, Schematyczna K s i ^ z y c a . Urania Krakow 38 268—271.

marka

odwrotnej

strony

67, 1967

83. Mond

8326. K. von Bfilow, L u n a b a s u n d L u n a r i t .

429 Geologie 16 1045—1052.

8327. K. vonBülow, S e l e n o l o g i s c h e A n s i c h t e n v o n P r o f . P a s c u a l J o r d a n . SuW 6 9—10. 8328. K. vonBülow, D i e L a n d s c h a f t e i n e s M o n d m e e r e s . SuW 6 228—229. 8329. K. von Bülow, D i e B e s c h a f f e n h e i t d e r M o n d o b e r f l ä c h e . 283.

SuW 6

8330. K. von Bülow, S o n d e n - M o n d p h o t o s i n g e o l o g i s c h e r S i c h t . Weltraumfahrt 18 37—44. — Die zahlreichen Aufnahmen der Mondoberfläche, die amerikanische und sowjetische Mondsonden in den letzten Jahren übermittelt haben, sind für den am Mond interessierten Geologen ein Schlüssel zum Verständnis der Genese der Mondoberfläche. Sie beweisen u. a., daß bei der Entstehung der Ringgebirge und Krater des Mondes Vulkanismus eine entscheidende Bolle gespielt hat. Verf. 8331. K. von Bttlow, G e o l o g i s c h e r E r t r a g v o n 18 M o n a t e n i n t e r n a t i o n a l e r M o n d f o r s c h u n g . Wiss. Z. Univ. Rostock (Math.-Nat.) 15 891—901, 1966. 8332. 0 . Calame, D e t e r m i n a t i o n of t h e M o o n ' s s h a p e b y t h e m e t r y of i t s t e r m i n a t o r . Vgl. Ref. 1325 S. 4 5 1 ^ * 5 4 .

photo-

8333. W. S. Cameron, J. J . Gilheany, O p e r a t i o n M o o n B l i n k a n d r e p o r t of o b s e r v a t i o n s of l u n a r t r a n s i e n t p h e n o m e n a . Icarus 7 29—41. — Das Unternehmen «Moon Blink» hat die Aufgabe, durch langzeitige optische Überwachung der Mondoberfläche vorübergehende Erscheinungen, insbesondere Farbänderungen und Lumineszenz, zu erfassen. Dazu wurde 1964 von der NASA ein Netz von 22 Stationen in den USA organisiert. Der Aufsatz behandelt Ausrüstung, Arbeitsweise und Auswertemethoden und gibt erste Ergebnisse bekannt. Zwischen 1964 Aug. 26 und 1966 J a n . 4 wurden 25 Erscheinungen beobachtet. Gü-Li 8334. W. S. Cameron, J. J . Gilheany, O b s e r v a t i o n a l r e s u l t s of t h e f i r s t o n e a n d o n e - h a l f y e a r s of t h e M o o n B l i n k p r o j e c t s . Strolling Astr. 20 145—155. 8335. J.H.Carver, B.H.Horton, R o c k e t d e t e r m i n a t i o n of t h e v i o l e t r e f l e c t i v i t y of t h e M o o n . Proc. ASA 1 11. — Ref. ASA.

ultra-

8336. C. R. Chapman, R. R. Haefner, A c r i t i q u e of m e t h o d s f o r a n a l y s i s of t h e d i a m e t e r - f r e q u e n c y r e l a t i o n f o r c r a t e r s w i t h s p e c i a l a p p l i c a t i o n t o t h e M o o n . j G R 72 549—557. — Die bisher von zahlreichen Autoren abgeleitete Anzahl-Durchmesserbeziehung für Mond- und Marskrater log N = log A + B log D (N = Anzahl, D = Durchmesser, A und B Konstanten) wird einer Kritik unterzogen. Die Konstante B, die die Steigung der Beziehung darstellt, schwankt im Bereich B = - 4 f ü r kleine bis B = - 2 . 5 für große Krater. Da es sich um eine kumulative Beziehung handelt, ist B selbst eine Punktion vom Durchmesser und hängt sehr empfindlich vom Durchmesserintervall und von dessen Größe ab, insbesondere wenn N im Intervall sehr klein ist. Verf. reduzieren die 18 bisher abgeleiteten Beziehungen nach einer neuen Rechenmethode, die von Intervallgewichten Gebrauch macht. Die Beziehungen gruppieren sich in zwei Wertebereiche, in die für Marekrater (B zwischen —4.3 und —2.0) und in die für Hochlandkrater (B zwischen - 2 . 2 und -2.9). Gü-Li 8337. W. B. Chapman, T i d a l i n f l u e n c e a t t h e l u n a r c r a t e r A r i s t a r c h u s . J G R 72 6293—6298. — Die durch die Gezeitenwirkung der Erde verursachten Gravitationsschwankungen für die Aristarchus-Region auf dem Mond wurden für 1963—1966 nach der Theorie von G. H . Sutton und Mitarbeiter (vgl. A J B

430

I X . Planeten. Monde

67, 1967

63 Ref. 8359) berechnet und mit 27 in dieser Zeit beobachteten physischen Veränderungen verglichen. 7 Beobachtungen fallen auf Zeiten 2 Tage vor oder nach dem Gezeitenmaximum, 9 liegen innerhalb ± 1 Tag beim Minimum. Zur Prüfung dieser recht wahrscheinlichen Beziehung wurden die Gezeitenmaxima und Minima von Mitte 1969 bis Anfang 1970 vorausberechnet. Gü-Li 8338. J. A. Chodak, D i e g l o b a l e S t r u k t u r d e s M o n d e s . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Geol.) 1967 Nr. 3 S. 3—12 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 10.51.523: Aus den vorhandenen Unterlagen über die sichtbare Seite und die Rückseite des Mondes sowie einer Analyse der Art und Lage der Mondeinzelheiten werden die hauptsächlichsten Strukturelemente des Mondes aufgezeichnet und die Geschichte ihrer Entstehung und Entwicklung umrissen. Ein tektonisches Bild der gesamten Mondoberfläche wird entworfen. Verf. bestimmt die Hauptetappen der Entwicklung des Mondes, die die Bildung seiner globalen Struktur, die Differenzierung der Materie, die Bildung regionaler und lokaler charakteristischer Formen fixieren (gek.). Kra. 8339. J. A. Chodak, S e l e n o l o g i e u n d F r a g e n d e s t e k t o n i s c h e n B a u e s d e s M o n d e s . Sow. Geologija Nr. 7 S. 111—125 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 2.51.556. 8340. E. M. Christensen, S. A. Batterson, H. E. Benson, C. E. Chandler, R. H. Jones, R.F.Scott, E. N. Shipley, F.B.Sperling, 6 . H. Sutton, L u n a r s u r f a c e m e c h a n i c a l p r o p e r t i e s — S u r v e y o r 1. J G R 72 801—813. — Die drei Fußstützen von Surveyor 1 setzten mit 3.5 m/sec Vertikal- und 0.3 m/sec Horizontalgeschwindigkeit auf dem Mondboden nahezu parallel zu diesem auf. Dabei wurde an den Stoßdämpfern der Aufsatzdruck gemessen. Das entsprechende Diagramm zeigt, daß Fußstütze 2 zuerst aufsetzte. Der Auffangstoß dauerte 500 msec. Nach 1.1 sec wurde ein Nachstoß von ein Viertel des Gewichts des ersteren gemessen. Aus diesen Messungen und den TV-Aufnahmen der Fußstütze 2 ergab sich, daß die oberste Bodenschicht aus einem feinkörnigen, kohäsiven Material von der Tragfähigkeit 5 X 105 dyn/em 2 und der Dichte 1.5 g/cm 3 besteht. Gü-Li 8341. E. M. Christensen, R. Choate, L. D. Jalfe, R. L. Spencer, F.B.Sperling:, S. A. Batterson, H. E. Benson, R. E. Hutton, R. H. Jones, H. ¥ . Ko, F. N. Schmidt, R.F.Scott, 0 . H. Sutton, S u r v e y o r V : L u n a r s u r f a c e m e c h a n i c a l p r o p e r t i e s . Science 158 637—640. — Beim Aufsetzen auf dem Mond rutschte Surveyor 5 mit einer Geschwindigkeit von 0.5 m/sec eine Strecke von 0.8 m längs einer Böschung von 20° Neigung. Aus der 10 cm tiefen Spur, die die Fußstütze 2 im Mondboden hinterließ, ergab sich eine Tragfähigkeit von etwas weniger als 2 x 105 dyn/cm 2 in Übereinstimmung mit den entsprechenden Ergebnissen von Surveyor 1 (2 x 105 dyn/cm 2 ) und Surveyor 3 (6 X 105 dyn/cm 2 ). Durch starkes Ausblasen von Gas aus einer Düse gegen den Boden wurden Staub und kleinere Steine in ihrer Lage verändert. Daraus konnten ein erheblicher Anteil von feinkörnigem Material und eine merkliche Kohäsion festgestellt werden. Gü-Li 8342. L. Cichowicz, W s t ? p d o S t u d i u m s e l e n o d e z j i . Geodezja Kartografia 16 169—190 = Publ. Abt. Höhere Geod.-Astr. Geod. Warschau Nr. 9. 8343. M. Cohen, T h e s u r f a c e of t h e M o o n . JBAA 78 4 3 ^ 4 . 8344. D. S. Colburn, R. G. Currie, J. D. Mihalov, C.P.Sonett, Diamagnetic s o l a r - w i n d c a v i t y d i s c o v e r e d b e h i n d M o o n . Science 158 1040—1042. — Aus Messungen mit einem Ames-Magnetometer in dem nachträglich vom Mond eingefangenen Mondsatelliten Explorer 35 (1967—70 A) auf 22 seiner Umläufe geht hervor, daß sich die Wechselwirkung zwischen dem lunaren Magnetfeld und dem Sonnenwind auf die Ausbildung eines diamagnetischen Hohlraumes im Mondschattengebiet beschränkt. Eine Stoßwelle an der sonnenseitigen Magnetosphäre ist nicht nachweisbar. Gü-Li

67, 1967 8345. G.Colombo, S. 12—22.

83. Mond Cassini's

second

8346. R. Compte Porta, C u r i o s o

and

431 third

fenomeno lunar.

8347. R. Compte Porta, L a L u n a ,

laws.

Vgl. Ref. 1325

El Universo 21 82—85.

esa g r a n d e s c o n o c i d a .

El Universo 21

116—121.

8348. J. A. Cooper, J. R. Richards, F. D. Stacey, P o s s i b l e new evidence b e a r i n g o n t h e l u n a r c a p t u r e h y p o t h e s i s . N a t u r e 215 1256. — BleiIsotopenmessungen an jungem vulkanischem Material ergeben im Vergleich der Verhältnisse 2 ° 7 Pb/ 2 0 4 Pb u n d 2 0 6 Pb/ 2 0 4 Pb eine lineare Beziehung. Sie weicht jedoch von dem erwarteten, ebenfalls linearen Verlauf ab u n d scheint darauf hinzudeuten, daß im ursprünglich heterogenen E r d m a n t e l einst eine Homogenisierung s t a t t gefunden h a t . Als Ursache k a n n eine vorübergehende starke Gezeitenwirkung in B e t r a c h t kommen, wie sie von verschiedenen Autoren im Zusammenhang m i t der Theorie des Mondeinfangs f ü r möglich gehalten wird. Sehr. 8349. P.Darnell, B e o b a c h t u n g r o t e r F l e c k e n i n A r i s t a r c h u n d H e r o d o t . Sterne 43 244—245. 8350. L. Dart, S i m p l i f i e d Astr. 20 161, 162—163.

selenographic

der

Umgebung

colongitude

tables.

von

Strolling

8351. M. Davidson, C. L. Goudas, Z. Kopal, L u n a r p r o f i l e s determined f r o m t h e a n n u l a r s o l a r e c l i p s e s of 1 9 6 2 a n d 1 9 6 3 . Vgl. Ref. 1325 S. 140—175 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 166. 8352. W. D. Dawydow, E i n H a l o a u f d e m M o n d ? « L i c h t f l e c k e » d e m M o n d p a n o r a m a . Priroda 56 Nr. 1 S. 76—79 (russ.). 8353. K. J. Delano, T h e 78—80.

observation

of l u n a r

domes.

auf

Strolling Astr. 20

8354. J. S. Derr, T h e m o m e n t of i n e r t i a of t h e M o o n . Icarus 7 261—263. 8355. J. F. Dolan, L u n a r R ö n t g e n - r a y f l u o r e s c e n c e R ö n t g e n - r a d i a t i o n . A J 72 297. — Ref. AAS.

excited

by

solar

8356. S. S. Dolginow, E. G. Jeroschenko, L. N. Shusgow, I. A. Shulin, E i n e m ö g liche D e u t u n g der Meßergebnisse mit dem m o n d n a h e n Satelliten « L u n a 10». Geom. Aer. 7 436—441 (russ.). — Verf. diskutieren die N a t u r des m o n d n a h e n Feldes u n d die Möglichkeit, den magnetischen Schweif der E r d e im Zusammenhang mit Messungen des Magnetfeldes u n d Plasmas in der Umgebung des Mondes m i t L u n a 10 nachzuweisen. Verf. (ü.) 8357. A. S. Duma, V e r g l e i c h d e r a u f d a s S y s t e m d e r Basispunkte b e z o g e n e n M o n d p r o f i l e m i t K a r t e n d e r R a n d z o n e . Vgl. Ref. 83320 S. 118—126 (russ. m i t engl. Ref.). — 5 M o n d a u f n a h m e n 1959 März u n d J u l i mit dem 40 cm-Astrographen (f — 5.5 m) dienten zur Gewinnung eines «Golossejewo»-Mondrandprofils. Bei dessen Vergleich mit denen von W a t t s (1963), Nefedjew (1958) u n d H a y n (1914) ergaben sich gegenüber W a t t s die geringsten Abweichungen. Petri 8358. D . P . D u m a , A b l e i t u n g d e r K o n s t a n t e n d e r p h y s i s c h e n L i b r a t i o n d e s M o n d e s a u s h e l i o m e t r i s c h e n B e o b a c h t u n g e n v o n A. W . K r a s n o w u n t e r B e r ü c k s i c h t i g u n g d e s g r o ß e n R e l i e f s . Vgl. Ref. 83320 S. 127— 130 (russ. mit engl. Ref.).

432

I X . Planeten. Monde

67, 1967

8359. D. P. Duma, A. S. Duma, E r g e b n i s s e e i n e r U n t e r s u c h u n g der W a t t s s c h e n K a r t e n . Vgl. Ref. 83320 S. 151—169 (russ. mit engl. Ref.). — Hauptergebnis der ausführlich dargestellten Untersuchung ist ein radialer Librationseffekt k = 05058. Petri * * D.P.Duma, V e r s u c h einer e l e m e n t e des F K 3 aus k u r z e n Vgl. Ref. 3202. 8360. D. H. Eckhardt, S. 40—51.

Lunar

Bestimmung der OrientierungsB e o b a c h t u n g s r e i h e n des Mondes.

physical

libration

theory.

Vgl. Ref. 1325

8361. W. G. Egan, E. A. Nowatzki, A p o r o s i t y - p o l a r i z a t i o n r e l a t i o n s h i p a p p l i c a b l e t o t h e l u n a r s u r f a c e . A J 72 297—298. — Ref. AAS. 8362. W. G. Egan, P o l a r i m e t r i e m e a s u r e m e n t s of s i m u l a t e d lunar s u r f a c e s . J G R 72 3233—3245. — Durch Versuche an vulkanischem Material konnten die Polarisationseigenschaften der Mondoberfläche erklärt werden. E s wurde festgestellt, daß die kleinsten Teilchen ( < 1 /< bis 6.35 mm) der untersuchten Proben höhere Albedos und niedrigere Maximalpolarisation haben als die größten Partikel des gleichen Materials, weiterhin, daß ein umgekehrtes Verhältnis zwischen der maximalen prozentualen Polarisation und der spektralen Albedo in möglichen Modellen zu existieren scheint, und schließlich daß f ü r höhere maximale prozentuale Polarisation der entsprechende Phasenwinkel wächst. Sehr. 8363. J . M. Eigen, J . D. Hathaway, C o n t r o l i n t e g r a t i o n f o r l u n a r m a p p i n g . Vgl. Ref. 1325 8. 305—316. 8364. D. Eksinger, M o r f o l o s k e p r o m e n e n a M e s e c u .

Vasiona 15 56—58.

8365. G. Fielder, L u n a r G e o l o g y . Chester Springs, Pa., Dufour, 1967. 184 S. Preis S 8.95. — B. in Science 158 105, Sky Tel. 35 112—113. 8366. G. Fielder, A. Marcus, F u r t h e r t e s t s f o r r a n d o m n e s s of l u n a r c r a t e r s . MN 136 1—10. — Verf. untersuchen die Verteilung der Zentren von 158 Kratern mit Durchmessern größer als 1.5 km, die sich in einem von Ranger 9 photographierten Gebiet im südlichen Kraterboden von Ptolemäus befinden. Wegen der geringen Kraterdichte konnte hier der Effekt der Überlagerung vernachlässigt werden. Es zeigten sich eine deutliche Haufenbildung und außerdem eine Anordnung in Kraterketten. Beide Ergebnisse können durch primären Meteoritenimpakt nicht erklärt werden. Es wird angenommen, daß die Mehrzahl der Krater «sekundär» oder vulkanischen Ursprunges ist. Gü-Li 8367. G. Fielder, V o l c a n i c r i n g s o n t h e M o o n . Nature 213 333—336. — In Aufnahmen von Lunar Orbiter 1 findet Verf. seine Theorie bestätigt, daß niedere Ringebenen nicht, wie meist angenommen wird, alte Kraterüberreste sind, sondern junge vulkanische Gebilde. Am Beispiel des Ringes Flamsteed P wird diese Entstehung beschrieben und mit irdischen Lavawellen verglichen, hz 8368. G. Fielder, I s o l a t i n g l u n a r m a t e r i a l s . Nature 215 944—945. — Von 11 verschiedenen vulkanischen Gesteinen (Basalt) aus Hawaii wurden Pulver von je 160, 83, 62 und 26 /< Korngröße hergestellt und daraus durch spezielle Behandlung Modelle der Mondoberfläche gebildet. Dann wurde die diffuse Albedo in Abhängigkeit von der Wellenlänge für jedes der 44 Modelle in V und B gemessen. Es zeigte sich eine Beziehung zwischen Korngröße G und Albedo A von der Form G ss CA - 2 , worin C eine vom Farbenexzeß der Basaltgruppe abhängige Größe ist. Diese neue Methode engt die Auswahl der möglichen Bodenmodelle, die dem lunaren entsprechen könnten, stark ein. Gü-Li

67, 1967 8369. G. Fielder, E v i d e n c e Vgl. Ref. 1321 S. 461—472.

83. Mond for volcanism

8370. G. Fielder, M o o n — L u n a r

433 and

tectonics.

f a u l t i n g on t h e

Moon.

Vgl. Ref. 7275 S. 645—651.

* * G. Fielder, J. E. Guest, L.Wilson, P.S.Rogers, N e w d a t a l u n a r m a t e r i a l . Vgl. Ref. 1630.

on

simulated

8371. A. L. Filice, O b s e r v a t i o n s o n t h e l u n a r s u r f a c e t h e f o o t p a d s of S u r v e y o r 1. J G R 72 5721—5728.

disturbed

by

8372. A. L. Filice, L u n a r s u r f a c e s t r e n g t h e s t i m a t e f r o m O r b i t e r I I p h o t o g r a p h . Science 156 1486—1487. — Auf einer A u f n a h m e des K r a t e r s Sabine D a m W e s t r a n d des Mare Tranquillitatis von L u n a r Orbiter 2 aus wurde eine 650 m lange u n d 6 m breite Rollspur eines Felsbrockens von 13 m Durchmesser entdeckt, die vom K r a t e r r a n d radial nach innen verläuft. Bei A n n a h m e eines Böschungswinkels von ~ 2 5 ° , einer Gesteinsdichte v o n 3.0 g/cm 3 u n d der Mondschwerebeschleunigung von 162 cm/sec 2 ergab sich eine statische Tragfähigkeit des Mondbodens von 4 X 106 dyn/cm 2 in guter Übereinstimmung mit einem W e r t , der aus dem Aufsatzdruck der F u ß s t ü t z e n von Surveyor 1 abgeleitet wurde. Gü-Li 8373. V. A. Firsoff, A p r e l i m i n a r y s e l e n o l o g i c a l a n a l y s i s of t h e R a n g e r 9 p h o t o g r a p h s . J B A A 77 106—111. 8374. V. A. Firsoff, S o m e c o m m e n t s o n t h e c l o s e - u p v i e w s of t h e l u n a r g r o u n d . J B A A 77 251—255. — Aus einem Vergleich von N a h a u f n a h m e n der Mondoberfläche mit den Landesonden L u n a 9 u n d Surveyor 1, die beide im Oceanus Procellarum aufsetzten, ergab sich u n t e r anderem, daß die oberste Bodenschicht um L u n a 9 gröber u n d poröser ist als die bei Surveyor 1. Ringförmige Bodendeformationen bei Felsblöcken, die auf beiden Landeplätzen zu sehen sind, zeigen, daß diese n u r mit geringer Geschwindigkeit aufgeschlagen sein können. Dies spricht f ü r vulkanische H e r k u n f t der Blöcke. Gü-Li 8375. V. A. Firsoff, A s e l e n o l o g i c a l a p p r a i s a l g r a p h s . Spaceflight 9 78—80. 8376. T. C. van Flandern, P r e l i m i n a r y r e p o r t t u a t i o n . A J 72 834. — Ref. AAS.

of t h e

Orbiter-2

photo-

on a l u n a r l a t i t u d e

fluc-

8377. P. E . Fricker, B. T. Reynolds, A. L. Summers, O n t h e t h e r m a l of t h e M o o n . J G R 72 2649—2663.

history

8378. R . F. Fudali, N o t e o n t h e n o n u n i f o r m e c l i p s e d M o o n . Icarus 7 133—135.

of

cooling

behavior

the

8379. C. V. Fulmer, W. A. Roberts, S u r f a c e l i n e a m e n t s displayed on L u n a r O r b i t e r p i c t u r e s . Icarus 7 394—406. — Auf den meisten P h o t o s der L u n a r Orbiter wurden parallele Strukturlinien vorwiegend in den Streichrichtungen NW- SK u n d N E - S W entdeckt. Abgebildet sind Beispiele im Gebiet der Formationen G a m b a r t , Maskelyne F , Marius, Oceanus Procellarum, Kepler u n d Copernicus, die hier diskutiert werden. Die E n t s t e h u n g der S t r u k t u r e n ist offenbar nicht auf bestimmte Epochen der Mondgeschichte beschränkt, wie aus ihrer Verteilung geschlossen werden k a n n . Doch ist wahrscheinlich, daß ein Teil von ihnen durch Erdgezeitenkräfte hervorgerufen wurde. Gü-Li * * A. K. Fung, C h a r a c t e r of w a v e d e p o l a r i z a t i o n b y a p e r f e c t l y conducting rough surface and its application to E a r t h and Moon e x p e r i m e n t s . Vgl. Ref. 7119. 8380. F. Fuxberger, D i e E r f o r s c h u n g S o n d e n . W e l t r a u m f a h r t 18 5—13. A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1967

des

Mondes

mit

unbemannten 28

434

I X . Planeten. Monde

67, 1967

8381. B. Gary, R e s u l t s of a r a d i o m e t r i c m o o n - m a p p i n g i n v e s t i g a t i o n a t 3 m i l l i m e t e r s w a v e l e n g t h . A p J 147 245—254. — Die Messungen der Monatsvariation dieser Strahlung (vgl. A J B 65 Ref. 8386) werden diskutiert. Die Temperaturdifferenz von 2?6 zwischen Maren und Kraterregionen ist höher als erwartet und nötigt zu erneuter Revision des Oberflächenmodells. Auch unterscheidet sich die Variation in den fünf untersuchten Maren um einige Grad, hz 8382. D. E. Gault, J. B. Adams, R. J. Collins, J. Green, G. P. Kuiper, H. Mazursky, J. A. O'Keefe, R. A. Phinney, E. M. Shoemaker, S u r v e y o r V : D i s c u s s i o n of c h e m i c a l a n a l y s i s . Science 158 641—642. — Verf. geben eine erste vorläufige Deutung der aus dem a-Streuungsexperiment (vgl. Ref. 83295) folgenden chemischen Beschaffenheit der obersten Schicht des Mondbodens. Die vorwiegend basaltartige Beschaffenheit zeigt im Vergleich mit irdischen Basaltvorkommen Unterschiede, die auf eine früher stattgefundene chemische Differentiation durch innere Wärmequellen schließen lassen. I m Konzept dieser Feststellung liegt auch die Annahme starker vulkanischer Ausflüsse über den Böden der Mare. Gü-Li 8383. I. W. Gawrilow, A . S . D u m a , W. S. Kisljuk, K a t a l o g d e r s e l e n o z e n t r i s c h e n ö r t e r v o n 500 B a s i s p u n k t e n auf der M o n d o b e r f l ä c h e . Vgl. Ref. 83320 S. 7—55 (russ. mit engl. Ref.). 8384. I. W. Gawrilow, Ü b e r d i e P o s i t i o n s s y s t e m e v o n Einzelheiten a u f d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Vgl. Ref. 83320 S. 56—61 (russ. mit engl. Ref.). •— F ü r das System von Schrutka-Rechtenstamm (1956—58) sind durch Ausgleich mit dem des Randgebietes von W a t t s (1963) folgende Verbesserungen (in 10~5 R j ) zu erwarten: AX = - 1 5 ± 8; AY = - 3 0 ± 8 . I n Z liefert das dargelegte Verfahren keine Verbesserungen, und es ist mit einem mittleren Fehler von ± 60 zu rechnen. Petri 8385. H. Gerstenkorn, T h e i m p o r t a n c e of t i d a l f r i c t i o n f o r t h e h i s t o r y of t h e M o o n . Vgl. Ref. 1308 S. 293—297. 8386. P. Gidon, S u r 95—100.

l'origine

du

relief

lunaire.

early

Orion Schaffhausen 12

8387. A. F. H. Goetz, J . A. Westphal, A m e t h o d f o r o b t a i n i n g d i f f e r e n t i a l 8 — 1 3 fi s p e c t r a of t h e M o o n a n d o t h e r e x t e n d e d o b j e c t s . Applied Optics 6 1981—1983. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1147. 8388. P. Goldreich, P r e c e s s i o n of t h e M o o n ' s c o r e . J G R 72 3135—3137 = Contr. 1460 California Inst. Techn. Pasadena. — Eine Abweichung in der Präzession eines möglichen flüssigen Mondkerns von der beobachteten Präzession des Mantels kann nur bei geringer Viskosität des Kerns auftreten. Verschiedene Methoden zur Entdeckung eines solchen Kerns werden kurz gestreift. Sehr. 8389. G. Goles, S. R. Taylor, P r o p e r t i e s of l u n a r s u r f a c e r o c k s . Science 156 1134—1135. — Ob das Felsengestein des Flamsteed-Restkraters, der nach J . O'Keefe, P. D. Lowman und W. S. Cameron (vgl. Ref. 83214) vulkanischen Ursprungs ist, aus saurer oder basischer Lava besteht, kann nicht allein aus der Größe der Viskosität entschieden werden, denn diese hängt nach den Erfahrungen bei irdischen Vulkanlaven unter anderem vom Gehalt an Si0 2 , an flüchtigen Stoffen (H 2 0, C0 2 ) und an kristallinen Bestandteilen ab. Gü-Li 8390. A. A. Gorynja, B e s t i m m u n g d e r R o t a t i o n s p a r a m e t e r d e s M o n d e s n a c h einer vom Relief des M o n d r a n d e s u n a b h ä n g i g e n Methode. Vgl. Ref. 83320 S. 62—97 (russ. mit engl. Ref.). — Aus visuellen Beobachtungen am Astr. Hauptobs. Akad. Wiss. Ukrain. SSR folgen die Konstanten der physischen Libration des Mondes zu J = 1°33'3" ± 6' (m. F.), f = 0.82 ± 0.06 (m.F.). Verf. (ü., gek.)

67, 1967

83. Mond

435

8391. C. 1. Goudas, T h e m e c h a n i c a l e l l i p t i c i t i e s of t h e M o o n f r o m L u n a 10. A J 72 955—956. — Die bisher veröffentlichten aus der Bewegung von Luna 10 abgeleiteten Werte von 11 Entwicklungskoeffizienten der Kräftefunktion des Mondes werden benutzt, um dessen mechanische Elliptizitäten zu bestimmen. Verf. schließt, daß der Mond stärker vom Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts abweicht, als frühere Ergebnisse angezeigt haben. Entsprechend langsam nimmt auch seine Dichte mit der Tiefe zu. Böh. 8392. C. L. Goudas, H a r m o n i e a n a l y s i 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. 1325 S. 237—281.

Moon's

shape

and

8393. J. F. Grainger, J. Ring, T e c h n i q u e s of o b s e r v a t i o n of l u n a r l u m i n e s c e n c e . Vgl. Ref. 1308 S. 330—336. 8394. N. N. Greenman, V. W. Burkig, J. F. Young, U l t r a v i o l e t r e f l e c t a n c e m e a s u r e m e n t s of p o s s i b l e l u n a r s i l i c a t e s . J G R 72 1355—1359. 8395. J. S. Griffith, G. A. Wilkins, M a s s of t h e M o o n . Spaceflight 9 111. * * N. L. Grigorow, W. N. Luzenko, W. L. Madujew, N. F. Pissarenko, I. A. Sawenko, R e g i s t r i e r 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 ü b e r 3 0 k e V i m e r d n a h e n R a u m . Vgl. Ref. 17112. 8396. U. Gfintzel-Lingner, D i e E r f o r s c h u n g d e s M o n d e s m i t H i l f e k ü n s t l i c h e n S a t e l l i t e n . SuW 6 110—115.

von

8397. W. B. Gurewitsch, T h e a s t r o n o m i c a l d e t e r m i n a t i o n of a p o s i t i o n o n t h e M o o n . A J UdSSR 44 178—192 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Bestimmung der selenographischen Koordinaten können von einem Beobachter auf dem Mond astronomische Methoden verwandt werden. Aber wegen des starken Unterschieds zwischen den Verhältnissen auf dem Mond und der Erde müssen verschiedene Fragen der praktischen Astronomie überprüft werden. Diese sind: die Berechnung der Zeit, die Koordinaten der Sterne, die vorteilhafteste Arbeitsmethode, ein «astronomisches Jahrbuch», die Polsterne und einige Rechenbesonderheiten. Die Analyse dieser Probleme ist Inhalt der vorliegenden Arbeit. Außerdem wird die Möglichkeit untersucht, die Erde als Beobachtungsobjekt zu benutzen. Verf. (ü.) 8398. A. A. Gurstein, P o s s i b i l i t i e s of t h e d e t e r m i n a t i o n of a b s o l u t e h e i g h t s of t h e s e l e n o d e t i c p o i n t s f r o m o b s e r v a t i o n s f r o m t h e E a r t h . A J UdSSR 44 672—674 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. entwickelt Formeln zur Bestimmung absoluter Höhen von selenodätischen Punkten aus erdgebundenen Mondaufnahmen bei verschiedener Libration und diskutiert die systematischen und zufälligen Fehler, die bei der Übertragung von den ebenen Plattenkoordinaten auf Koordinaten der Mondsphäre entstehen. Dabei wird die Lage des irdischen Beobachtungsortes relativ zur Position des Punktes berücksichtigt. Angenommen wird, daß die zufälligen Fehler über die ganze Mondscheibe hinweg konstant sind. Gü-Li 8399. A. A. Gurstein, D i e Nr. 6 S. 3—15 (russ.).

Oberflächenschicht

des

Mondes.

Priroda 56

83100. H. Haffner, L a n d s c h a f t e n u n d O b e r f l ä c h e d e s M o n d e s . Bild der Wiss. 1967 S. 288—300. 83101. W. A. Hagemeyer, O b s e r v a t i o n s of d u s t p a r t i c l e s o n S u r v e y o r 1. J G R 72 819—825. — Auf den beiden kastenförmigen Behältern, die die elektronischen Geräte gegen Temperaturschwankungen schützen und deren horizontale Deckel mit Platten aus Vycor-Glas belegt sind, wurden 1966 Juni 11 und 12 Staubpartikel 1—2 mm Größe) photographiert, die ihre Lage verändert hatten bzw. neu hinzugekommen waren. I n der (irdischen) Nacht vom 11. zum 12. J u n i wurde ein Glassegment zertrümmert. Eine Erklärung f ü r diese Erscheinungen konnte nicht gegeben werden. Gü-Li 28*

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I X . Planeten. Monde

67, 1967

83102. T. Hagtors, A s t u d y of t h e d e p o l a r i z a t i o n of l u n a r r a d a r e c h o e s . Radio Sei. 2 445—465. — Ref. in Phys. Abstr. 70 2610. 83103. J. D. Halajian, P h o t o m e t r i e i n v e s t i g a t i o n s of s i m u l a t e d l u n a r s u r f a e e s . J . Astronaut. Sei. 14 1—12. — Mit einem von der Firma Grumman gebauten optischen Simulator zur Darstellung der Beleuchtungsverhältnisse zwischen Sonne, Mond und Erde wurden Proben von grober Vulkanasche, Ofenschlacke, Gesteinsschlacke, Seekorallen, Meteoriten etc. unter Winkeln zwischen 0° und 70° und unter verschiedenen Beleuchtungswinkeln photometriert und mit der photometrischen Lunationskurve sowohl der Krater- als auch der Mareregionen verglichen. Das wesentliche Ergebnis ist, daß eine Annahme von Staub auf dem Mond zur Darstellung der photometrischen Eigenschaften seiner Oberfläche nicht erforderlich ist. Gü-Li 83104. J. D. Halajian, M e c h a n i c a l , o p t i c a l , t h e r m a l a n d electrical p r o p e r t i e s of t h e S u r v e y o r 1 l a n d i n g s i t e . J . Astronaut. Sei. 14 270—281. 83105. B. Hapke, S u r v e y o r I a n d L u n a I X p i c t u r e s a n d t h e l u n a r s o i l . Icarus 6 254—269. — Die äußerlich sehr ähnlichen Nahaufnahmen der Landesonden Luna 9 und Surveyor 1, die den Mondboden mit einer Auflösung kleiner als 1 mm zeigen, bestätigen die aus radartechnischen Beobachtungen gewonnene Ansicht, daß der Mondboden mit einer bis zu mehreren Metern dicken Schicht aus feinkörnigem, porösen Staub bedeckt ist. Es handelt sich offenbar um Staub, der durch Zerkleinerung des Felsenuntergrundes infolge Meteoritenaufschlags entstanden ist. Die Morphologie der auf den Bildern sichtbaren Kleinstkrater und besonders die der wallförmigen Aufstülpung des Staubes durch die Fußstütze von Surveyor 1 wird durch künstliche Erzeugung von Kratern (Beschuß und Sprengung) auf Zement, Sand und Aluminiumstaub darzustellen versucht. Gü-Li 83106. B. Hapke, A r e a d i l y a v a i l a b l e m a t e r i a l f o r t h e S i m u l a t i o n of l u n a r o p t i c a l p r o p e r t i e s . Icarus 6 277—278. — Zur Simulation der optischen Eigenschaften der Mondoberfläche für die Astronautik oder den Schulunterricht schlägt Verf. eine Mischung von gewöhnlichem Portland-Zement mit verschiedenen Farbstoffen vor. Die Albedo sowie die Streulicht- und Polarisationskurven in Abhängigkeit vom Phasenwinkel sind nahe dieselben wie beim Mond. Das Material ist billig und in großen Mengen verfügbar. Gü-Li 83107. W. K. Hartmann, L u n a r c r a t e r c o u n t s . I : A l p h o n s u s . Commun. Lunar Planet. Lab. 6 (Nr. 80) S. 31—38. — Im Zuge einer Erfassung der Durchmesser-Verteilung der Krater für alle Gebiete des Mondes, vorwiegend aus den Unterlagen der Ranger- und Lunar Orbiter-Unternehmen, ermittelt Verf. hier die Frequenz-Durchmesserverteilung in der Form F(D) = Alog D/km 2 (D — Durchmesser in m) für den inneren Ostabhang, die Zentralrille und den Boden des Kraters Alphonsus. Alle drei Verteilungen sind parallel, doch die Kraterdichte des Bodens ist 3mal größer als die des inneren Abhanges. 2 Hypothesen zur Entstehung des Kraters werden entwickelt. Gü-Li 83108. W. K. Hartmann, L u n a r c r a t e r c o u n t s . I I : T h r e e l u n a r s u r f a c e t y p e - a r e a s . Commun. Lunar Planet. Lab. 6 (Nr. 81) S. 39—41. — I n Fortsetzung der Untersuchungen über die Frequenz-Durchmesserverteilung von Mondkratern (vgl. Ref. 83107) werden drei für das allgemeine Bild der Mondoberfläche typische Regionen ausgezählt: ein Mare-Gebiet (Mare Cognitum), der Kraterinnenrand von Alphonsus und eine Gebirgslandschaft. Alle drei Verteilungen haben dieselbe Steigung von - 2 . 1 , sind also parallel, aber aus ihren Abständen geht ein Verhältnis von 1.0: 1.5 : 30 für die Kraterdichte hervor. Es werden daraus einige Schlüsse über die Geschichte der Mondoberfläche gezogen. Gü-Li 83109. W. K. Hartmann, « E a r l y l u n a r c r a t e r i n g » ( s y n o p s i s ) . Commun. Lunar Planet. Lab. 6 (Nr. 85) S. 55—57. — Zusammenfassung einer früheren Arbeit (vgl. A J B 66 Ref. 8397).

83. Mond

67, 1967

437

83110. W. K. Hartmann, S e c o n d a r y v o l e a n i c i m p a c t c r a t e r s a t K a p o h o , H a w a i i , a n d c o m p a r i s o n s w i t h t h e l u n a r s u r f a c e . Icarus 7 66—75. — Verf. untersucht die Anzahl-Durchmesser- und Masse-Durchmesser-Verteilung von vulkanischen Impaktkratern im Gebiet Kapoho beim Vulkan Kilauea (Hawaii) und vergleicht diese mit den entsprechenden Verteilungen der lunaren Sekundärkrater (Ranger-Photos) und der losen Felsblöcke in den Mare-Gebieten (SurveyorPhotos). Es wird bestätigt, daß die Sekundärkrater durch Aufschlag vulkanischer Auswürfe entstanden sind. Das Massenspektrum der losen Felsblöcke auf dem Mond ist dagegen von dem des Kapoho-Feldcs wesentlich verschieden. Die lunaren Felsblöcke sind in ihrer Mehrzahl wahrscheinlich durch mehrfache Fragmentation zu ihrer jetzigen Größe und Verteilung gelangt. Gü-Li 83111. W. K. Hartmann, E x t r u s i v e l u n a r r i n g s t r u c t u r e s ? Science 157 841. — Neben dem von J . A. O'Keefe und Mitarbeitern (vgl. Ref. 83214) untersuchten Restkrater Flamsteed, in dessen Kraterboden Sich kuppeiförmige Aufwölbungen, vermutlich aus Ergußgestein, befinden, fand Verf. noch weitere Ringformen mit konvexen Aufwölbungen, für deren Entstehung er drei Hypothesen vorschlägt. Da solche Krater scharfe Ränder haben und in Mare-Gebieten vorkommen, kann angenommen werden, daß es sich um junge Krater handelt, die durch Lavaströme aus den Maren überflutet wurden. Gü-Li 83112. N. Hasler-Gloor, L u n a r O r b i t e r 1 p h o t o g r a p h i e r t d e n M o n d u n d d i e E r d e . Orion Schaffhausen 12 32. 83113. P. H6derväri, A s u g g e s t i o n c o n c e r n i n g t h e c o n t i n u o u s Observat i o n of l u n a r t r a n s i e n t p h e n o m e n a . Strolling Astr. 20 178—179. 83114. A. R. Hibbs, T h e S. 60—72, 74.

surface

of

the

M o o n . Sei. American 216 Nr. 3

83115. W. J. Hinze, R. Ehrlich, H. F. Bennett, D. Pletcher, E. Zaitzeff, 0. L. Tiffany, U s e of a n e a r t h a n a l o g in l u n a r m i s s i o n p l a n n i n g . Icarus 6 444—452. — Ein Lava-Bergland bei San Bernardino County in Californien, das reich gefaltet und geotektonisch aktiv (Erdbeben, Vulkanismus) ist, wird zur Aufstellung eines wissenschaftlichen Arbeitsplanes für zwei Astronauten, die 14 Tage auf dem Mond verweilen sollen, herangezogen. Das Programm wird in 7 Fragen formuliert. Gü-Li 83116. J . Hopmann, G e n e r a l - K a t a l o g a b s o l u t e r H ö h e n a u f d e m M o n d . A u s w e r t u n g d e s K a t a l o g s . D i e F i g u r d e s M o n d e s . Ann. Univ. Sternw. Wien 26 173—206. — Im Anschluß an frühere kritische Untersuchungen wird aus den zur Zeit vorhandenen sieben Meßreihen ein Katalog homogener absoluter Höhen von 1052 Kleinpunkten auf dem Monde gegeben. Diese Höhen haben im Durchschnitt eine Unsicherheit von ±1.3 km. Ihr Mittelwert und ihre Streuung (nach Abzug des Einflusses der Meßunsicherheiten ±1.5 km) zeigen, daß die systematischen Abweichungen des Mondes von einer Kugel nur gering sein können. Es erwies sich als zweckmäßig, das Material in 60 Areale zu teilen, wobei für die Begrenzungen die Konturen der dunklen und hellen Stellen (bzw. Mare und Kontinente) und die Gruppierung der vermessenen Stellen maßgeblich waren. Innerhalb der einzelnen Areale haben die Meßpunkte nach Maßgabe ihrer Genauigkeit kaum Niveau-Unterschiede. Die dunklen Stellen liegen durchschnittlich 0.8 km tiefer als die mittlere Mondkugel, die hellen etwa ebenso viel höher. Darüber hinaus gibt es einige relativ kleine noch höhere Horste bzw. tiefere Senken, bis zu ±3.5 km. Alles dies gilt auch für die randnahen Areale und für das Haynsche und Wattssche Mondrandprofil. Es hat keinen Zweck, zwangsweise ein Ellipsoid durch die Punkte des General-Katalogs zu legen. Man muß den Mond als Kugel ansehen mit lokalen Erhebungen und Vertiefungen. Eine flächentreue K a r t e zeigte, daß erst 2/a der

438

I X . Planeten. Monde

67, 1967

Vorderseite durch die Messungen erfaßt sind, und die Horste und Senken nur wenige Prozent ausmachen. Der Mond h a t keinen «gefrorenen Flutberg», worauf Verf. schon 1958 hinwies, was neuestens der General-Katalog und die Untersuchungen von Goudas und Kopal bestätigen. Verf. 83117. J. Hopmann, W h a t c a n w e s a y a b o u t t h e s h a p e of t h e Vgl. Ref. 1325 S. 282—294.

Moon?

83118. H.T.Howard, C i s l u n a r e l e c t r o n c o n t e n t a s d e t e r m i n e d r a d a r g r o u p d e l a y m e a s u r e m e n t s . J G R 72 2729—2735.

by

* * G. R. Hunt, J. W. Salisbury, J. W. Reed, R a p i d r e m o t e s e n s i n g b y s p e c t r u m m a t c h i n g t e c h n i q u e . 2. A p p l i c a t i o n i n t h e l a b o r a t o r y a n d i n l u n a r o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 2127. 83119. M.S.Hunt, A s e l e n o d e t i c e v a l u a t i o n p h o t o g r a p h s . Vgl. Ref. 1825 S. 89—127.

of

eleven

Paris

lunar

83120. R. Hurly, T h e M o o n . MN ASSA 26 140—141. 83121. J. Iriyama, Y. Shimazu, A n o t e o n t h e t h e r m a l h i s t o r y of t h e M o o n . Icarus 6 453—457. 83122. F. Israel, M a a n f o t o ' s v a n R a n g e r 8 e n 9. Meteoor 23 63. 83123. L. D. Jaffe, L u n a r s u r f a c e s t r e n g t h . Icarus 6 75—91. — Aus den auf den Photos von Ranger 7—9 und Luna 9 festgestellten Böschungswinkeln der Mondformationen wird eine untere Grenze für die Festigkeit des Mondbodens abgeleitet. Die Böschungswinkel wurden nach der vom Verf. entwickelten Schattenmethode (vgl. A J B 65 Ref. 83126 und 83127) bestimmt. Die Festigkeit ist als das Verhältnis Massentragfähigkeit/Dichte definiert, wobei die Dichte aus Radarbeobachtungen und Messungen der thermischen Emission abgeschätzt wurde. Die Berechnungen wurden ohne und mit Berücksichtigung der Kohäsion ( > 10 3 dyn/cm 2 ) durchgefühlt. Es wurden Festigkeiten zwischen 3 x 101 und 103 g/cm 2 erhalten. Gü-Li 83124. L. D. Jaffe, S u r f a c e s t r u c t u r e a n d m e c h a n i c a l p r o p e r t i e s of t h e l u n a r m a r i a . J G R 72 1727—1731. 83125. L. D. Jaffe, R. H. Steinbacher, S u r v e y o r V. Science 158 631. — Surveyor 5 landete 1967 Sept. 11 mit einer Vertikalgeschwindigkeit von 4.2 m/sec im Gebiet des Mare Tranquillitatis auf der südlichen Böschung eines Kraters von 9 m Durchmesser und rutschte nach dem Aufsetzen noch etwa 1 m in der Horizontalen. Nach dem Stillstand hatte die Instrumentenachse eine Neigung von 20° gegen die Vertikale. Bis Sept. 24 wurden 18006 Fernsehbilder zur Erde übertragen. Die Sonde trug ein Gerät zur Untersuchung der ferromagnetischen Eigenschaften des Mondbodens (vgl. Ref. 83209), einen Sensor zur Messung der Rückstreuung von a-Teilchen (vgl. Ref. 83295) und eine kleine, zum Boden gerichtete Rakete, durch deren Zündung das lockere Material des Mondbodens aufgewirbelt werden sollte (vgl. Ref. 8341). Gü-Li 83126. 0 . 1 . Jakowlew, A. I. Jefimow, I n v e s t i g a t i o n of m e t r e - r a d i o w a v e r e f l e c t i o n s b y t h e M o o n ' s s u r f a c e . DAN 174 583—584 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1968 1.62.239: Von 1966 Aug. 30 bis Sept. 27 wurde der Reflexionskoeffizient der 1.7 m-Radiostrahlung von Luna 11 nach Reflexion an der Mondoberfläche gemessen und in Abhängigkeit vom Einfallswinkel untersucht. Der Reflexionskoeffizient hängt im Bereich 40 bis 90° schwach vom Einfallswinkel a b ; eine schnelle Zunahme erfolgt im Bereich von 15 bis 0°. Ein Vergleich dieser Abhängigkeit mit der entsprechenden theoretischen Funktion für eine ebene Mondoberfläche ergab eine dielektrische Permeabilität t ss 3. Verf. (ü., gek.)

439

83. Mond

67, 1967

83127. H. Jeffreys, On t h e s t r u c t u r e of t h e M o o n . M N 136 311—312. — Verf. diskutiert ein Ergebnis Eckerts über die Massenverteilung im Inneren des Mondes, das auf Grund einer umfangreichen Untersuchung der Bewegung der Mondknoten und des Perigäums erhalten wurde. Danach scheint der Mond nahe der Oberfläche eine besonders dichte Schicht zu besitzen. Ho. 83128. H.Jeffreys, D y n a m i c s of t h e M o o n . Vgl. Ref. 1308 S. 245—247. 83129. R. C. Jennison, O b s e r v a t i o n a l e v i d e n c e o f t h e m e t e o r i t i c b a r d m e n t . Vgl. Ref. 1308 S. 316—319.

bom-

83130. P.Jensen, N y t om m ä n e o v e r f l a d e n . N A T 1967 S. 46—56. 83131. M.T.Jones, I s o d e n s i t o m e t r i c a i d s t o l u n a r c h a r t i n g . Vgl. Ref. 1325 S. 433—450 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 171. 83132. R. S. Julian, I n v e s t i g a t i n g t h e M o o n ' s m o t i o n b y l a s e r r a n g i n g . Vgl. Ref. 1325 S. 181—227. 83133. G. N. Katterfeld, T y p e s , a g e s , and o r i g i n s o f l u n a r r i n g s t r u c t u r e s : S t a t i s t i c a l and c o m p a r a t i v e g e o l o g i c a l a p p r o a c h . Icarus 6 360—380. — An Hand einer Datensammlung über 320 Mondkrater gelangt Verf. zu einer neuen Kraterklassifikation: 1. Krater sind Ringformen mit großem TiefeDurchmesserverhältnis d/h; 2. T y p A-Rundformen (Kars) sind Ringwälle mit geschlossener, steiler Umrandung und mittleren d/h-Werten; 3. T y p B-Rundformen haben teils offene Wälle von geringer Böschung und zeigen Strukturen (Rillen, Täler, Lavaströme) in ihrer Innenebene. Der d/h-Wert ist minimal. Es wird festgestellt, daß die größten Ringformen die ältesten sind. Vergleiche mit irdischen Ringformen (18 Abbildungen) ermöglichen Einblicke in die Entstehungsgeschichte der lunaren Ringformen. Gü-Li 83134. W . M. Kaula, R e c e n t d e v e l o p m e n t s lunar g r a v i t a t i o n a l f i e l d from satellite 148—156. — Ref. in Phys. Abstr. 71 468.

in d e t e r m i n a t i o n o f t h e o r b i t s . Phil. Trans. ( A ) 262

83135. W . M. Kaula, A n a l y s i s of s a t e l l i t e o r b i t p e r t u r b a t i o n s t o d e t e r m i n e t h e l u n a r g r a v i t a t i o n a l f i e l d . Vgl. Ref. 1825 S. 344—355 = Publ. Inst. Geophys. Planet. Phys. Los Angeles Nr. 502. 83136. C. E. KenKnight, D. L. Rosenberg, G. K . Wehner, P a r a m e t e r s of t h e o p t i c a l p r o p e r t i e s of t h e l u n a r s u r f a c e p o w d e r in r e l a t i o n t o s o l a r w i n d b o m b a r d m e n t . J G R 72 3105—3129. 83137. H. C. King, B o k e n 144 S. Preis Kr. 29 : 50.

om

M a n e n . Stockholm, Raben & Sjögren, 1967.

* * W . S. Kisljuk, Ü b e r d i e B e w e g u n g des M o n d b i l d e s in t e l e s k o p e n o h n e Z ö l o s t a t e n e i n r i c h t u n g . Vgl. Ref. 2132.

Horizontal-

* * J. L. Kokurin, W . W . Kubassow, W . F. Lobanow, A . N. Suchanowskij, N. S. Tschernych, Ü b e r d i e V e r b e s s e r u n g s m ö g l i c h k e i t einiger astronom i s c h e r P a r a m e t e r des E r d e - M o n d - S y s t e m s m i t t e l s o p t i s c h e r Ort u n g . Vgl. Ref. 4150. 83138. M. J. Koomen, R . T . S e a l jr., R. Tousey, M o o n s o l a r e l o n g a t i o n . A J 72 808—809. — Ref. AAS.

photographed

at

2°

83139. Z. Kopal, R e c e n t e x p l o r a t i o n s o f t h e M o o n b y s p a c e c r a f t . Contemporary Phys. 8 331—356 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 163. 83140. Z. Kopal, L u n a r p h o t o g r a p h y a t t h e P i c du M i d i O b s e r v a t o r y . Sky Tel. 33 216—219 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 161.

440

I X . Planeten. Monde

67, 1967

83141. Z. Kopal, T h e s h a p e of t h e M o o n , i t s i n t e r n a l s t r u c t u r e a n d m o m e n t s of i n e r t i a . Vgl. Ref. 1308 S. 254—265 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 151. 83142. Z. Kopal, T e r m i n a t o r p h o t o g r a p h y i n o b l i q u e i l l u m i n a t i o n f o r l u n a r t o p o g r a p h i c w o r k . Vgl. Ref. 1325 S. 407—413 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 168. 83143. W. W. Koslow, E. D. Sulidi-Kondratjew, Nr. 10 S. 47—57 (russ.).

Mondtektonik.

Priroda 56

83144. K. Koziel, T h e c o n s t a n t s of t h e M o o n ' s p h y s i c a l l i b r a t i o n d e r i v e d o n t h e b a s i s of f o u r s e r i e s of h e l i o m e t r i c o b s e r v a t i o n s f r o m t h e y e a r s 1 8 7 7 t o 1915. Icarus 7 1—28. — Die für die Ausgleichung der Messungen (Abstand des Kraters Mösting A vom Mondrand) hier angewandte neue Methode ist gegenüber den bisherigen Verfahren sowohl mathematisch korrekter als auch für die Programmierung besonders bequem. Es werden dabei Korrektionen abgeleitet für die selenozentrischen Koordinaten von Mösting A, die Neigung des Mondäquators gegen die Ekliptik I und die mechanische Elliptizität / ; zusätzlich können gleichzeitig noch die Konstanten der freien Libration in Länge abgeleitet werden. Das bemerkenswerteste Ergebnis ist dabei das folgende: Während man für / früher stets je eine Lösung oberhalb und unterhalb des kritischen Wertes 0.662 erhielt, ließ sich hier aus dem Resultat der Eindeutigkeitsbeweis für den kleineren Wert (in dem speziellen Fall / = 0.633) erbringen. Schließlich werden noch genauere Werte für die Hauptträgheitsmomente des Mondes abgeleitet. T. L. 83145. K. Koziel, D i f f e r e n c e s i n t h e M o o n ' s m o m e n t s of i n e r t i a . Vgl. Ref. 1308 S. 248—253. 83146. K. Koziel, R e c e n t r e s e a r c h e s o n t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e M o o n ' s p h y s i c a l l i b r a t i o n c o n s t a n t s , w i t h s p e c i a l c o n s i d e r a t i o n of C r a c o w i n v e s t i g a t i o n s . Vgl. Ref. 1325 S. 3—11. 83147. N. N. Krupenio, D i e R e f l e x i o n v o n R a d a r s i g n a l e n a n d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Kosm. Forsch. 5 758—765 (russ.). — Verf. h a t die Ergebnisse der von 1946 bis 1965 durchgeführten Radarbeobachtungen des Mondes zusammengestellt, die wesentlichen Reflexionseigenschaften der Mondoberfläche diskutiert und die Abhängigkeit der zugehörigen Parameter von der Wellenlänge ermittelt. Verf. (ü., gek.) 83148. G. P. Kuiper, T h e l u n a r s u r f a c e a n d t h e U . S . R a n g e r p r o g r a m m e . Vgl. Ref. 1808 S. 399—il7. 83149. W. J. Leatherbarrow, A n o t e r a d i a l b a n d s . JBAA 78 4 1 ^ 2 .

on

the

formation

of

dark

lunar

83150. M. Leimdorfer, R. T. Boughner, M o n t e C a r l o s t u d y of a m e t h o d f o r l u n a r ( s u r f a c e ) a n a l y s i s b a s e d o n s p e c t r o s c o p y of G a m m a r a y s f o l l o w i n g 1 4 - M e V p u l s e d - n e u t r o n b o m b a r d m e n t . Nuclear Instruments Methods 50 302—308. — Ref. in Phys. Abstr. 70 2121. 83151. G.S.Levy, D. A. Bathker, A.C.Ludwig, D. E. Netf, B.L.Seidel, L u n a r r a n g e r a d i a t i o n p a t t e r n s of a 2 1 0 - f o o t a n t e n n a a t S - b a n d . I E E E Trans. Antennas Propagation AP-15 311—313. R . O. 83152. B. J. Lewin, Ü b e r d i e B e d e u t u n g d e r S e k u n d ä r k r a t e r b e i d e r B i l d u n g d e s M o n d r e l i e f s . A J UdSSR 44 828—830 (russ.). — Eine Diskussion der Morphologie des Mondreliefs f ü h r t zu dem Schluß, daß die Sekundärkrater eine viel größere Rolle spielen als bisher anerkannt wurde. Nicht nur ein wesentlicher Teil der kleinen und kleinsten Krater, sondern auch ein Teil mittlerer

67, 1967

83. Mond

441

u n d großer K r a t e r ist sekundären Ursprungs. Wahrscheinlich sind letztere nicht durch den Aufprall einzelner Blöcke, sondern durch k o m p a k t e Ansammlungen von Materie gebildet worden. I m Unterschied zu den P r i m ä r k r a t e r n sind die Sekund ä r k r a t e r in Bezug auf Zeit u n d R a u m sehr unregelmäßig entstanden. Verf. (ü.) 83153. B. J. Lewin, L. N. Radiowa, D i e U r s a c h e d e r unterschiedlichen A l b e d o a u f d e m M o n d . A J U d S S R 44 1296—1303 (russ. m i t engl. Ref.). — Obwohl das Gestein der Länder stärker basisch als das der Meere ist, also u n t e r der Einwirkung des Sonnenwindes stärker dunkelt, ist es heller als das der Mare. D a s h ä n g t mit den unterschiedlichen mittleren Böschungswinkeln des Oberflächenreliefs zusammen. J e größer der Böschungswinkel ist, desto größer ist die Geschwindigkeit, m i t der die äußere Schicht durchmischt u n d die Teilchen eingebettet werden, die durch den Sonnenwind dunkler geworden sind, sowie die Geschwindigkeit, m i t der sie die Böschung hinab transportiert werden. U n t e r sonst gleichen Bedingungen ergibt sich: je steiler die Böschung, umso größer die Albedo. Die beobacht e t e Albedo h a t einen Mittelwert f ü r größere oder kleinere Flächen, sie h ä n g t vom mittleren Böschungswinkel des Makroreliefs dieser Flächen wie auch von der Zeit ab, in der die Oberfläche dem Sonnenwind ausgesetzt ist. I n den meisten Fällen wird die Albedo nämlich durch diese F a k t o r e n bestimmt, während sich chemische Unterschiede n u r zuweilen auswirken. Verf. (ü.) 88154. B. J. Lewin, N e u e s ü b e r d i e t h e r m i s c h e n M o n d e s . E u W 3 Nr. 1 S. 51—53 (russ.). 83155. B. J. Lewin, T h e r m a l Ref. 1308 S. 266—269.

e f f e c t s on t h e

Eigenschaften

f i g u r e of t h e

des

M o o n . Vgl.

83156. B. J. Lewin, D e r E i n f l u ß t h e r m i s c h e r E f f e k t e a u f d i e F i g u r d e s M o n d e s . Vgl. Ref. 83320 S. 98—104 (russ. mit engl. Ref.). — Das größte Trägheitsmoment liegt in Richtung der Polachse u n d entspricht der abgeflachten Figur des Mondes. Diese k a n n thermisch erklärt werden, indem die polwärts a b n e h m e n d e k o n s t a n t e K o m p o n e n t e der Oberflächentemperatur eine systematische Variation der mittleren Dichte bedingt. Es wird die E i n f ü h r u n g eines Referenzsphäroids vorgeschlagen. Ein dreiachsiges Ellipsoid anzunehmen, wäre noch verfrüht. Petri 83157. J . N. Lipskij, W . W . Schewtschenko, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r H a l b s c h a t t e n f u n k t i o n auf die R e f l e x i o n s e i g e n s c h a f t e n einzelner Details d e r M o n d o b e r f l ä c h e . AC Nr. 432 S. 4—7 (russ.). 83158. J. N. Lipskij, M. M. Pospergelis, S o m e r e s u l t s of m e a s u r e m e n t s of t h e c o m p l e t e S t o k e s v e c t o r f o r t h e d e t a i l s of t h e l u n a r s u r f a c e . A J U d S S R 44 4 1 0 ^ 1 2 (russ. mit engl. Ref.). — Mit Hilfe des elektronischen Polarimeters «Tajmyr» wurden alle vier Stokesschen P a r a m e t e r f ü r verschiedene Teile der Mondoberfläche gemessen u n d dabei eine elliptische Polarisation des von der Mondoberfläche reflektierten Lichts entdeckt. I n der Polarisation des K r a t e r s Aristarch, die anscheinend von einer Wolke des streuenden Mediums über dem K r a t e r herrührt, wurde eine Besonderheit bemerkt. Verf. (ü.) 83159. J. N. Lipskij, E i n g l o b a l e s K o o r d i n a t e n - u n d B e n e n n u n g s s y s t e m a u f d e m M o n d . Bote Akad. Wiss. U d S S R 1967 Nr. 1 S. 18—20 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1967 6.62.160, 7.51.614. 83160. J. N. Lipskij, L. N. Bondarenko, Die Spektralpolarisation von M o n d o b j e k t e n . Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Nr. 147 S. 39—65 (russ. mit engl. Ref.). — Ziel dieser Arbeit war es, Material f ü r einen K a t a l o g zur Spektralpolarisation von Mondobjekten in verschiedenen Phasen zu sammeln. 270 Spektrogramme verschiedener Formationen wurden ausgenutzt. Die angewandte Methode schließt Fehler, die durch die im Spektrographen entstehende Polarisation

442

I X . Planeten. Monde

67, 1967

u n d durch die Änderung der Transparenz bedingt sind, vollständig aus. Die E r gebnisse zeigen unterschiedliche P (A)-Kurven sowie eine Abhängigkeit ihrer F o r m von der Phase. Verf. (ü.) 83161. L. R . Lissina, D e r

M o n d . Vgl. Ref. 836 S. 153—219.

83162. H.-S. Liu, S t r e n g t h of s y n c h r o n o u s r o t a t i o n of t h e M o o n . J G R 72 4759—4760. — Bemerkung zu dieser Arbeit von L. B l i t z e r u n d einer E n t g e g n u n g des Verf. in J G R 73 2304—2305. 83163. J. Lorell, L u n a r 1325 S. 356—365.

gravity

from Orbiter

tracking

d a t a . Vgl. Ref.

83164. B. J. Lossowskij, O b s e r v a t i o n s of p o l a r i z a t i o n of t h e lunar r a d i o r a d i a t i o n a t 0 . 8 c m w i t h h i g h r e s o l v i n g p o w e r . A J U d S S R 44 416—418 (russ. mit engl. Ref.). — Die radiale Abhängigkeit der relativen linearen Polarisation der Radiostrahlung des Mondes wurde m i t dem 22 m-Radioteleskop des Phys. I n s t . Akad. Wiss. U d S S R bei 0.8 cm Wellenlänge gemessen. Der maximale W e r t der Polarisation betrug (4 ^ 1 ) % . Ein Vergleich m i t theoretischen Modellen, die f ü r den Fall einer glatten Mondoberfläche u n d auch u n t e r Berücksichtigung großmaßstäblicher Heterogenitäten berechnet worden waren, erlaubte es, die dielektrische Permeabilität (t = 1.5 i 0.2) u n d den effektiven Streuwinkel (Rs 30°) zu bestimmen. Bei Berücksichtigung der diffusen Streuung a n kleinen Heterogenitäten n i m m t e bis zu 2.3 ± 0.5 zu. Das s t i m m t mit R a d a r a n g a b e n überein u n d spricht für eine wesentliche Rolle der diffusen Streuung f ü r Wellen kürzer als 1 cm. Verf. (ü.) 83165. J. W. Lucas, J. E. Conel, W. A. Hagemeyer, R. R. Garipay, J. M. Saari, L u n a r s u r f a c e t h e r m a l c h a r a c t e r i s t i c s f r o m S u r v e y o r 1. J G R 72 779—789. — Mit Hilfe von zwei Platin-Widerstandsthermometern, die sich a n der Außenwand von zwei kastenförmigen Behältern f ü r elektronische Geräte ( E m p fänger, Batterien) befanden u n d thermisch weitgehend von den anderen Teilen von Surveyor 1 isoliert waren, wurde die T e m p e r a t u r zwischen 1966 J u n i 2 u n d 14 (am Tage) u n d weiter bis J u n i 17 (in der Nacht) gemessen. Aus den thermischen P a r a m e t e r n des Kastenmaterials wurde die Strahlungstemperatur a n der Mondoberfläche berechnet. Sie ist u m 10° höher (im Maximum) als die aus erdgebundenen Beobachtungen berechnete. Gü-Li 83166. E . F . L y o n , H.S.Bridge, J. H. Binsack, E x p l o r e r 3 5 p l a s m a m e a s u r e m e n t s i n t h e v i c i n i t y of t h e M o o n . J G R 72 6113—6117. — Zur Untersuchung der Wechselwirkungen zwischen dem interplanetaren Sonnenwind u n d dem Mond wurden in dem 1967 J u l i 22 in eine B a h n u m den Mond gebrachten Satelliten Explorer 35 (1967—70A) positiv u n d negativ geladene Partikel gezählt. Integrale Zählregistrierungen zeigten, d a ß a m N a c h m i t t a g des 27. Juli, als der Satellit den Sonnenwindschatten passierte, die Zähler nahezu aussetzten. Die aus den Registrierungen abgeleitete thermische Geschwindigkeit des Sonnenwindes sank beim E i n t r i t t in den Schatten von 350 km/sec auf 50 km/sec. Gü-Li 83167. R. A. Lyttleton, D y n a m i c a l Vgl. Ref. 1308 S. 285—292.

c a p t u r e of t h e M o o n b y t h e

Earth.

83168. G. J. F. MacDonald, E v i d e n c e f r o m t h e s u r f a c e c o n f i g u r a t i o n of t h e M o o n o n i t s d y n a m i c a l e v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1308 S. 298—303. 83169. T. L. MacDonald, 112—117.

Riccioli

and

lunar

nomenclature.

JBAA

77

83170. E. Madlow, E s i s t a l l e s s c h o n m a l d a g e w e s e n ! VdS Nachr. 16 74. 83171. A . H . M a r c u s , L u n a r s u r f a c e h i s t o r y i n f e r r e d f r o m of c r a t e r d e p t h s . A J 72 310. — Ref. AAS.

distribution

67, 1967

83. Mond

443

83172. A. H. Marcus, A s t o c h a s t i c m o d e l of t h e f o r m a t i o n a n d s u r v i v a l of l u n a r c r a t e r s . V I . I n i t i a l d e p t h , d i s t r i b u t i o n of d e p t h s , a n d l u n a r h i s t o r y . Icarus 6 56—74. — I n Fortsetzung des 3. Teiles seiner Untersuchungen (vgl. A J B 66 Ref. 83154), der das Verschwinden von Mondkratern durch allmähliche Auffüllung betrifft, ermittelt Verf. aus seinem stochastischen Kratermodell eine neue Tiefe-Durchmesserbeziehung f ü r den Anfang der Existenz eines Kraters, wobei Meteoritenimpakt als Entstehungsursache vorausgesetzt wird. E r findet H ( x ) = 1.0 x 0 - 40 f ü r kontinentale u n d H ( x ) = 0.75 x»-50 f ü r maritime K r a t e r mit x > 15 k m (H(x) = Tiefe, x = Durchmesser, beide in km). U n t e r Verwendung der Ergebnisse in der 3. Arbeit ergeben sich Aussagen über die Lebenszeiten von K r a t e r n verschiedener Tiefen. Gü-Li 83173. A. H. Marcus, F u r t h e r i n t e r p r e t a t i o n s of c r a t e r d e p t h s t a t i s t i c s a n d l u n a r h i s t o r y . Icarus 7 407—409. — Diskrepanzen zwischen Hochlandu n d Mare-Kratern hinsichtlich ihrer Größenverteilung u n d ihrer Beziehung Durchmesser-Anfangstiefe, die Verf. aus seinen Impaktmodell-Untersuchungen (vgl. Ref. 83172) festgestellt h a t , können n u r durch anders geartete K r a t e r e n t s t e h u n g (Vulkanismus) eines Teiles der K r a t e r erklärt werden. Bei den Diskrepanzen in der Beziehung Durchmesser-Anfangstiefe mögen zeitlich unterschiedliche I m p a k t geschwindigkeiten eine Rolle gespielt haben. Gü-Li 83174. A . H . M a r c u s , S t a t i s t i c a l m o d e l of a f l o o d e d r a n d o m a n d a p p l i c a t i o n s t o l u n a r t e r r a i n . J G R 72 1721—1726.

surface

83175. A. W . Markow, O n t h e r e l a t i v e d e p t h s of t h e M o o n ' s m o u n t a i n r i n g s a n d c r a t e r s i n t h e r e g i o n of M a r e N u b i u m . Vgl. Ref. 1308 S. 432— 434. 83176. A. Marks, Cel — K s i § z y c . Warszawa, Ksi^zka i Wiedza, 1966. 7 0 S . Preis zl 7. — B. in Urania K r a k o w 38 24. * * F.F.Martin, Vgl. Ref. 18225.

La

ricognizione

fotografica

del

Lunar

Orbiter

II.

83177. J. Maslowski, T h e M o o n ' s m e c h a n i c a l e l l i p t i c i t y . SchrutkaR e c h t e n s t a m m ' s a n d H a b i b u l l i n ' s a r t i f i c e i n t h e l i g h t of t h e r e d u c t i o n of t h e 1 s t p a r t of B a m b e r g s e r i e s . Vgl. Ref. 1325 S. 23—28. 83178. S. Matsushima, T r a n s i e n t l u n a r b r i g h t e n i n g . N a t u r e 213 481—482. — Verf. weist a n H a n d von Beobachtungsdaten aus den letzten 34 J a h r e n nach, d a ß vorübergehende Aufhellungen der Mondoberfläche nicht m i t der wechselnden Aktiv i t ä t des Sonnenwindes im Zusammenhang stehen können. E r s t i m m t darin mit Middlehurst (vgl. Ref. 83185) überein. Sehr. 83179. T. B. McCord, O b s e r v a t i o n a l s t u d y of l u n a r v i s i b l e e m i s s i o n . J G R 72 2087—2097. — Zur Untersuchung der visuellen Eigenstrahlung des Mondes u n d ihrer zeitlichen Änderungen wurden 1965 mit einem Gitterspektrometer a m 60"-Mt. Wilson-Spiegel die Tiefen der Absorptionslinien H u n d K in 24 ausgewählten Positionen über 6 Lunationen hinweg gemessen. E s wurden keine Schwankungen der nichtsolaren Strahlung größer als 5 % beobachtet, u n d die Schwankungen größer als 2 % sind von unregelmäßiger Art. Schwankungen im Verhältnis der Tiefen beider Linien wurden n u r in Abhängigkeit vom Ort a n der Oberfläche festgestellt. Gü-Li 83180. D . H . M e n z e l , Nr. 762, 26 S.

Panel

discussion:

The

lunar

s u r f a c e . Harv Repr

83181. D . H . M e n z e l , T h e n a t u r e of t h e s u r f a c e of t h e M o o n , i l l u s t r a t e d in p a r t b y 3 - D s l i d e s t a k e n f r o m R a n g e r p h o t o g r a p h s . Harv Repr (2) Nr. 248, 10 S.

444

I X . Planeten. Monde

67, 1967

83182. D. H. Menzel, T h e s u r f a c e s of t h e M o o n , M a r s a n d V e n u s . Vgl. Ref. 1324 S. 1—6 = H a r v Repr Nr. 752. 83183. D. L. Meyer, O b s e r v a t i o n a l s y s t e m s . Vgl. Ref. 1325 S. 295—304.

uncertainties

in

lunar

control

83184. F. C. Michel, S h o c k w a v e t r a i l i n g t h e M o o n . J G R 72 5508—5509.— Wegen des Fehlens eines (merklichen) Magnetfeldes beim Mond sind die Strömungsverhältnisse des solaren Plasmas im Mondschatten andere als im Erdschatten. Verf. zeigt, daß hinter dem Mond eine kegelförmige Zone minimaler Plasmadichte existiert, a n deren Spitze eine stehende Stoßwelle von ebenfalls kegelförmiger Begrenzung ansetzt. A m 13. Nov. 1967 h a t t e der Mondsatellit Explorer 35 eine K o n j u n k t i o n mit der Stoß wellenfront, ohne daß diese nachgewiesen werden konnte. Gü-Li 83185. B. M. Middlehnrst, L u n a r t r a n s i e n t p h e n o m e n a . Icarus 6 140— 142. — Zur Beantwortung der Frage nach den Ursachen der auf dem Mond beobachteten Lumineszenzerscheinungen werden die D a t e n von 12 derartigen Beobachtungen seit J u n i 1964 zusammengestellt. Die Verteilung zeigt keine Beziehung zur Sonnentätigkeit, u n d die Erscheinungen sind längs der Mondbahn zufällig verteilt. Die Lumineszenz wird daher nicht oder nicht vorwiegend d u r c h äußere Einflüsse (Partikelstrahlung) verursacht. Als Ursache k o m m t der Austritt von Gasen (z. B. OH) aus der Mondoberfläche in Frage. Gü-Li 83186. B. M. Middlehurst, A n a n a l y s i s of l u n a r 173—189. — Ref. in Phys. Abstr. 70 2610.

e v e n t s . Rev. Geophys. 5

83187. B. M. Middlehurst, P. A. Moore, L u n a r t r a n s i e n t p h e n o m e n a : T o p o g r a p h i c a l d i s t r i b u t i o n . Science 155 449—451, mit einer Bemerkung von C. R . C h a p m a n u n d einer Entgegnung von B. M. M i d d l e h u r s t in Science 157 959—960. — I m Verlauf der letzten 400 J a h r e sind etwa gleichviel flüchtige Erscheinungen auf der Mondoberfläche beschrieben worden. Wie aus E i n t r a g u n g e n in eine Mondkarte hervorgeht, finden sie sich vornehmlich an den R ä n d e r n von Maren, in Strahlenkratern u n d in Ringebenen mit dunklen oder fast dunklen Böden. I n Aristarch u n d Plato waren sie a m häufigsten. Eigenartigerweise haben sich keine derartigen P h ä n o m e n e im rauhen Hochlandgebiet im S ü d o s t q u a d r a n t e n ereignet. Loh. 83188. J. Mietelski, T h e M o o n ' s r o t a t i o n c o n s t a n t s a n d t h e c o o r d i n a t e s of M ö s t i n g A f r o m t h e h e l i o m e t r i c o b s e r v a t i o n s of B a n a c h i e w i c z . Vgl. Ref. 1325 S. 29—34. 83189. H. Miles, P r o j e c t « M o o n h o l e » — i n t e r i m r e p o r t . J B A A 78 37—40. * * H. Miles, T h e L u n a r

O r b i t e r s p a c e p r o b e s . Vgl. Ref. 18219.

83190. S. N. Milford, F. R. l'omilla, A d i f f u s i o n m o d e l f o r t h e p r o p a g a t i o n of g a s e s i n t h e l u n a r a t m o s p h e r e . C o n t a m i n a t i o n b y t h e l u n a r m o d u l e e x h a u s t . J G R 72 4 5 3 3 ^ 5 4 5 . 83191. G.A.Mills, S y s t e m a t i c d e t e r m i n a t i o n of r e l a t i v e a l t i t u d e s o n t h e l u n a r s u r f a c e . Icarus 6 131—135 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 156. — Die bisherige Methode zur Bestimmung von relativen Höhen von Mondformationen aus den mikrodensitometrischen Messungen der Schattenlänge ist fehlerhaft wegen der unsicheren Festlegung der K o o r d i n a t e n der Schattenfußp u n k t e . Außerdem ist sie zeitraubend bei Routinearbeiten. Eine verbesserte Methode zur Positionsbestimmung der S c h a t t e n f u ß p u n k t e durch Anschluß a n selenodätische P u n k t e 1. Ordnung wird mitgeteilt. Die R e d u k t i o n beansprucht n u r ein Viertel der Zeit, u n d die Genauigkeit der H ö h e n ist größer. Gü-Li 83192. 6 . A. Mills, A b s o l u t e c o o r d i n a t e s of l u n a r f e a t u r e s . Icarus 7 193—220 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 162. — Auf 18 P l a t t e n , herge-

67, 1967

83. Mond

445

stellt am 24'-Refraktor des Pic du Midi Obs. (1963—1966) und gleichmäßig nach Librationsepochen verteilt, wurden mit einem Zeiß-Koordinatenmeßgerät die Positionen von 960 gleichmäßig verteilten Punkten der Mondoberfläche (zumeist gut definierte Kleinkrater) gemessen und mit Hilfe der näher beschriebenen stereoskopischen Methode in absolute Koordinaten (A, ß, h) umgerechnet. I n der beigefügten Liste finden sich für 916 P u n k t e neben den Koordinaten die mittleren Fehler und eine Angabe über die Durchmesser der Kleinkrater in km. Gü-Li 83193. G. A. Mills, M.E.Davidson, T h e M a n c h e s t e r s e l e n o d e t i c c o n t r o l s y s t e m . Vgl. Ref. 1325 S. 317—331 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 167. 88194. D. J. Milton, S l o p e s o n t h e M o o n . Science 156 1135. — J . A. O'Keefe, P. D . Lowman und W. S. Cameron (vgl. Ref. 83214) haben die zum Teil recht steilwandigen, konvexen Randformationen des Restkraters Flamsteed als Ausflüsse äußerst zäher, saurer Lava gedeutet. Verf. diskutiert diesen Vorgang vom geomorphologischen Gesichtspunkt aus in allen Einzelheiten und weist auf einige andere Entstehungsmöglichkeiten hin. Gü-Li 83195. M. Minnaert, T h e r e l i e f e f f e c t i n l o o k i n g a t l u n a r Sky Tel. 33 90—91. 83196. M. G. J. Minnaert, 61—63.

Lichtverschijnselen

op

de

photographs.

Maan.

H e D 65

83197. M. G. J . Minnaert, P h o t o m e t r i c m e t h o d s f o r d e t e r m i n a t i o n of l u n a r r e l i e f . Vgl. Ref. 1325 S. 383—395 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 43/1. 83198. M. G. J . Minnaert, C o n c l u d i n g s u r v e y . Vgl. Ref. 1325 S. 473—476 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 43/11. 83199. L. N. Mis, D e r L i b r a t i o n s e f f e k t i m M o n d r a d i u s a u s d e n h e l i o m e t r i s c h e n B e o b a c h t u n g e n S c h l ü t e r s . Vgl. Ref. 83320 S. 131—150 (russ. mit engl. Ref.). — Ein ausführlicher Vergleich der Karten von W a t t s mit den 1841—1843 in Königsberg ausgeführten Messungen ergab die folgenden Radiusdifferenzen Westrand: -0?09 ± 0?03; +0?010 ß„ ± 0i006 und Ostrand: -0?12 ± 0?02; +0?115 ß0 ± 0?005 (m. F.). Der größere Betrag für den Ostrand ist vermutlich durch ungleichmäßige Verteilung der Beobachtungen zu erklären. Petri 83200. S. Miyamoto, L u n a r a n d M a r t i a n c r u s t s a n d m a n t l e c o n v e c t i o n . Icarus 6 50—55. — Die Analyse der auf den Photos von Ranger 7—9 und Luna 9 beobachteten großräumigen Strukturen der Mondoberfläche läßt den Schluß zu, daß die Mondkruste ebenso wie die Erdkruste aus zwei Schichten (Magma und Kontinentalschollen) zusammengesetzt ist, deren Verteilung durch Konvektion im Mantel bestimmt wurde. Gewisse Anzeichen für den gleichen Befund bei Mars ergaben sich aus der Differenz der Strahlungstemperatur zwischen hellen und dunklen Regionen. Die Größenordnung der Mantelkonvektion für Mond und Mars wird abgeschätzt. Gü-Li 83201. P.Moore, P. J. Cattermole, T h e C r a t e r s of t h e M o o n . London, Lutterworth Press; New York, W. W. Norton and Co., 1967. 160 S. Preis 35 s. bzw. S 5.95. — B. in Geophys. J . RAS 14 542—543, J B A A 78 241—242, Nature 215 1101—1102, Planet. Space Sei. 15 1957, Sky Tel. 34 255, 35 107 —108, Spaceflight 10 38, Weltraumfahrt 18 190—191. 83202. P. Moore,

Report

on

overlapping

83203. P. Moore, T h e a c c u r a c y 429.

of l u n a r

craters.

J B A A 77 119—125.

shadow estimates.

J B A A 77

446

I X . Planeten. Monde

83204. P. Moore, C o l o r e v e n t s o n t h e M o o n .

67, 1967 Sky Tel. 33 27.

83205. M. D. Moutsoulas, A c o n t r i b u t i o n t o t h e s t u d y of t h e M o o n ' s p h y s i c a l l i b r a t i o n i n l o n g i t u d e . Vgl. Ref. 1325 S. 35—39 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) N r . 165. 83206. G. Mueller, M i n e r a l d e p o s i t s o n t h e M o o n . N a t u r e 215 1149—1151. — Verf. untersucht die verschiedenen Quellen zur Ansammlung v o n Minerallagerstätten auf dem Mond. E r schätzt die Wahrscheinlichkeit des Vorkommens von magmatischen Absonderungen, Niederschlägen vulkanischer Gasausbrüche, hydrothermischen Niederschlägen, Sedimentationen, kohligen Absonderungen u n d Impaktmaterialien (Meteoriten) ab. Die Untersuchung geschah im R a h m e n ökonomischer Fragen hinsichtlich des Abbaues u n d der Verwertung von Mineralien durch Astronauten, die länger auf dem Mond verweilen. Gü-Li 83207. B.C.Murray, I n f r a r e d e v i d e n c e of d i f f e r e n t i a l c e s s e s o n t h e M o o n . Vgl. Ref. 1308 S. 347.

surface

pro-

83208. D . B . N a s h , P r o t o n - i r r a d i a t i o n d a r k e n i n g of r o c k powders: Contamination and temperature effects, and applications to s o l a r - w i n d d a r k e n i n g of t h e M o o n . J G R 72 3089—3104. — Die Schwärzung von Silikatpulver nach Beschuß mit P r o t o n e n von 2 bis 16 keV wird einer Verunreinigung durch Kohlenstoff aus den V a k u u m p u m p e n sowie zerstäubtem Metall zugeschrieben. Die Versuchsbedingungen der Protonenbeschußexperimente zur N a c h a h m u n g des Sonnenwindes werden als unrealistisch angesehen u n d eine Schwärzung der Mondoberfläche durch solaren Kohlenstoff f ü r wahrscheinlich gehalten. Lä. 83209. J . Negus de Wys, S u r v e y o r V : M a g n e t e x p e r i m e n t . Science 158 632—635. — An einer F u ß s t ü t z e von Surveyor 5 waren je ein 5 cm langer magnetischer u n d nichtmagnetischer Metallstreifen angebracht. Die Feldstärke des magnetischen Streifens b e t r u g 440—680 Gauß. Beim Aufsetzen der Sonde rutschte der F u ß etwa 1 m weit in 10 cm Tiefe durch den Mondboden. D a n n wurden die Streifen von der Sondenkamera photographiert. Aus der Dichte u n d Verteilung des a m Magnetstreifen a n h a f t e n d e n Materials, die aus Vergleich m i t Laboraufn a h m e n ermittelt wurden, ergab sich ein Eisengehalt des Mondbodens von 1 % . Gü-Li 83210. W. B. Nejman, E i n i g e n e u e D a t e n ü b e r d i e M o r p h o l o g i e d e r M o n d o b e r f l ä c h e . A J U d S S R 44 831—834 (russ. m i t engl. Ref.). — Das Modell eines kleinen (25—30 m) Abschnitts der Mondoberfläche innerhalb der Grenzen des Mare Cognitum im Maßstab 1:80 mit Isolinien von H ö h e n über 10 cm wurde v o m Geolog. Dienst U S A u n t e r Verwendung von Ranger 7 - A u f n a h m e n erstellt. E i n e Analyse des Modells zeigt, daß sowohl typische Abschnitte der «Mare» als auch von Ausläufern von Wällen existieren. Der große Unterschied dieser F o r m e n ist offensichtlich d a d u r c h bedingt, d a ß erstere durch ultrabasische, letztere d u r c h basische Gesteine dargestellt werden. Die erwähnten zahlreichen kleinen K r a t e r konzentrieren sich im wesentlichen in den Übergangszonen u n d betonen d a d u r c h ihre endogene N a t u r . Verf. (ü.) 83211. G. Nemec, M o n d p h o t o g r a p h i e .

S u W 6 157—162.

83212. N. F. Ness, K. W. Behannon, C. S. Scearce, S. C. Cantarano, E a r l y r e s u l t s f r o m t h e m a g n e t i c f i e l d e x p e r i m e n t on l u n a r E x p l o r e r 35. J G R 72 5769—5778. — Als Explorer 35 ( 1 9 6 7 - 7 0 A ) 1967 J u l i 22 vom Mond eingefangen wurde (Periselen 800 k m von der Mondoberfläche entfernt), b e f a n d sich der Mond innerhalb des geomagnetischen Schweifes. Zwischen J u l i 23 u n d 24 kreuzte er die Geomagnetosphäre u n d befand sich nach dem 27. J u l i im freien interplanetaren Medium. W ä h r e n d dieser Zeit durchgeführte Messungen m i t einem

67, 1967

83. Mond

447

Bordmagnetometer ergaben ein lunares magnetisches Moment < 4 X 1020 cgsEinheiten ( < 10~5 des Erdmagnetmoments). E s konnten weder eine lunare Magnetosphäre noch eine Bugstoßwelle nachgewiesen werden. Gü-Li 83213. V. R. Oberbeck, W. L. Quaide, E s t i m a t e d t h i c k n e s s of a f r a g m e n t a l s u r f a c e l a y e r of O c e a n u s P r o c e l l a r u m . J G R 72 4697—4704. 83214. J. A. O'Keeîe, P. D. Lowman jr., W. S. Cameron, L u n a r r i n g d i k e s f r o m L u n a r O r b i t e r I . Science 155 77—79. — Auf Aufnahmen von Lunar Orbiter 1 vom Apollo-Landeplatz A 9.2 im Oceanus Procellarum wurden Teile der Randumwallung des Kraters Flamsteed bei streifender Sonnenbeleuchtung abgebildet. Sie zeigen sich im Gegensatz zum gewöhnlichen Aussehen von Kraterrändern als konvexe Aufwölbungen mit sehr steilem Randabfall. Verf. zeigen durch Abschätzung der Viskosität solcher Formationen, daß es sich hier um Ausflüsse von viskoser saurer Lava handeln dürfte. Ein Vergleich mit einer irdischen Lavaformation (Rock Mesa, Lane-Deschutes County, Oregon, USA) wird angestellt. Gü-Li * * J. A. O'Keefe, R. F. Scott, s u r f a c e . Vgl. Ref. 9483.

Chondritic

meteorites

and

the

lunar

83215. E. J. Öpik, E v o l u t i o n of t h e M o o n ' s s u r f a c e I. Irish A J 8 38—52 = Armagh Obs. Leaflet Nr. 78. 83216. 0 . 1 . Ornatskaja, J. I. Alber, On t h e t h e r m a l h i s t o r y of t h e M o o n . A J UdSSR 44 158—165 (mss. mit engl. Ref.). — Verf. betrachten den Ablauf der thermischen Vorgänge beim Mond seit der Zeit seiner Entstehung. E s werden 4 Varianten für die Häufigkeit des Vorkommens der radioaktiven Elemente Uran, Thorium und Kalium 40 durchgerechnet, wobei außerdem noch verschiedene räumliche Verteilungen dieser Wärmequellen innerhalb des Mondkörpers in Betracht gezogen werden. Ho. 83217. A. Orszag, L a s e r m e a s u r e m e n t of E a r t h - M o o n s e l e n o g r a p h y . Vgl. Ref. 1325 S. 178—180.

distance

and

83218. A.Palm, E n h a n c e d l u m i n a n c e of t h e M o o n . Icarus 7 188—192. — Der auf dem Mond im letzten Jahrzehnt mehrfach beobachtete vorübergehende Anstieg der Beleuchtungsstärke kann nicht allein durch Photoionisation (Lumineszenz) gedeutet werden. Verf. nennt zwei weitere Quellen zur Steigerung der Beleuchtungsstärke: Anstieg der Reflektivität dielektrischer Materialien durch streifend auftreffende Protonen und indirekte Photoemission durch Protonen oder durch die UV-Strahlung. F ü r beide Prozesse werden quantitative Abschätzungen gegeben. Gü-Li 83219. G. Paul, S t e r e o s k o p i s c h e SuW 6 214—215.

Aufnahmen

der

Mondoberfläche.

83220. N. N. Petrowa, Ü b e r d a s v i o l e t t e L u m i n e s z e n z b a n d d e s M o n d e s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 151—156 (russ. mit engl. Ref.). — Das violette Lumineszenzband des Mondes bei 4250 Â wurde im K r a t e r Aristarch und auch im Spektrum des südwestlichen Teiles des Sinus Iridii beobachtet. I n diesem Bereich h a t t e der lumineszierende Abschnitt beträchtliche Ausdehnung. I m Labor untersuchte vulkanische Proben zeigten unter Einwirkung von UV-Strahlung einer Quecksilberlampe eine violett-blaue Lumineszenz mit Maxima nahe 4100 und 4260 Â. Zu den Bestandteilen beider lumineszierender Proben gehört NaCl. Verf. (ü.) 83221. J . G. Phillips, C. Arpigny, C o m m e n t s o n t h e i d e n t i f i c a t i o n of t h e émission f e a t u r e observed by K o z y r e v in t h e c r a t e r Alphonsus. A p J 149 275—281 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 538. — Aus

I X . Planeten. Monde

448

67, 1967

dem Vergleich mit Kometenspektren und aus theoretischen Erwägungen geht hervor, daß die von N. A. Kosyrew (AJB 58 Ref. 73105) bei einem Lichtausbruch im Krater Alphonsus entdeckten Emissionen nicht mit Sicherheit dem Swan-System des C 2 -Moleküls angehören. Insbesondere fehlen die Emissionen bei A 4697.6 und A 4684.8, die bei der angewandten Auflösung hätten in Erscheinung treten müssen. Gü-Li 83222. R. J . Pike, S c h r o e t e r ' s r u l e a n d t h e m o d i f i c a t i o n of l u n a r c r a t e r i m p a c t m o r p h o l o g y . J G R 72 2099—2106. — Verf. weist nach, daß das von J . H . Schroeter (vgl. Selenotopographische Fragmente. Lilienthal und Heimst, Göttingen 1791—1802, 2 Bände) ermittelte Gesetz, wonach die Volumina des Kraterrandes und des unterhalb der Oberfläche liegenden Kraterinneren gleich sind, nur für Krater größer als 100 km Durchmesser zutrifft. Das Volumenverhältnis V r /Vi wächst von 0.2 bis 0.8 f ü r Krater mit Durchmessern von 15 bis 100 km. Es wird nachgewiesen, daß das Anwachsen von V r /Vi auf isostatische Prozesse zurückzuführen ist, die nach der Kraterentstehung (durch Meteoritenimpakt) einsetzen und bei großen Kratern anders verlaufen ais bei kleinen. Gü-Li 83223. W. M. Pletschkow, P r e c i s e m e a s u r e m e n t s of t h e l u n a r r a d i o f r e q u e n c y r a d i a t i o n a t 1.8 c m , 2 c m , 2 . 5 cm. A J UdSSR 44 154—157 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Messungen, die nach der Methode des «künstlichen Mondes» gemacht wurden, ergaben sich folgende Phasenabhängigkeiten der über die Mondscheibe gemittelten effektiven Temperatur des Mondes: Bei 1.8 cm Wellenlänge ist T M = 202° + 24° cos ( 0 — 30°); bei 2.0 cm ist T M = 206° + 19° cos ( 0 — 56°); bei 2.5 cm ist T M = 2 1 0 ° + 15?5 cos ( — 42°). Die Mondphase wird vom Vollmond ab gezählt. Die Meßgenauigkeit der Mondtemperatur beträgt ± 5 % . Verf. (ü.) 83224. M. S. Podanoffsky, O v e r l a p p i n g 90—92.

lunar

craters.

83225. Z. Pokorny, F u r t h e r f o r m a t i o n s o n t h e l u n a r s p h e r e n a m e d . R H 48 10—11 (tschech.). * * T. Pope, Ref. 8451.

Mars

and

the

Moon

at

comparable

Strolling Astr. 20 invisible resolutions.

hemiVgl.

83226. T. W. Rackham, A c o m p a r i s o n of l u n a r p h o t o g r a p h y from s p a c e p r o b e s a n d g r o u n d - b a s e d o b s e r v a t o r i e s . Icarus 6 440—444. — Verf. vergleicht eine Ranger-Aufnahme des Ringwalles Ptolemäus, aus 1406 km Höhe bei 10° Sonnenhöhe aufgenommen, mit einer Aufnahme derselben Gegend, aufgenommen am 43'-Reflektor des Pic du Midi Obs. bei 2° Sonnenhöhe. Die erdgebundene Aufnahme zeigt eine Anzahl flacher Vertiefungen, die auf der Ranger-Aufnahme nicht zu sehen sind. Daraus folgt die Nützlichkeit von erdgebundenen Aufnahmen terminatornaher Regionen zur Erforschung des Bodenreliefs. " Gü-Li 83227. T. W. Rackham, L u n a r O r b i t e r — Berichtigung in Icarius 9 398.

photographs.

Icarus 7 263—267.

83228. T. W. Rackham, C o l o r o n t h e M o o n . Icarus 7 297—309 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 179. — Durch zwei Schmalbandfilter f ü r 5700 A und 6700 A wurden am 60 cm-Coude-Refraktor des Pic du Midi Obs. zwischen 1964 Juli 24 und 28 Aufnahmen der Procellarum-Imbrium-Region des Mondes gemacht. Mit einem Diaphragma-Iris-Photometer von Askania wurden die Flächenhelligkeiten von 205 ausgewählten Ausschnitten von je 6.16 km 2 Fläche, darunter 97 Krater, 46 Strahlengebiete, 50 Dunkelgebiete, 8 Zentralberge und 4 Gebirgsregionen, gemessen. Die abgeleiteten G—R-Farbenindizes werden hinsichtlich zeitlicher Farbänderungen diskutiert. Gü-Li

83. Mond

67, 1967

449

83229. T. W. Rackham, M e a s u r e m e n t s and reductions of relative l u n a r a l t i t u d e s . Vgl. Ref. 1325 S. 414—423 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 169. * * G. C. I. Rawlings, L u n a r t r a n s i e n t p h e n o m e n a : o r t w i l i g h t - c o l o u r t h e o r y . Vgl. Ref. 7820.

Quasi-Alpenglühen

83230. M. Reichstem, M e r k m a l e d e s I m b r i s c h e n R a d i a l s y s t e m s im m i t t l e r e n B e r e i c h d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Geologie 15 1076—1087, 1966. * * J.-P. Richard, S o l a r o b l a t e n e s s a n d M o o n p r e c e s s i o n . Vgl. Ref. 6131. 83231. C. L. Ricker, L u n a r t r a n s i e n t p h e n o m e n a s e l e c t e d a r e a s s u r v e y . Strolling Astr. 20 94—99. 83232. C. L. Ricker, Astr. 20 125—128.

Steep

places

program

progress

report.

Strolling

83233. A. Rilaat, I s o d e n s i t o m e t r i c m e a s u r e m e n t s of l u n a r slopes f r o m t h e R a n g e r p h o t o g r a p h s . Vgl. Ref. 1325 S. 455—462 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 172. 83234. A. S. Riiaat, P h o t o m e t r i c s t u d i e s of t w o l u n a r d o m e s . Icarus 7 267—273 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 177. — Verf. mißt die Profile von zwei lunaren Domen in der Nähe der Cauchy-Falte aus einer Aufnahme vom Pic du Midi Obs. mit Hilfe eines Mikrodensitometers nach der Methode von J . van Diggelen (vgl. A J B 51 Ref. 7348). Es ergaben sich Höhen der Domspitzen von 149 bzw. 100 m über dem Niveau des umgebenden Mare. Als Böschungswinkel der Dome ergaben sich Werte zwischen 0?32 und 0?88. Gü-Li 83235. A. Righini, M. Rigutti, L a l u m i n e s c e n z a l u n a r e . Coelum 35 44—45, 99—110. 83236. A. Righini, M. Rigutti, N o t e s u l l a l u m i n e s c e n z a l u n a r e . 1331 S. 285—288. 83237. W. Röcker, Ü b e r l e g u n g e n z u r E n t s t e h u n g d e r d e s M o n d e s . VdS Nachr. 16 4 0 ^ 3 .

Vgl. Ref.

Strahlensysteme

83238. B. N. Rodionow, Z u r K a r t o g r a p h i e d e s M o n d e s . Geod. Kartographie 1967 Nr. 7 S. 3 9 ^ 7 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1968 2.51.570, 2.62.224. 83239. S. F. Rodionowa, K. B. Schingarewa, N o c h 150 B e z e i c h n u n g e n a u f d e r R ü c k s e i t e d e s M o n d e s . Priroda 56 Nr. 1 S. 73—75 (russ.). — Deutsche U. von W. P e t r i in SuW 6 207—209. 83240. J. Rösch, S e l e n o d e t i c Ref. 1325 S. 71—77.

m e a s u r e m e n t s . — An

i n t r o d u c t i o n . Vgl.

83241. J . Rösch, N o t e o n a p h o t o m e t r i c d e t e r m i n a t i o n of t h e M o o n ' s f o r m f r o m e c l i p s e o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1325 S. 138—139. 83242. G.D.Roth, M o n d b e o b a c h t e r

in aller W e l t .

SuW 6 120.

83243. A. E.Roy, T h e e x p l o r a t i o n of t h e M o o n . Philosoph. J . 4 107—117 = Glasgow Univ. Obs. Repr. Nr. 67. 83244. R. S. Ruffine, On t h e t i m e t h e M o o n . J G R 72 4 0 6 9 ^ 0 7 3 . Astronom. Jahresbericht 1967

averaged

radar

cross

section 29

of

I X . Planeten. Monde

450

67, 1967

83245. A. Rükl, M a p a M e s i c e 1 : 6 0 0 0 0 0 0 . P r a h a , Lidovou HvezdAmu v Praze n a Petrine, 1967. 1 K a r t e + 35 S. Preis K c s 11.00 = Contr. Obs. People's Obs. P r a g (4) 6 Nr. 1 (23). 83246. A. Rükl, N e w 25—30 (tschech.).

opinions

on

the

83247. A. Rükl, L u n a r O r b i t e r s a n d s u r f a c e . R H 48 36—37 (tschech.).

figure

the

the

the

photography

83248. S. K. Runcorn, C o n v e c t i o n i n t h e M o o n a l u n a r c o r e . Vgl. Ref. 1308 S. 270—284. 83249. W . S. Safronow, O n

of

f i g u r e of t h e

and

Moon.

the

Moon. of t h e

RH

48

lunar

existence

of

Icarus 1 275—282.

83250. W . S. Safronow, Ü b e r d i e F i g u r d e s M o n d e s . Vgl. Ref. 83320 S. 105—117 (russ. m i t engl. Ref.). — Das berechnete Modell besteht aus einem zähflüssigen K e r n homogener Dichte u n d einer festen Hülle, deren Dichte u m 2 — 3 % größer ist als die des Kerns. Hierbei ist Isostasie möglich, die die beobachtete dynamische A b p l a t t u n g C—A ergibt, wobei die unterschiedliche Dicke der Hülle der TemperaturdifFerenz der Mondoberfläche zwischen Äquator u n d Pol entspricht. Petri 83251. J . W . Salisbury, G . R . H u n t , I n f r a r e d i m a g e s : I m p l i c a t i o n s f o r t h e l u n a r s u r f a c e . Icarus 7 47—58. — Eine G e s a m t a u f n a h m e des Mondes im I n f r a r o t e n (10—12 p) während der totalen Finsternis 1964 Dez. 19 zeigt zahlreiche helle Flecken, die nach Vergleich mit einer A u f n a h m e des unverfinsterten Mondes im visuellen Gebiet mit K r a t e r n zusammenfallen. Die Ursache des I n f r a rotexzesses der K r a t e r ist die langsamere Abkühlung während der Verfinsterung. Weitere A u f n a h m e n des voll beleuchteten Mondes zeigen, daß darüber hinaus noch andere Anomalien der I n f r a r o t - S t r a h l u n g s t e m p e r a t u r bestehen. I h r e Ursachen werden diskutiert. Gü-Li 83252. J . W. Salisbury, J . E. M. Adler, L i m i t s of l u n a r s o i l d e n s i t y . Icarus 7 243—250. — Aus Laborversuchen, bei denen in einer V a k u u m k a m m e r d u r c h Niederschlag von Staubteilchen ( < 105 fi) verschiedener Felsengesteine aus verschiedenen H ö h e n künstliche Mondböden erzeugt wurden, ließ sich ein oberer Grenzwert der Dichte der äußeren Oberflächenschicht von 1 . 5 g / c m 3 ableiten. Als Material wurden Olivin, Basalt, Bimsstein u n d Quarz verwandt. Dies ist in Übereinstimmung m i t Dichtebestimmungen aus den Photos von Surveyor 1. Gü-Li 83253. J . W . Salisbury, J . E. M. Adler, D e n s i t y of t h e l u n a r s o i l . N a t u r e 214 156—158. — Zur experimentellen Bestimmung der Dichte des Mondbodens wurden in einer Simulationskammer pulverförmiger Bimsstein, Olivin u n d Basalt verschiedener Korngrößen aus verschiedenen Fallhöhen m i t einem Sieb aufges c h ü t t e t u n d die Dichte der «Sedimente» gemessen. Die Ergebnisse zeigen, d a ß die Dichte der äußersten Schicht auf dem Mond zwischen 0.3 u n d 1.5 g/cm 3 liegt. J e d o c h können die bisher n u r ungenau bekannten, tatsächlich auf d e m Mond anzutreffenden P a r a m e t e r Korngröße, Korngestalt u n d Impaktgeschwindigkeit die Dichte s t a r k beeinflussen. Gü-Li 83254. J . W . Salisbury, G. R. H u n t , I n f r a r e d i m a g e s of T y c h o o n d a r k M o o n . Science 155 1098—1100. — Mit einem heliumgekühlten, kupferbelegten Germaniumdetektor a n einem 60 cm-Spiegel wurde die im Schatten liegende Gegend u m den K r a t e r Tycho im Bereich 8—14 fi mit 12 k m Auflösung a b g e t a s t e t u n d nach einem speziellen Verfahren Zeilenbilder erzeugt, die F e r n s e h a u f n a h m e n ähnlich sind. Bei der ersten A u f n a h m e 1966 Okt. 8 war Tycho seit 22 S t u n d e n unbeleuchtet u n d g u t zu sehen. Okt. 11 nach 97 S t u n d e n N a c h t war sein Bild

67, 1967

83. Mond

451

gerade noch erkennbar und verschwand bei späteren Aufnahmen. Die auf diese Weise nachgewiesene Temperaturanomalie von Tycho ist also nicht auf innere Wärmequellen zurückführbar. Gü-Li 83255. A. E. Salomonowitsch, M e a s u r e m e n t s of l u n a r r a d i o b r i g h t n e s s d i s t r i b u t i o n a n d c e r t a i n p r o p e r t i e s of i t s s u r f a c e l a y e r . Vgl. Ref. 1308 S. 354—365. 83256. P. K. Sartory, A s u g g e s t e d e x p l a n a t i o n of s o m e t r a n s i e n t p h e n o m e n a . J B A A 77 4 3 0 ^ 3 1 . 83257. J. H. Sasser, S e l e n o d e s y S. 396—406.

for the

Apollo

project.

lunar

Vgl. Ref. 1325

83258. M. M. Schemjakin, R e m a r k a b l e c h a i n s of c r a t e r s o n t h e J . International Lunar Soc. 3 Nr. 4 S. 68—72.

Moon.

83259. W. W. Schewtschenko, K. B. Schingarewa, E i n e n e u e p h o t o g r a p h i s c h e K a r t e d e r s i c h t b a r e n H a l b k u g e l d e s M o n d e s . E u W 3 Nr. 3 S. 12—13 (russ.). 83260. W. W. Schewtschenko, A s t r o n o m i s c h e Orientierung auf dem M o n d b e i p h y s i k a l i s c h e n U n t e r s u c h u n g e n . Kosm. Forsch. 5 930—938 (russ.). — Es wird eine K a r t e des Sternhimmels vom Mond aus gesehen vorgeschlagen, die in einem Netz ekliptikaler Koordinaten konstruiert ist und Nordund Südhalbkugel getrennt dargestellt. Verf. diskutiert die Möglichkeit, Teile dieser Sternkarte f ü r bestimmte Orte und Zeiten auf dem Mond herzustellen, die dann nur die jeweils über dem Horizont befindlichen Sterne zeigen. E r weist darauf hin, daß eine lunare Ortsbestimmung auch mit Hilfe der Erde am Mondhimmel möglich ist. Dazu werden die Höhe der Erde über dem Mondhorizont und der Winkel zwischen der Vertikalen der Erde und dem lunaren Himmelsmeridian der Erde benutzt. Eine Fehleranalyse der Mondortsbestimmung mit einem Fernrohr mittlerer Auflösung zeigt die Eignung der Methode für physikalische Untersuchungen an der Mondoberfläche. Verf. (ü.) 83261. D. Schmidt, I n s t r u m e n t e l l e c h e m i 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 d u r c h u n b e m a n n t e L a n d e g e r ä t e . Raumfahrtforschung 11 27—35. 83262. O.Schneider, I n t e r a c t i o n of t h e M o o n w i t h t h e E a r t h ' s m a g n e t o s p h e r e . Space Sei. Rev. 6 655—704, mit einer Berichtigung in Space Sei. Rev. 7 536. — Verf. behandelt die Problematik, eine Wechselwirkung zwischen Mond und Magnetosphäre der Erde überhaupt festzustellen. Die direkte experimentelle Information über eine Mondeinwirkung erstreckt sich auf einen vermuteten Fall, der vom IMP 1-Satelliten registriert wurde. Andererseits gibt es Andeutungen f ü r statistische Zusammenhänge zwischen geomagnetischen Störungen an der Erdoberfläche und dem Mondalter. Solche Ergebnisse widersprechen sich aber auch teilweise. Die Vergleichbarkeit der Mondperiode mit der Dauer der Sonnenrotation sowie eine jährliche und halbjährliche Modulation der scheinbar bestehenden Fluktuation von 27 Tagen in den geomagnetischen Störungen machen es schwer, bei den augenblicklich vorhandenen Meßergebnissen die vermuteten Mondeffekte von Wirkungen der Sonne zu befreien. F ü r eine Beurteilung der Realität solcher Effekte scheint es noch zu früh zu sein. Sehr. 83263. J. Schütten, T. van Dijk, L u m i n e s c e n t i e 64—71.

van

de Maan.

H e D 65

83264. R. F. Scott, V i s c o u s f l o w of c r a t e r s . Icarus 7 139—148. — Verf. wendet eine von N. A. Haskell gegebene spezielle Lösung der Navier-StokesGleichungen, die die Größe der zeitlichen Vertikal- und Horizontalflüsse einer viskosen, inkompressiblen Masse unter dem Einfluß der Schwerkraft beschreiben, 29*

I X . Planeten. Monde

452

67, 1967

auf Mondkrater an. Kleine K r a t e r (100 m) brauchen länger (107 bis 109 J a h r e ) als große K r a t e r (100 km, 104 bis 106 Jahre), u m ganz zu verschwinden, wobei diese Zeiten von der Kratertiefe abhängen. Die obigen Angaben gelten f ü r die Viskosität fi = 10 22 Poise. Ein Laborversuch mit künstlichen K r a t e r n aus Asphalt bei 60° wird vorgeführt. Gü-Li 83265. R . F. Scott, T h e f e e l of t h e M o o n . Sei. American 217 Nr. 5 S. 34—43. 83266. E. M. Shoemaker, B. M. Batson, H. E. Holt, E. C. Morris, J. J. Bennilson, E. A. Whitaker, S u r v e y o r V : T e l e v i s i o n p i c t u r e s . Science 158 642—652. — Der Landeplatz von Surveyor 5 wird aus Tracking-Daten u n d aus erdgebundenen A u f n a h m e n lokalisiert u n d liegt bei 1°50 N u n d 23° 19 E (selenozentrischer Breite u n d Länge), etwa 80 k m östlich des K r a t e r s Sabine im Mare Tranquillitatis. Eine erste Durchsicht der zahlreichen Teleaufnahmen ergab neben einer topographischen K a r t e eines 11 x 13 k m großen Gebiets u m die Sonde einen g u t e n Einblick in die Morphologie des Bodens innerhalb u n d außerhalb des K r a t e r s , a n dessen innerer R a n d b ö s c h u n g die Sonde steht. Eine große Zahl felsiger Steine u n d Blöcke bis zu 12 cm Durchmesser liegt lose auf einem sehr feinkörnigen U n t e r g r u n d . Rollspuren von Steinen, die bei der L a n d u n g bewegt wurden, sind zu sehen. Bis zu 200 m im Umkreis k o n n t e n zahlreiche Kleinkrater u n d auch eine K r a t e r k e t t e entdeckt werden. Eine Verteilung der Gesteinsgrößen wird aufgestellt u n d mit Ergebnissen von Surveyor 1 u n d 3 verglichen. Gü-Li 83267. B. Simpson,

The

Moon's

atmosphere.

Southern Stars 22 97—98.

83268. A. M. Sinzi, H. Suzuki, C o m p a r i s o n of t h e l u n a r p r o f i l e s o f W a t t s a n d of W e i m e r . Rep. H y d r o g r a p h . Res. J a p a n 1967 Nr. 3 S. 77—82. 83269. W.L.Sjogren, E s t i m a t e Ref. 1325 S. 341—343.

of

four

topocentric

lunar

radii.

Vgl.

83270. B . G . S m i t h , B o u l d e r distribution a n a l y s i s of t h e L u n a 9 p h o t o g r a p h s . J G R 72 1398—1399. — Auf einer P a n o r a m a a u f n a h m e mit der sowjetischen Mondlandesonde L u n a 9 v o n 1966 F e b r . 9 (Sonnenhöhe ~ 27°) wurden 109 Felsblöcke zwischen 2 u n d 24 cm identifiziert u n d ausgemessen. Durch Ausmessen der Fläche, die die Blöcke bedecken, gelang es, die Verteilung der Blockgröße x pro Einheitsfläche (m 2 ) abzuleiten. E s ergab sich f (x) = 25 x 2 - 9 pro m 2 , wobei x in cm gemessen ist. Gü-Li 83271. B.G.Smith, L u n a r s u r f a c e r o u g h n e s s : S h a d o w i n g a n d t h e r m a l e m i s s i o n . J G R 72 4059—4067. — Verf. erweitert die Theorie über die Radioreflektivität der Mondoberfläche v o n T. Hagfors (vgl. A J B 64 Ref. 8373) auf den Bereich der thermischen Strahlung, insbesondere der infraroten, wobei das großräumige Relief m i t Böschungen zwischen 10° u n d 20° Berücksichtigung findet. Die von J . M. Saari u n d R . W. Shorthill (vgl. Boeing Sei. Res. L a b . Progr. Rev., July—Dec. 1965) u n d von H . C. I n g r a o u n d Mitarbeitern (vgl. A J B 66 Ref. 1324, K a p . 10) gemessenen Infrarotprofile über die Vollmondscheibe werden durch die Theorie befriedigend dargestellt. Gü-Li 83272. N. S. Sobolewa, D i e P o l a r i s a t i o n d e r t h e r m i s c h e n R a d i o s t r a h l u n g d e s M o n d e s u n d d e r P l a n e t e n . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 24 Nr. 6 (182) S. 205—228 (russ. mit engl. Ref.). 83273. C. P. Sonett, D. S. Colburn, B. G. Currie, T h e i n t r i n s i c magnetic f i e l d of t h e M o o n . J G R 72 5503—5507.—Registrierungen m i t dem Magnetometer im Satelliten Explorer 35 (1967—70 A), der den Mond auf einer elliptischen B a h n zwischen 763 u n d 7670 k m Flughöhe in 11.5 Std. u m r u n d e t , ergaben f ü r die zwei ersten Umläufe eine mittlere Feldstärke des Mondmagnetfeldes von 10 y mit aperiodischen Schwankungen zwischen 6.9 y u n d 12.2 y. Gü-Li

83. Mond

67, 1967

453

83274. C.P.Sonett, D. S. Colburn, E s t a b l i s h m e n t of a l u n a r u n i p o l a r generator and associated shock and wake by the solar wind. Nature 216 340—343. 83275. 1 . H. Spradley, R. Steinbacher, M. Grolier, C. Byrne, S u r v e y o r I : L o c a t i o n a n d i d e n t i f i c a t i o n . Science 157 681—684. — Am 22. Febr. 1967 photographierte Lunar Orbiter 3 mit der 24"-Kamera bei drei aufeinanderfolgenden Umläufen das Landegebiet von Surveyor 1, dessen Position vorher (vgl. A J B 66 Ref. 83279, 83254) bestimmt werden konnte. Der lange Schatten der Sonde konnte auf diesem Photo entdeckt und die vorher bestimmte Position bestätigt werden. Gü-Li 83276. G.S.Steinberg, T h e s t r u c t u r e of t h e c r a t e r A l p h o n s u s . DAN 175 319—322 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 12.62.234: Die mit Ranger 9 erhaltenen Detailphotos der Mondoberfläche werden nach den Methoden der Luftbildphotogrammetrie untersucht. I m Gebiet des Kraters Alphonsus herrschen die tektonischen Strukturen C - C B vor. Die Richtung der Gebirge und der Kraterketten entsprechen dem regionalen Streichmuster. Die regionalen Abweichungen davon erstrecken sich auf ringförmige Gebirge, aber im Kraterinneren sind sie nicht beobachtbar. Das alles spricht für eine lange Entwicklungszeit des Kraters Alphonsus und widerspricht damit der Hypothese über dessen meteoritische Herkunft. Auf einer Reihe von Aufnahmen sind vulkanische Formationen — konische Berge mit einem Gipfelkrater — sichtbar. Ein Modell der Entwicklung des Kraters Alphonsus wird vorgeschlagen. Gü-Li 83277. J . Stemmer, 12 33—37.

Technologische

Mondforschung.

Orion Schaffhausen

83278. A. L. Suchanow, W. G. Trifonow, P. W. Florenskij, G e o l o g i s c h - m o r p h o logische K a r t i e r u n g des Mondes und B e s o n d e r h e i t e n des A u f b a u e s d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Geotektonika 1967 Nr. 5 S. 121—132 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1968 5.62.213. 83279. P. V. Sudbury, H i g h - r e s o l u t i o n l u n a r p h o t o g r a p h y . Vgl. Ref. 1325 S. 424—432 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 170. 83280. J. A. Surkow, N e u e s ü b e r d i e M a t e r i e Nr. 6 S. 57—63 (russ.).

auf dem Mond.

EuW 3

83281. G. P. Tamrazyan, S o m e s k e t c h e s o n t h e s t r u c t u r e of t h e M o o n , a n d M a r s . J . International Lunar Soc. 3 Nr. 4 S. 72—84.

Earth,

83282. J. H. Thomson, J. E. B. Ponsonby, T w o d i m e n s i o n a l a p e r t u r e s y n t h e s i s in l u n a r r a d a r a s t r o n o m y . Vgl. Ref. 1339 S. 1342—1360. R.O. 83283. C. Titulaer, T. de Vries, O r b i t e r s . HeD 65 76—80.

Het

83284. C. Titulaer, T. de Vries, E n k e l e 238—241.

geweldige

succes

opvallende

83285. C. Titulaer, T. E. de Vries, M a a n o n d e r z o e k HeD 65 267—271.

van

de

maanfoto's.

Lunar HeD 65

v a n de S u r v e y o r III.

83286. D. C. Tozer, J. Wilson, T h e e l e c t r i c a l c o n d u c t i v i t y of t h e M o o n ' s i n t e r i o r . Vgl. Ref. 1308 S. 320—329. 83287. N. J. Trask, D i s t r i b u t i o n of l u n a r c r a t e r s a c c o r d i n g t o m o r p h o l o g y f r o m R a n g e r V I I I a n d I X p h o t o g r a p h s . Icarus 6 270—276. — Während die Anzahl-Durchmesserbeziehung bisher (Shoemaker, Miller und Brinkman f ü r Ranger 7) ohne Rücksicht auf die morphologischen Eigenschaften

454

I X . Planeten. Monde

67, 1967

der Krater aufgestellt wurde, teilt Verf. die Krater der Nahaufnahmen von Ranger 8 und 9 je nach ihrer «Schärfe» ( = relative Schattenerstreckung im Kraterinneren) in 4 Gruppen und bildet dann die Anzahl-Durchmesserbeziehung, f ü r Ranger 8 und 9 getrennt. I m Bereich der großen Krater bis 100 m Durchmesser dominieren die Klassen 3 und 4, d. h. die flachen Krater mit schlecht definiertem Rand. I m Bereich unter 10 m herrschen die Klassen 1 und 2 (tiefe, scharfrandige Krater) vor. Bei Annahme der Impakttheorie weist diese Verteilung auf einen plötzlichen Anstieg in der Entstehung der jüngeren, scharfrandigen Kleinstkrater hin. Diese Untersuchungen sollten mit Hilfe der Lunar Orbiter-Aufnahmen auf größere Mondgebiete ausgedehnt werden. Gü-Li 83288. N. J. Trask, L. C. Rowan, L u n a r Orbiter photographs: Some f u n d a m e n t a l o b s e r v a t i o n s . Science 158 1529—1535. — Eine vorläufige Untersuchung der fast 1000 Photos von den ersten drei Lunar Orbiter, die etwa 600000km 2 ( = 8 % ) der erdzugewandten Mondoberfläche umfassen, h a t t e unter anderem folgende Ergebnisse: 1. Sowohl in ebenem als auch in sanftwelligem und gebirgigem Gelände befinden sich Kleinkrater < 50 m Durchmesser, vorwiegend in zufälliger Verteilung, an manchen Stellen aber auch in Haufen von 50 und mehr Objekten; 2. Seltsamerweise zeigen die Gebirgsregionen ein merkliches Defizit an Kleinkratern, bis zu 4mal weniger als der Durchschnitt in ebenem Gelände; 3. Man erkennt Krater mit scharfem Rand, teilweise umgeben mit ausgeworfenen Gesteinsbrocken aller Größen. Man findet aber auch Krater, die mehr einer flachen Bodenmulde gleichen. Dazwischen liegen alle möglichen Abstufungen; 4. Die Rundheit der Krater ist umso vollkommener, je schärfer die Kraterränder sind. 5. Kleine scharfrandige Krater sind oft in größerer Zahl den großen muldenförmigen Krater(resten) überlagert. Gü-Li 88289. W. Troizkij, T h e r m a l c o n d u c t i v i t y t e m p e r a t u r e . Nature 213 688—689.

of l u n i t e a s d e p e n d e n t

on

83290. W. S. Troizkij, W. D. Krotikow, N. M. Zejtlin, T h e m e a s u r e m e n t of l u n a r r a d i o e m i s s i o n i n 3 0 — 6 0 cm d i a p a s o n . A J UdSSR 44 413—415 (russ. mit engl. Ref.). — Die Radiotemperatur des Mondes im genannten Bereich hängt nicht von der Wellenlänge ab und beträgt 225° mit einer Genauigkeit von ±3%. Verf. (ü.) 83291. W. S. Troizkij, E r g e b n i s s e d e r E r f o r s c h u n g d e s M o n d e s a u s s e i n e r E i g e n s t r a h l u n g . Hochschulnachr. Radiophys. 10 1266—1282 (russ.). 83292. W. S. Troizkij, I n v e s t i g a t i o n of t h e s u r f a c e s of t h e M o o n a n d p l a n e t s b y m e a n s of t h e r m a l r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1308 S. 366—398. * * W. S. Troizkij, D i e A b h ä n g i g k e i t d e r W ä r m e l e i t f ä h i g k e i t L u n i t s v o n d e r T e m p e r a t u r . Vgl. Ref. 1637.

des

83293. 1.1. Tscherkassow, A. L. Kemurdshian, 1. N. Michajlow, W. W. Michejew, A. A. Morosow, A. A. Mussatow, I. A. Sawenko, M. I. Smorodinow, W. W. Schwarew, B e s t i m m u n g v o n D i c h t e u n d T r a g f ä h i g k e i t d e r M o n d o b e r f l ä c h e a n d e r L a n d e s t e l l e d e r a u t o m a t i s c h e n S t a t i o n « L u n a 13». Kosm. Forsch. 5 746—757 (russ.). — Mitgeteilt werden Daten über die an Luna 13 angebrachten Apparaturen zur Bestimmung der mechanischen Eigenschaften der Mondoberfläche sowie ihrer Dichte. Verf. diskutieren die hierzu angewandten Methoden durch Eichversuche an Modellen im Labor. Die Ergebnisse der Experimente werden aufgeführt. Verf. (ü., gek.) 83294. M.Tuner, A u f d e r S u c h e n a c h d e m L a n d e p l a t z . Stuttgart, Franckh'sche Verlagshandlung, 1967. 87 S. Preis DM 12.80. — B. in PAT 48 182—183, Sternenbote 11 39, SuW 7 52, VdS Nachr. 16 97, Weltraumfahrt 19 95.

67, 1967

83. Mond

455

83295. A. L. Turkevich, E. J. Franzgrote, J. H. Patterson, C h e m i c a l a n a l y s i s of t h e M o o n a t t h e S u r v e y o r V l a n d i n g s i t e . Science 158 635—637. •— Am Landeplatz des Geräts im Mare Tranquillitatis wurde aus der Messung zurückgestreuter a-Teilchen von den Atomen des Mondbodens nachgewiesen, daß dieser zumindest Sauerstoff, Silizium und Aluminium enthält. I m großen ganzen ähnelt die chemisch-petrographische Zusammensetzung des Mondbodens der eines basaltischen Silikats am ehesten. Loh. 83296. G. L. Tyler, V. R. Eshleman, G. Fjeldbo, H.T.Howard, A. M. Peterson, B i s t a t i c - r a d a r d e t e c t i o n of l u n a r s c a t t e r i n g c e n t e r s w i t h L u n a r O r b i t e r I. Science 157 193—195. — Am 12. Okt. 1966 und auch wiederholt später konnten die 2295 MHz-Dauersignale von Lunar Orbiter 1 außer auf dem direkten Weg auch noch nach Reflexion an der Mondoberfläche an der irdischen Bodenstation empfangen werden. Die registrierten Zeit-Frequenzdiagramme lassen auf die Existenz von diskreten Gebieten erhöhter Radarreflektivität schließen, die bisher unbekannt waren. Es wird vorgeschlagen, diese Radarabtastmethode im umgekehrten Weg (Signal läuft von der Erde über die Oberfläche eines Himmelskörpers zur Sonde) zur Untersuchung der Radarstreuung an Planetenoberflächen anzuwenden. Gü-Li 83297. H. C. Urey, W a t e r o n t h e M o o n . Nature 216 1094—1095. — Aus einer Betrachtung der zahlreichen und oft sehr langen und anfangs breiten Täler oder Gräben, die auf den Aufnahmen von Lunar Orbiter 4 und 5 in allen Details abgebildet sind, zieht Verf. den Schluß, daß in der frühen Entwicklungsphase des Mondes Wasser in flüssiger Form vorhanden gewesen sein muß und möglicherweise jetzt noch als Eis unter den Mare-Regionen verborgen ist. Die anfängliche Nähe von Erde und Mond (vor 4.5 x 109 Jahren) oder der Einsturz eines Kometen mit nachfolgender Bildung einer Atmosphäre könnten die frühere Existenz von Wasser erklären. Gü-Li 83298. H. C. Urey, S t u d y Ref. 1308 S. 418—431.

of t h e

Ranger

pictures

of t h e

Moon.

83299. J. Vitous, L u n a r a n d p l a n e t a r y p h o t o g r a p h y . — S o m e t h o u g h t s . Strolling Astr. 20 47—53.

Vgl.

random

83300. E . H . W a l k e r , T h e s t r u c t u r e of t h e l u n a r s u r f a c e a s i n d i c a t e d b y t h e g e o m e t r y of i m p a c t c r a t e r s . Icarus 7 183—187. — Laborversuche, bei denen durch Einschlag von Geschossen mit hoher Geschwindigkeit in Böden aus verschiedenen Materialien Krater erzeugt wurden, haben ergeben, daß das Verhältnis Eindringtiefe P zu Kraterdurchmesser D durch eine Funktion von der Gestalt P / D = f (¡5P v/gt v s ) bestimmt ist. Darin sind o p die Geschoßdichte, Qt die Bodendichte, v die Geschoßgeschwindigkeit und v s die Schallgeschwindigkeit im Boden. Trifft für die Erzeugung der auf den Ranger- und Luna 9-Aufnahmen festgestellten flachen Kleinkrater (0.1 < P / D < 0.5) die Impakttheorie zu, dann müßte die Mondoberfläche bis in Tiefen von etwa 100 m aus körnigem Material (grobem Sand) bestehen. Gü-Li 83301. E. H. Walker, S t a t i s t i c s of i m p a c t c r a t e r a c c u m u l a t i o n o n t h e l u n a r s u r f a c e e x p o s e d t o a d i s t r i b u t i o n of i m p a c t i n g b o d i e s . Icarus 7 233—242. — Verf. leitet einen theoretischen Ausdruck f ü r die Häufung von Kratern pro Flächen- und Zeiteinheit unter der Voraussetzung ab, daß die Krater durch I m p a k t von meteoritischen Massen einer vorgegebenen Massenverteilung entstanden sind. Berücksichtigt werden dabei der erosive Effekt, bei dem große Krater durch Aufschlag kleiner Massen allmählich eingeebnet werden, und der Vernichtungseffekt, bei dem der Aufschlag großer Massen kleine Krater verschwinden läßt. Ein weiterer Ausdruck berücksichtigt die Einwirkung von sekundären Kratern auf die Häufungsfunktion. Ein Vergleich von Theorie und

456

I X . Planeten. Monde

67, 1967

Beobachtung wird mit Hilfe einer k u m u l a t i v e n Kraterverteilung im Gebiet Maurolycus (vgl. A J B 62 Ref. 83181) durchgeführt u n d ergab g u t e Übereinstimmung. Gü-Li 83302. K. Watson, P r o p o s e d l u n a r h e a t f l o w m e a s u r e m e n t f r o m a p o l a r o r b i t i n g s a t e l l i t e . J G R 72 3301—3302, m i t Bemerkungen von A. H . L a c h e n b r u c h in J G R 73 822—823. 83303. R . N . Watts jr., 27—29.

Photographs

83304. R . N . W a t t s jr., L u n a r Tel. 34 216—217.

by

Lunar

Orbiter 5 takes

* * R. A. Wrells, G. Fielder, E. J. Öpik, M a r t i a n Ref. 8469.

O r b i t e r 4. unusual

and

lunar

S k y Tel. 34

pictures.

Sky

craters.

Vgl.

83305. M. Werner, T. Gold, M. Harwit, O n t h e d e t e c t i o n of w a t e r o n t h e M o o n . Planet. Space Sei. 15 771—774. — Radiobeobachtungen u n d gewisse Struktureigenschaften in den von den Ranger-Photos überdeckten Regionen lassen vermuten, daß unter der Mondoberfläche eine Dauerfrostzone besteht, in der H 2 0 als Eis v o r k o m m t . Der Nachweis von H ä O-Molekülen von der E r d e aus ist möglich durch Beobachtung der Fluoreszenzstrahlung des OH-Radikals, das durch Strahlungsdissoziation aus der Oberfläche t r i t t . Zum Nachweis genügt der Austritt von 3 x 107 Molekülen/cm 2 sec, wie eine q u a n t i t a t i v e Abschätzung zeigt. Gü-Li * * S. N. Wernow, A. E. Tschudakow, P. W. Wakulow, J. I. Logatschew, G. P. Ljubimow, A. G. Nikolajew, N. W. Pereslegina, C o s m i c - r a y s t u d i e s i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e a n d o n t h e M o o n . Vgl. Ref. 136130. 83306. J. E. Westfall, A d d i t i o n s t o t h e A. L. P. O. l u n a r photograph l i b r a r y : O r b i t e r - I p h o t o g r a p h s . Strolling Astr. 20 8—9, 10, 11, 4 6 ^ 7 . 83307. J. E. Westfall, A n e w 20 80—87.

contour

map

83308. R. L. Wildey, P h y s i c a l c a t e g o r i e s h o t s p o t s . A J 72 837. — Ref. AAS.

of t h e of

the

Moon.

Strolling Astr.

Moon's

nocturnal

83309. R. L. Wildey, R. E. Schlier, J. A. Hull, G. Larson, A n operational t h e o r y of l a s e r - r a d a r s e l e n o d e s y . Icarus 6 315—347. — Der erste Vorschlag, selenodätische Messungen mit einer Laser-Radaranlage durchzuführen, wurde von R . N. Schwarz u n d C. H. Townes (vgl. A J B 61 Ref. 22192) gegeben. Verf. beschreiben Prinzip u n d Technik einer solchen Methode u n d zeigen durch eine Fehleranalyse, daß Laser-Radarpositionen von Oberflächenpunkten des Mondes u m r u n d eine Zehnerpotenz genauer sind als nach der herkömmlichen photogrammetrischen Methode. D u r c h Aufstellung von Laserreflektoren durch Mondlandesonden k ö n n t e die Positionsgenauigkeit u m eine weitere Zehnerpotenz gesteigert werden. Gü-Li 83310. R. I . Wildey, B. C. Murray, J. A. Westphal, R e c o n n a i s s a n c e of i n f r a r e d e m i s s i o n f r o m t h e l u n a r n i g h t t i m e s u r f a c e . J G R 72 3743—3749 = Contr. 1442 Div. Geol. Sei. Calif. Inst. Techn. Pasadena. — Als Fortsetzung u n d Verfeinerung früherer Untersuchungen von B. C. Murray u n d R . L . Wildey (vgl. A J B 64 Ref. 83144) wurde 1964 Aug. die Nachtseite des Mondes mit einem I n f r a r o t p h o t o m e t e r (8—14 / 0 . 1 / 1 einen maximalen Strom von 70 Partikeln pro m 2 und sec. Gegenüber Schätzungen auf Grund von Satellitendaten und Ergebnissen früherer Raketenexperimente ist die hier gefundene Partikelzahl klein. Sehr. 94193. K. A. W. Crook, C o s m i c ice a s t r o b l e m e ? Nature 213 999—1000. * * J. Dorschner, T h e o r e t i s c h e s t e l l a r e n S t a u b . I. V o r s c h l a g s c h e n S i l i k a t e n . Vgl. Ref. 5210.

residuum

associated

with

an

Untersuchungen über den intereines Staubmodells aus meteoriti-

94194. G. Fiocco, O n t h e p r o d u c t i o n of i o n i z a t i o n b y m i c r o m e t e o r i t e s . J G R 72 3497—3501. — Durch einfallende Mikrometeorite tritt in der E-Schicht Ionisation ein. Auf Grund eines Modells wird der vom Zusammentreffen mit neutralen Teilchen des umgebenden Gases herrührende Anteil abgeschätzt. Henn 94195. E. L. Fireman, E v i d e n c e f o r e x t r a t e r r e s t r i a l p a r t i c l e s in ice. Vgl. Ref. 1311 S. 373—380.

polar

94196. F. A. Franklin, P. W. Hodge, F. W. Wright, C. C. Langway jr., D e t e r m i n a t i o n of d e n s i t i e s of i n d i v i d u a l m e t e o r i t i c , g l a c i a l , a n d v o l Astronom. Jahresbericht 1967

34

530

X . Interplanetare Objekte

67, 1967

o a n i c s p h e r u l e s . J G R 72 2543—2546. — Bei 72 Sphärulen, die 1. vom Polareis, 2. aus der Nachbarschaft von Vulkanen und 3. aus Meteoritenfällen stammen, wurde die individuelle Dichte bestimmt. Die mittleren Dichten der Polar- und Meteoritensphärulen stimmen mit 4.54 bzw. 4.92 g/cm 3 nahe überein, was als ein Nachweis der kosmischen Herkunft der Polarsphärulen angesehen werden kann. Die vulkanischen Sphärulen haben mit 2.75 g/cm 3 wesentlich geringere Dichten. Gü-Li 94197. U. Gerioff, H.J.Weihrauch, H. Fechtig, R a k e t e n e x p e r i m e n t zur S a m m l u n g v o n k o s m i s c h e m S t a u b . Naturwissenschaften 54 275—278. 94198. A. el Goresy, E l e c t r o n m i c r o p r o b e a n a l y s i s a n d m i c r o s c o p i c s t u d y of p o l i s h e d s u r f a c e s of m a g n e t i c s p h e r u l e s a n d g r a i n s c o l l e c t e d f r o m t h e G r e e n l a n d ice. SAO Special Bep. Nr. 251, 7 + 29 S. 94199. N. N. Greenman, C. B. Gilpin, E l e c t r o n d i f f r a c t i o n c o n t r o l of V e n u s f l y t r a p p a r t i c l e s . Vgl. Bef. 1311 S. 285—291.

studies

94200. T. Grjebine, Hoang Chi Trach, A c c r o i s s e m e n t d e p o u s s i è r e c o s m i q u e d a n s l a s t r a t o s p h è r e a p r è s u n e a v e r s e d e m é t é o r e s . CR (B) 264 1427—1430. — Nach dem Leonidenschauer vom November 1965 h a t man eine Zunahme um etwa das Zehnfache (im Vergleich zum Mittelwert der J a h r e 1962—1963) in der Konzentration der ferromagnetischen Stäubchen in der Atmosphäre zwischen 10 und 30 km Höhe festgestellt. Verf. (ü.) 94201. T. Grjebine, C o n c e n t r a t i o n of s p h e r e . Vgl. Bef. 1311 S. 361—364.

magnetic

dust

in

the

strato-

94202. V. P. Head, C o r r e l a t i o n of m e t e o r o i d e n v i r o n m e n t s i n t h e s o l a r s y s t e m . AIAA J 5 1976—1984. — Verf. behandelt Methoden zur Bestimmung der Massen und der Stromdichten von Mikrometeoriten bzw. von Meteoritenschauern aus der Beschaffenheit der Impaktkrater, die beim Aufprall auf die Außenwand von Erdsatelliten bzw. Baumsonden entstehen. Gü-Li 94203. C. L. Hemenway, D. S. Hallgren, C o n t a m i n a t i o n f a c e s i n s p a c e . A J 72 803. — Bef. AAS.

of « o p t i c a l »

sur-

94204. P.W.Hodge, F. W. Wright, C. C. langway jr., S t u d i e s of p a r t i c l e s f o r e x t r a t e r r e s t r i a l o r i g i n . 5. C o m p o s i t i o n s of t h e i n t e r i o r s of s p h e r u l e s f r o m a r c t i c a n d a n t a r c t i c ice d e p o s i t e s . JGR 72 1404— 1406. 94205/6. P.W.Hodge, F.W.Wright, O n c h e m i c a l c o m p o s i t i o n s of i n t e r i o r s of p o s s i b l y c o s m i c p a r t i c l e s a n d t h e p r o b l e m of o r i g i n of n a t u r a l l y o c c u r r i n g i r o n - r i c h s p h e r u l e s . Vgl. Ref. 1311 S. 381—387. 94207. R. C. Jennison, J. A. M. McDonnell, I.Rodger, T h e A r i e l I I m i c r o m e t e o r i t e p e n e t r a t i o n m e a s u r e m e n t s . Proc. Roy. Soc. (A) 300 251—269 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell Bank Repr. Nr. 354. 94208. U.B.Marvin, M. T. Einaudi, B l a c k , m a g n e t i c s p h e r u l e s from P l e i s t o c e n e a n d r e c e n t b e a c h s a n d s . Vgl. Ref. 1201 S. 1871—1884. 94209. R. McCorkell, E. L. Fireman, C. C. Langway jr., A l u m i n i u m - 2 6 b e r y l l i u m - 1 0 i n G r e e n l a n d ice. Science 158 1690—1692.

and

67, 1967

94. Meteorite

531

94210. C. W. McCracken, W.M.Alexander, M. Dubin, D i r e c t m e a s u r e m e n t s of t h e m a s s d i s t r i b u t i o n a n d t i m e v a r i a t i o n s i n t h e f l u x of s m a l l d u s t p a r t i c l e s . Vgl. Ref. 1311 S. 259—270. 94211. J . A. M. McDonnell, D e t e c t i o n of m e t e o r i t i c d u s t f r o m a s o u n d i n g r o c k e t . J G R 72 6110—6112. — Mit zwei Meteoritenzählern in einer 1966 Okt. 25 über White Sands gestarteten Höhenrakete vom Typ Aerobee wurden von der Höhe 76 km im aufsteigenden Bahnast bis in Gipfelhöhe von 184 k m und bis in 78 km Höhe im absteigenden Ast 17 Treffer registriert. Es zeigte sich, daß die Partikeldichte zwischen 77 und 100 km Höhe um zwei Zehnerpotenzen geringer war, als bei früheren Aufstiegen gemessen wurde. Gü-Li 94212. C. E. Melton, A e r o s o l s a m p l e s a l t i t u d e . Vgl. Ref. 1311 S. 293—299.

obrained

from

94213. T. A. Mutch, J. T. Parr, R e c o v e r y of m a g n e t i t e s e d i m e n t a r y r o c k s . Vgl. Ref. 1311 S. 389.

9-

to

12-km

spherules

from

94214. T. N. Nasarowa, R o c k e t a n d s a t e l l i t e s t u d i e s of m e t e o r i c Vgl. Ref. 1311 S. 231—237.

dust.

94215. D. W. Parkin, A. C. Delany, A. C. Delany, A s e a r c h f o r a i r b o r n e c o s m i c d u s t o n B a r b a d o s . Geochim. Cosmochim. Acta 31 1311—1320. — Mit einer Netztechnik wurde der Staubgehalt des Windes über dem Atlantik untersucht und gezeigt, daß die gefundenen magnetischen und nichtmagnetischen Teilchen vorwiegend irdische Verunreinigungen sind. Es wird eine obere Grenze f ü r den Einfall magnetischen extraterrestrischen Materials > 1 ¡i von 0.2 t pro Tag angegeben. Lä. 94216. J . M. Rosen, E . P . N e y , V e r t i c a l d i s t r i b u t i o n s t r a t o s p h e r e . Vgl. Ref. 1311 S. 345—347.

of

dust

in

the

94217. J. Rosinski, On t h e o r i g i n of i c e n u c l e i . J A T P 29 1201—1218. 94218. R. K. Soberman, E x t r a t e r r e s t r i a l d u s t c o n c e n t r a t i o n s u p p e r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1311 S. 323—331.

in

the

94219. D. Tilles, E x t r a t e r r e s t r i a l e x c e s s 3 6 A r a n d 3 8 A r c o n c e n t r a t i o n s a s p o s s i b l e a c c u m u l a t i o n - r a t e i n d i c a t o r s f o r s e a s e d i m e n t s . Icarus 7 94—99. 94220. D. Tilles, S o m e s t u d i e s of s e p a r a t e d f r a c t i o n s m u l a t i o n - r a t e «dust». Vgl. Ref. 1311 S. 3 9 9 ^ 1 2 .

of l o w

accu-

94221. R. Tousey, M. J. Koomen, R. E. McCuIlough, R. T. Seal, P h o t o g r a p h s of p a r t i c l e s f r o m a n A e r o b e e r o c k e t a t 130- t o 2 0 4 - k m a l t i t u d e . Vgl. Ref. 1311 S. 333—344. Tektite 94222. G. Baker, S t r u c t u r e s of w e l l p r e s e r v e d a u s t r a l i t e buttons f r o m P o r t C a m p b e l l , V i c t o r i a , A u s t r a l i a . Meteoritics 3 179—217. 94223. R. Bimbot, M. Maurette, P. Pellas, D e s c r i p t i o n d'une nouvelle m é t h o d e p o u r m e s u r e r le r a p p o r t d e s c o n c e n t r a t i o n s a t o m i q u e s du t h o r i u m et de l ' u r a n i u m d a n s les m i n é r a u x et les v e r r e s n a t u r e l s . A p p l i c a t i o n p r é l i m i n a i r e a u x t e c t i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 31 263—274. 94224. C. M. Botley, A. Dauvillier, 837.

Tektites

are

t e r r e s t r i a l ? Science 156 34*

532

X . Interplanetare Objekte

67, 1967

94225. D. R. Chapman, D. E. Gault, C r i t i q u e of « C o m e t a r y i m p a c t a n d t h e o r i g i n of t e k t i t e s » . J G R 72 2695—2699, mit einer A n t w o r t v o n S. C. L i n , S. 2700—2703, u n d einer E n t g e g n u n g von D . R . C h a p m a n , D. E . G a u l t , S. 3736—3737. 94226. D. R. Chapman, K. Keil, C. Annell, C o m p a r i s o n D a r w i n g l a s s . Vgl. Ref. 1201 S. 1595—1603.

of

Macedon

94227. R. S. Clarke jr., J. F. Wosinski, B a d d e l e y i t e i n c l u s i o n i n t h e t h a ' s V i n e y a r d t e k t i t e . Geochim. Cosmochim. Acta 31 397—406. 94228. J . Classen, D i e E n t s t e h u n g Veröff. Sternw. Pulsnitz Nr. 2.

der

Tektite.

and Mar-

Sterne 43 154—159

=

94229. F. Cuttitta, R.S.Clarke jr., M. K. Carron, C. S. Annell, M a r t h a ' s V i n e y a r d a n d s e l e c t e d G e o r g i a t e c t i t e s : N e w c h e m i c a l d a t a . J G R 72 1343—1349, m i t einer Bemerkung von E . A . K i n g j r . in J G R 73 2835—2836. — Chemische Analysen ergaben kontinuierliche Übergänge in den Elementhäufigkeiten zwischen den T e k t i t e n aus Texas u n d denen aus Georgia sowie M a r t h a ' s Vineyard. Letztere sind die siliziumreichen Vertreter innerhalb der nordamerikanischen Tektite, die alle zusammen durch einen Meteoriteneinschlag gebildet wurden. Lä. 94230. S. P. Dobrowolskij, E. W. Sobotowitsch, K. P. Florenskij, G. G. Worobjew, D i e E n t s t e h u n g d e r T e k t i t e . Priroda 56 Nr. 8 S. 88—96 (russ.). — I n h a l t : 1) Die Mondhypothese; 2) Mond- oder K o m e t e n m a t e r i e ; 3) K ö n n e n T e k t i t e auf dem Mond e n t s t e h e n ? 4) Raumflüge tragen zur Lösung des Problems bei. Kra. 94231. D. Futrell, S o m e n o t e s o n t e k t i t e s . Sky Tel. 33 272—275. 94232. R. Glass, R. C. Heezen, N a t u r e 214 372. 94233. R. Glass, 372—374.

Tektites

Microtektites

in

deep-sea

94234. R. P. Glass, R. C. Heezen, T e k t i t e s Sei. American 217 Nr. 1 S. 33—38. «4235. I . Halliday, T h e t e k t i t e

and

puzzle.

and

geomagnetic

reversals.

sediments.

N a t u r e 214

geomagnetic

reversals.

J R A S Canada 61 86—88.

94236. J. Kucera, M. Sulc, N e w o p i n i o n s a b o u t U H 48 173—175 (tschech.).

the origin

of

tektites.

•94237. H . H . Majmundar, J . A. 0'Keefe, C a u s e s of s t r a i n b i r e f r i n g e n c e around the notches in moldavites. Geochim. Cosmochim. Acta 31 1533—1534. 94238. H . H. Nininger, G. I . Huss, T e k t i t e s t h a t w e r e p a r t i a l l y p l a s t i c a f t e r c o m p l e t i o n of s u r f a c e s c u l p t u r i n g . Science 157 61—62. — U n t e r 50000 Indochiniten wurden einige gefunden, deren F o r m u n d Oberflächenstruktur erkennen lassen, daß sie z u m Z e i t p u n k t des Zerbrechens der aerodynamisch geformten K r u s t e im I n n e r n noch zähflüssig waren. Lä. 94239. J. A. 0'Keefe,

Tektite

sculpturing.

Vgl. Ref. 1201 S. 1931—1933.

94240. C. H. Perry, J. D. Wrigley jr., I n f r a r e d r e f l e c t a n c e c o n s t a n t s of t e k t i t e s . Applied Optics 6 586—587. «4241. P. Prihoda, P r o b l e m {tschech.).

of t h e o r i g i n of t e k t i t e s .

and

optical

R H 48 128—130

67, 1967

94. Meteorite

533

94242. N. Soga, 0. L. Anderson, E l a s t i c p r o p e r t i e s of t e k t i t e s b y r e s o n a n t s p h e r e t e c h n i q u e . J G R 72 1733—1739.

measured

94243. L.S.Walter, E. W. Adams, V a p o r p r e s s u r e of n a t u r a l t e k t i t e melts at high t e m p e r a t u r e s and its application to a e r o d y n a m i c a n a l y s i s . J G R 72 3717—3728. 94244. L. S. Walter, R. N. Clayton, O x y g e n i s o t o p e s : E x p e r i m e n t a l v a p o r f r a c t i o n a t i o n a n d v a r i a t i o n s in t e k t i t e s . Science 156 1357—1358. 94245. L. S. Walter, T e k t i t e c o m p o s i t i o n a l t r e n d s a n d e x p e r i m e n t a l v a p o r f r a c t i o n a t i o n of s i l i c a t e s . Vgl. Ref. 1201 S. 2043—2063. 94246. J. F. Wosinski, C. H. Beall, J. F. MacDowell, t e k t i t e g l a s s . Nature 215 839—841.

Devitrification

of

Meteoritenkrater 94247. G. Angenheister, J. Pohl, B e i t r ä g e d e r G e o p h y s i k z u r E r f o r s c h u n g d e s R i e s e s v o n N ö r d l i n g e n . Naturwissenschaften 54 209—216. 94248. H. J. Axon, R. Rieche, T h e G o o s e L a k e m e t e o r i t e a n d t h e G o o s e L a k e f r a g m e n t s . Nature 215 379—380. 94249. B. Barringer, H i s t o r i c a l n o t e s on t h e O d e s s a m e t e o r i t e Meteoritics 3 161—168.

crater.

94250. C. S. Seals, I. Halliday, I m p a c t c r a t e r s of t h e E a r t h a n d Moon. J RAS Canada 61 295—313. — Als Beitrag zur Entscheidung der immer noch ofFenen Frage, ob die großen Mondkrater vulkanischen oder meteoritischen Ursprungs sind, prüfen Verf. die für und gegen die Impakttheorie sprechenden Fakten an 12 kanadischen Kratern bzw. Kraterseen. Neben den Ergebnissen von künstlich erzeugten Explosionskratern werden Kraterdichte und Verteilung über Nordamerika und Kanada, beide zusammen etwa so groß wie die sichtbare Mondoberfläche, untersucht und mit den entsprechenden Befunden auf dem Mond verglichen. Gü-Li 94251. C. S. Beals, M. R. Dence, A.J.Cohen, E v i d e n c e f o r t h e i m p a c t o r i g i n of L a c C o u t u r e . Publ. Dominion Obs. Ottawa 31 409—426. — Es wird wahrscheinlich gemacht, daß ein nahezu kreisrunder See von etwa 16 km Durchmesser auf dem Nordteil von Labrador durch Einschlag eines Riesenmeteoriten gebildet wurde. Das inselfreie Zentralgebiet von 10 km Durchmesser ist ein flaches Becken von 150 m Tiefe. Bei der geographischen Lage von X = 75?3 und q> = +60?1 ist die Einwirkung des Eises ausgeprägt. Die Feinstruktur der Mineralien zeigt jedoch, daß Spuren eines starken Stoßes vorhanden sind, die eindeutig für die meteoritische Entstehung des Kraters sprechen. Die randnahen Inseln und Halbinseln bilden den Überrest des Ringwalles, der einst einige hundert Meter hoch war. Ho. 94252. W. von Engelhardt, W. Bertsch, D. Stöffler, P. Groschopf, W. Reilf, A n zeichen f ü r den m e t e o r i t i s c h e n U r s p r u n g des Beckens von Steinh e i m . Naturwissenschaften 54 198—199. 94253. W. von Engelhardt, C h e m i c a l c o m p o s i t i o n of R i e s g l a s s b o m b s . Vgl. Ref. 1201 S. 1677—1689. 94254. R.L.Fleischer, P. B. Price, A g e s of i m p a c t g l a s s e s f r o m t h e A s h a n t i a n d A o u e l l o u l c r a t e r s : A c o r r e c t i o n . Geochim. Cosmochim. Acta 31 2451—2452. — Betrifft die in A J B 65 Ref. 94179 zitierte Arbeit.

X. Interplanetare Objekte

534

67, 1967

94255. B. M. French, S u d b u r y s t r u c t u r e , O n t a r i o : S o m e p e t r o g r a p h i c e v i d e n c e f o r o r i g i n b y m e t e o r i t e i m p a c t . Science 156 1094—1098. 94256. I. Halliday, A. A. Griffin, S u m m a r y of d r i l l i n g a t t h e W e s t H a w k L a k e c r a t e r . J RAS Canada 61 1—8 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 4 Nr. 25. 94257. G. G. Johnson, V. Yand, A p p l i c a t i o n of a F o u r i e r d a t a s m o o t h i n g t e c h n i q u e t o t h e m e t e o r i t i c c r a t e r R i e s K e s s e l . J G R 72 1741—1750. 94258. R. Knox jr., S u r v i v i n g m e t a l i n t h e Wolf Creek, W e s t e r n A u s t r a l i a , 3 235—238.

meteoritic iron oxide from m e t e o r i t e c r a t e r . Meteoritics

94259. P.Kolbe, W.H.Pinson jr., J.M.Saul, E.W.Miller, R b — S r s t u d y o n c o u n t r y r o c k s of t h e B o s u m t w i c r a t e r , G h a n a . Geochim. Cosmochim. Acta 31 869—875. — Rb—Sr-Messungen an Metasedimentgesteinen aus der unmittelbaren Nähe des Bosumtwi-Kraters ergeben ein Alter von 2.1 x 109 a und unterstützen die Hypothese, daß die Kratergläser und Elfenbeinküste-Tektite durch Schmelzen dieses Materials entstanden sind. Lä. 94260. C. C. Schnetzler, J . A. Philpotts, H. H. Thomas, R a r e - e a r t h a n d b a r i u m a b u n d a n c e s in I v o r y Coast t e k t i t e s and rocks f r o m t h e B o s u m t w i c r a t e r a r e a , G h a n a . Vgl. Ref. 1201 S. 1987—1993. 94261. A. M. de Velasco, E l 21 79—81.

crater

meteörico

de Arizona.

El Universo

94262. F o s s i l m e t e o r i t e c r a t e r . Sky Tel. 33 93. A J B 65 Ref. A J B 66 Ref. A J B 66 Ref. schaften 54

9412. — W. B. in Naturwissenschaften 54 179. 9436. — W. B. in BSAF 82 198. 9475. — W. B. in Ann. Geophys. 23 313—314, 547.

Naturwissen-

§ 95 Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein 9501. W.M.Alexander, O.E.Berg, C. W. MeCraeken, L. Secretan, J. I . Bohn, 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 f l u x m e a s u r e m e n t s b e t w e e n 1.0 a n d 1 . 5 6 A. U . f r o m M a r i n e r 4 c o s m i c - d u s t e x p e r i m e n t . Vgl. Ref. 1311 S. 227. 9502. T. D. Antonowa, W. W. Witkewitsch, W. I. Wlassow, Beobachtungen der S z i n t i l l a t i o n von R a d i o q u e l l e n an I n h o m o g e n i t ä t e n des interp l a n e t a r e n P l a s m a s . Publ. Phys. Inst. Akad. Wiss. UdSSR 38 88—95 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1968 4.51.420: Verf. haben die Szintillation der Radioquellen 3C 48, 147 und 197 bei 7.9 m Wellenlänge und der Quelle 3C 48 bei 3.5 m beobachtet und ihre Fluktuationen registriert. Die wahrscheinlichste Szintillationsperiode beträgt 3 bis 4 sec (3.5 m) und 4 bis 5 sec (7.9 m). Verf. versuchen, diese Erscheinungen zu deuten. Die Szintillation der Quelle im Crab-Nebel mit einer Periode von 4 bis 5 sec wird bestätigt. Unter der Annahme, daß der Sonnenwind eine Geschwindigkeit von etwa 300 km/sec hat, werden die charakteristi-

67, 1967

95. Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein

535

sehen Ausmaße der Inhomogenitäten des interplanetaren Mediums zu IO3 k m abgeschätzt. I n diesem Falle beträgt die obere Grenze der Dimensionen von 3 0 48 und 147 bei 7.9 m Oil. Verf. (ü., gek.) 9503. A. S. Asaad, E f f e c t of t h e s o l a r a c t i v i t y o n t h e b r i g h t n e s s a n d p o l a r i z a t i o n of t h e z o d i a c a l l i g h t . Nature 214 259—261. — Zusammenhänge zwischen Sonnenaktivität und Geschwindigkeit der von der Sonne ausgestoßenen Teilchen einerseits und der Flächenhelligkeit und des Polarisationsgrades des Zodiakallichts andererseits werden in Diagrammen dargestellt. Erklärungsversuche durch die Wechselwirkung zwischen verschieden großen und entgegengesetzt geladenen Teilchen im Beisein von relativ starken Magnetfeldern (bis zu 1 0 - 3 Oe) werden besprochen. Dv. 9504. A. S. Asaad, D e c r e a s e of t h e z o d i a c a l l i g h t b r i g h t n e s s w i t h i n c r e a s i n g s o l a r a c t i v i t y . Obs 87 83—87. — Beobachtungen von verschiedenen Seiten zeigen, daß die Helligkeit des Zodiakallichts deutlich zunimmt, wenn die Sonnentätigkeit abnimmt. Zur Erklärung dieses Effektes wird darauf hingewiesen, daß der Sonnenwind während des Maximums der Sonnenaktivität recht stark ist und demnach das interplanetare Material zerstören, verdampfen oder wegstoßen kann. Bereits Whipple hatte 1955 (vgl. A J B 55 Ref. 8411) darauf hingewiesen, daß infolge des Poynting-Robertson-Eifektes mit Materieverlust zu rechnen ist. Loh. 9505. D.E.Blackwell, M.F.Ingham, A. D. Petford, T h e d i s t r i b u t i o n of d u s t i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . MN 136 313—328 = Commun. Univ. Obs. Oxford Nr. 91. 9506. J . C . B r a n d t , I n t e r p l a n e t a r y g a s . X I V . O n t h e e x t e n t of e f f e c t i v e c o r o t a t i o n . A p J 148 905—910. 9507. T. K. Breus, K. I. Grindaus, A b s c h ä t z u n g d e r T e m p e r a t u r P r o t o n e n des i n t e r p l a n e t a r e n Plasmas nach B e o b a c h t u n g e n « V e n u s 3». Kosm. Forsch. 5 948—950 (russ.). * * B.H.Briggs, B r i e f r e v i e w of s c i n t i l l a t i o n

der mit

s t u d i e s . Vgl. Ref. 7527.

9508. D. G. Carpenter, K. R. Pastusek, S o l a r w i n d d e g r a d a t i o n of i n t e r p l a n e t a r y d u s t . Planet. Space Sci. 15 593—598. — Bewegung und Lebensdauer der interplanetaren Staubpartikel werden unter Berücksichtigung des Sonnenwindes und unter der Annahme, daß die Partikel keine elektrische Ladung tragen, untersucht. Die Resultate werden mit den Daten verglichen, die Whipple (vgl. A J B 55 Ref. 8411) ohne Berücksichtigung des Sonnenwindes und Öpik (vgl. A J B 56 Ref. 7017) unter der Annahme positiv geladener Staubpartikel erhalten haben. W. Gl. 9509. M. W. Chipionkar, S. A. D. Tillu, A p h o t o m e t r i c evaluation of z o d i a c a l l i g h t a n d t h e G e g e n s c h e i n i n t h e t r o p i c s . Ann. Géophys. 23 17—23. — Ref. in Phys. Abstr. 71 208. 9510. P.J.Coleman jr., W a v e - l i k e p h e n o m e n a i n t h e p l a s m a : M a r i n e r 2. Planet. Space Sci. 15 953—973.

interplanetary

* * T. G. Cowling, Ref. 13308.

plasmas.

Interstellar

and

interplanetary

Vgl.

9511. N. B. Diwari, J. A. Elieh, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e s d i r e k t e n s o l a r e n L i c h t d r u c k s auf die Bewegung der Teilchen der z i r k u m t e r r e s t r i s c h e n S t a u b w o l k e . A J UdSSR 44 840—848 (russ. mit engl. Ref.). — Bei dieser Untersuchung werden die Bewegungsgleichungen von Staubteilchen nach der Krylow-Bogoljubowschen Methode integriert. Die Entfernung des Perigäums

536

X. Interplanetare Objekte

67, 1967

der Bahn der sehr kleinen Staubteilchen ist unter dem Einfluß des Lichtdrucks Schwingungen von erheblicher Amplitude ausgesetzt. Dadurch fallen diese Staubteilchen schnell i n . die Erdatmosphäre. Solche Teilchen können keine stabile Komponente der die Erde umgebenden Staubwolke darstellen. Verf. (ü.) 9512. N. B. Diwari, E i n M e t e o r m o d e l l d e r Z o d i a k a l w o l k e . A J UdSSR 44 1309—1315 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berechnet die Konzentration der Staubmaterie des interplanetaren Raumes in Abhängigkeit von der Entfernung von der Sonne und der heliozentrischen Breite. Die erhaltenen Werte werden zur Berechnung der Verteilung der Helligkeit und Polarisation verwandt. Ein Vergleich zwischen Beobachtung und Rechnung zeigt, daß ein Meteormodell der Zodiakalwolke eine relativ gute Vorstellung über die beobachtete Helligkeitsverteilung und Polarisation des Zodiakallichtes vermitteln kann. Verf. (ü.) 9513. N. B. Diwari, Ü b e r e i n i g e M o d e l l e d e r Z o d i a k a l w o l k e . Astr. Bote 1 103—109 (russ. mit engl. Ref.). — Ein meteorisches Modell und ein Kometenmodell, das sowohl periodische als auch hyperbolische Bahnen einschließt, stimmen hinreichend gut mit den Beobachtungen überein. Verf. (ü.) 9514. N. B. Diwari, Ü b e r d e n S t a u b g e h a l t d e r E r d e . Kosm. Forsch. 5 475—477 (russ.).

in

der

Hochatmosphäre

* * A. S. Dolginow, I. N. Toptygin, Ü b e r d i e D i f f u s i o n k o s m i s c h e r c h e n i m i n t e r p l a n e t a r e n M e d i u m . Vgl. Ref. 13622. * * J.N.Douglas, H.J.Smith, I n t e r p l a n e t a r y d e c a m e t r i c r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 8654.

scintillation

9515. R. Dumont, P l u s b r i l l a n t e q u e t o u t e s l u m i è r e z o d i a c a l e . BSAF 81 133—144.

les étoiles

* * M. Fracassini, I . E. Pasinetti, T h e p e r m a n e n c e i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . Vgl. Ref. 9114. * * L. J. Gleeson, W. I. Axford, m e d i u m . Vgl. Ref. 13645.

Cosmic

rays

in

in

Jovian

réunies:

of c o m e t a r y the

Teil-

La

matter

interplanetary

9516. A. Hewish, I n t e r p l a n e t a r y o b s e r v a t i o n s u s i n g r a d i o Vgl. Ref. 1839 S. 1389—1392.

techniques. R . O.

* * A. Hewish, P. A. Dennison, M e a s u r e m e n t s of t h e s o l a r w i n d a n d t h e s m a l l - s c a l e s t r u c t u r e of t h e i n t e r p l a n e t a r y m e d i u m . Vgl. Ref. 6731. 9517. J.F.James, I n t e r p l a n e t a r y Scient. 33 4 6 4 - ^ 6 6 .

dust

9518. C.Kaiser, T h e r m a l é m i s s i o n m o d e l s . A J 72 807. — Ref. AAS.

and

of

the

zodiacal

interplanetary

l i g h t . New R . O. dust

cloud

9519. B. P. Konstantinow, M. M. Bredow, E. P. Masez, E x p é r i m e n t a l e v i d e n c e a g a i n s t t h e E a r t h ' s d u s t c l o u d h y p o t h e s i s . DAN 174 580—582 (russ.). — Die mit Kosmos 135 in 260 bis 650 km Höhe gezählten Zusammenstöße mit Mikrometeoriten bestätigen nicht die Existenz einer Staubwolke um die Erde. Kra. * * W.G.Kurt, B e o b a c h t u n g e n d e r g e s t r e u t e n L a - S t r a h l u n g i n d e r U m g e b u n g d e r E r d e u n d i m i n t e r p l a n e t a r e n R a u m . Vgl. Ref. 6822. 9520. M. A. Liwschiz, Ü b e r AC Nr. 418 S. 1—3 (russ.).

die I o n i s a t i o n

des i n t e r p l a n e t a r e n

Gases.

67, 1967

95. Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein

9521. C. W. McCracken, C o n d i t i o n s of e n c o u n t e r t h e p l a n e t s . Vgl. Ref. 1311 S. 213—224.

537

between

dust

and

9522. C. S. Nilsson, W.M.Alexander, M e a s u r e d v e l o c i t i e s 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 f r o m O G O - 1 . Vgl. Ref. 1311 S. 301—305. 9523. S. E. Okoye, A. Hewish, I r r e g u l a r i t i e s of p l a s m a d e n s i t y in t h e s o l a r n e i g h b o u r h o o d . MN 137 287—296. — 1964 wurde die interplanetare Radiostreuung bei 38 MHz als Funktion der Distanz zur Sonne (10 R q < R < 100 R g ) gemessen. Wenn der Streuwinkel durch (R/Rq)~ x beschrieben wird, dann ist dx/dR negativ. Daher werden die interplanetaren Dichtefluktuationen wahrscheinlich durch eine Plasmainstabilität verursacht. DGW 9524. B. Paczynski, O b l o k p y l u w o k ó l Z i e m i . Postçpy Astr. 15 193—194. — Verf. berichtet über die derzeitige Situation der Theorie der die Erde umgebenden Staubwolke, insbesondere in Anlehnung an die Arbeit von Diwari (vgl. A J B 66 Ref. 9510). E. R. 9525. J. Pagaczewski, P i e r s c i e n 1967 Nr. 7—8 (1989) S. 190.

pylowy

otacza

Ziemie.

Wszechswiat

9526. A.W.Peterson, E x p e r i m e n t a l d e t e c t i o n of t h e r m a l r a d i a t i o n f r o m i n t e r p l a n e t a r y d u s t . ApJ 148 L37—L39. — Dem Verf. gelang es erstmalig, zwischen 2.2 und 3.6 p die thermische Strahlung des interplanetaren Staubes in unmittelbarer Nähe der Sonne zu messen. Die Strahlung setzt ziemlich plötzlich bei 4 Sonnenradien Abstand ein, so daß hier vermutlich die Grenze zwischen einer staubfreien Zone und dem Einsetzen des Zodiakalstaubes anzusetzen ist. Die Intensität stimmt befriedigend mit theoretischen Abschätzungen überein. Voigt 9527. W. W. Radsijewskij, T h e g r a v i t a t i o n a l c a p t u r e of c o s m i c d u s t b y t h e S u n a n d p l a n e t s a n d t h e e v o l u t i o n of t h e c i r c u m t e r r e s t r i a l c l o u d . A J UdSSR 44 166—177 (russ. mit engl. Ref.). — Ausgehend von dem dauernd vorhandenen Zustrom kosmischer (interstellarer) Materie zur Sonne, verstärkt durch das Mitwirken der Planeten und auf die Planeten unter Mitwirken ihrer Monde, wird eine Abschätzung des Massenzuwachses durchgeführt. Mit der Voraussetzung einer mittleren Dichte des galaktischen Mediums von wenigstens 4 x 10 - 2 ' g/cm 3 kann bei der Sonnengeschwindigkeit von 2 x 10 6 cm/sec unter anderem gezeigt werden, daß die Menge des eingefangenen Materials ausreicht, um die Erscheinung des Zodiakallichtes hervorzurufen. Ho. 9528. U. R. Rao, T h e

interplanetary

medium.

Current Sci. 36 57—62.

9529. F. E. Roach, T h e b r i g h t n e s s of t h e z o d i a c a l l i g h t a t t h e e c l i p t i c pole. Vgl. Ref. 1311 S. 225—226. 9530. R. Robley, 665—668.

Photométrie

de

la

lumière

zodiacale.

CR (B) 265

9531. R. Robley, S u r l ' e x i s t e n c e d ' u n e c o v a r i a n c e e n t r e 5 5 7 7 A de O I e t la l u m i è r e z o d i a c a l e o b s e r v é e a u x d é c l i n a i s o n s é c l i p t i q u e s . CR (B) 265 1155—1158.

la r a i e grandes

9532. E.E.Salpeter, I n t e r p l a n e t a r y s c i n t i l l a t i o n s . I. T h e o r y . ApJ 147 433—448. 9533. F. Sanchez Martinez, L a l u z z o d i a c a l , l u z del e s p a c i o i n t e r p l a n e t a r i o . Urania Barcelona 51 Nr. 264 S. 153—164 = Pubi. Sem. Astr. Geod. Univ. Madrid Nr. 58. 9534. H. Schmidt, N. S. Kovar, A p o s s i b l e A J 72 827. — Ref. AAS.

model

for the

Gegenschein.

538

X . Interplanetare Objekte

67, 1967

9535. L. Secretan, M e a s u r e m e n t s 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 f l u x f r o m E x p l o r e r 16 C d S a n d w i r e g r i d d u s t - p a r t i c l e d e t e c t o r s . Vgl. Ref. 1811 S. 307—315. 9536. 1.1. Shapiro, D. A. Lautman, G.Colombo, D y n a m i c s of o r b i t i n g p a r t i c l e s . Vgl. Ref. 1811 S. 359.

dust

9537. L . E . S h a r p , D. E. Harris, E n h a n c e d i n t e r p l a n e t a r y s c i n t i l l a t i o n s a s s o c i a t e d w i t h s o l a r f l a r e s . Nature 213 377—378. — I m J a h r e 1966 sind Radioquellen bei 195, 430 und 611 MHz durchmustert worden, u m festzustellen, welche Quellen auf Grund von Irregularitäten der interplanetaren Materie szintillieren. Der Durchgang von Stoßwellen durch die interplanetare Materie und die Ejektion turbulenter Plasmen wird im Zusammenhang mit Sonnen-Flares festgestellt. F 9538. S.F.Singer, Z o d i a c a l d u s t a n d d e e p - s e a s e d i m e n t s . Science 156 1080—1083. — Verf. diskutiert die verschiedenen Zodiakallichtmodelle (van de Hülst, Elsässer, Allen-Öpik, Siedentopf, Ingham und Giese) hinsichtlich der Größe der Massenakkretion im Bereich der Erde, um die von Lal und Venkatavaradan (vgl. A J B 66 Ref. 68122) festgestellte anomal hohe Al 26 -Radioaktivität in Sedimenten des Pazifischen Ozeans zu erklären. Die Modelle mit Partikelgrößen zwischen 1 ¡i und 350 p, entsprechen der allerdings nur grob bestimmbaren Akkretionsrate am ehesten, das sind die Modelle von van de Hülst, Allen und Öpik. Gü-Li * * S.F.Singer, D u s t d y n a m i c s i n p l a n e t a r y s p a c e . Vgl. Ref. 76110.

the

magnetosphere

9539. J.L.Weinberg, Z o d i a c a l l i g h t a s a n i n d i c a t o r of of t h e i n t e r p l a n e t a r y m a t t e r — p a s t , p r e s e n t , a n d r e s u l t s . Vgl. Ref. 1311 S. 203—212. 9540. F.L.Whipple, R. B. Southworth, C. S. Nilsson, S t u d i e s p l a n e t a r y p a r t i c l e s . SAO Special Rep. Nr. 239, 3 + 124 S.

and

inter-

the nature prospective in

inter-

* * W. W. Witkewitsch, C h r o m o s p h ä r i s c h e N a d e l n a l s m ö g l i c h e U r s a c h e d e r B i l d u n g k l e i n m a ß s t ä b l i c h e r I n h o m o g e n i t ä t e n in d e r S u p e r k o r o n a d e r S o n n e u n d i m i n t e r p l a n e t a r e n P l a s m a . Vgl. Ref. 6695. * * W. W. Witkewitsch, N. A. Lotowa, Ü b e r k l e i n m a ß s t ä b l i c h e I n h o m o g e n i t ä t e n des M a g n e t f e l d e s der S u p e r k o r o n a der Sonne u n d des i n t e r p l a n e t a r e n P l a s m a s . Vgl. Ref. 6781. 9541. R. D. Wolstencroft, L.J.Rose, O b s e r v a t i o n s of t h e z o d i a c a l l i g h t f r o m a s o u n d i n g r o c k e t . A p J 147 271—292 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 163. — Die Photometrie des Zodiakallichts dürfte gegenwärtig das beste Hilfsmittel zur Erforschung der räumlichen Verteilung und der physischen Eigenschaften des interplanetaren Staubes bieten. Da photometrische und polarimetrische Messungen dieses sehr matten Lichtschimmers in hohem Maße durch das Nachtleuchten, das in unserer Atmosphäre gestreute Sternlicht und das diffuse galaktische Licht beeinträchtigt werden, wurden diese Messungen in Höhen von mehr als 130 km vorgenommen. Zu diesem Zwecke wurden 1964 Sept. 15 4 Polarimeter und ein Photometer mit Hilfe einer Aerobee-Rakete in den Weltraum gebracht. Die Ergebnisse, Helligkeitsverteilung des Zodiakallichts im Verlauf der Ekliptik und an den Polen, die lineare und zirkuläre Polarisation, die Farbe sowie Schlüsse, die man aus diesen Beobachtungen auf die S t r u k t u r und chemische Beschaffenheit des interplanetaren Staubes ziehen kann, werden ausführlich dargelegt. Bey.

67, 1967

101. E n t f e r n u n g

539

9542. R . D. Wolstencroft, O n t h e l o c a t i o n i n s p a c e of t h e z o d i a c a l d u s t p a r t i c l e s . P l a n e t . Space Sei. 15 1081—1089 = Commun. Roy. Obs. Edinburgh Nr. 39. 9543. D i e I n k o n s t a n z d e r P a r a m e t e r d e s i n t e r p l a n e t a r e n P l a s m a s . Fortschritte Phys. Wiss. 92 168—172 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1968 1.62.265: I n dieser Arbeit werden die m i t Mariner 2 erhaltenen Ergebnisse der Messungen des interplanetaren Magnetfeldes, der Dichte des interplanetaren Plasmas sowie seiner T e m p e r a t u r u n d Geschwindigkeit zusammengestellt. K r a . 9544. D i e l u n a r e

Komponente

im Z o d i a k a l b a n d .

K C 49 (russ.).

9545. B e s i t z t d i e E r d e , ä h n l i c h d e m S a t u r n , e i n e n R i n g ? S u W 6 35. * * Solar radiation S. 891—968.

and

interplanetary

medium.

Vgl. Ref. 1807

XI. Sterne § ioi Entfernung 10101. S. R . Brzostkiewicz, J e d n o s t k a a s t r o n o m i e z n a . U r a n i a K r a k ö w 38 296—301. — E n t h ä l t u n t e r anderem ein Verzeichnis der bisherigen Bestimmungen der Astronomischen Einheit. 10102. W . Gliese,

Sonnennahe

Sterne.

Vgl. Ref. 1350 S. 64—69.

10103. D. S. Kimball, S u m m a r y of t h e p a r a l l a x e s of 5 6 s t a r s f r o m p l a t e s o b t a i n e d w i t h t h e Y a l e 2 6 - i n . t e l e s c o p e . A J 72 127—128. 10104. S. L. Lippincott, C.-Y. Yang, P a r a l l a x e s a n d p r o p e r m o t i o n s of six n e a r b y s t a r s f r o m p h o t o g r a p h s t a k e n w i t h t h e 24-in. S p r o u l r e f r a c t o r . A J 72 840—847 = Sproul Obs. Repr. Nr. 165. 10105. W . J . Luyten, T h e p a r a l l a x of L P 9 - 2 3 1 . P u b l . Astr. Obs. Univ. Minnesota 2 Nr. 19/1 S. 1—5. — n = 0?106 ± 0?025 (m. F.), M v = 14 m 6. 10106. A. Paluzie Borrell, L a m e d i c o n d e Urania Barcelona 51 Nr. 264 S. 231—245.

distancias

10107. R. K . Riddle, A. P. Klugh, P a r a l l a x a n d p y g m y s u s p e c t L P 9 - 2 3 1 . A p J 150 L193.

proper

en

astronomia.

motion

10108. N. E . Wagman, 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 s of t h e of 67 s t a r s w i t h t h e T h a w r e f r a c t o r . A J 72 957—958.

of

the

parallaxes

10109. G. Wallerstein, O n t h e u s e of s m a l l p a r a l l a x e s f o r c a l i b r a t i o n p u r p o s e s . P u b l A S P 79 317—321. — Die Eichung photometrischer Parallaxenbestimmungen m i t Hilfe trigonometrisch gemessener Parallaxen ergibt systematische Fehler, weil in einem vorgegebenen Material Sterne mit zu groß gemes-

540

67, 1967

X I . Sterne

senen trigonometrischen Parallaxen noch berücksichtigt sind, deren Parallaxen in Wirklichkeit aber unmeßbar klein sind. Der Betrag dieses Effekts kann einen systematischen Fehler der absoluten Helligkeiten von nahezu l m verursachen. FS 10110. P. A. Wayman, A N e w t o n i a n o r d e r - o f - m a g n i t u d e argument. Irish A J 8 12—14. A J B 66 Ref. 10102 = Sproul Obs. Repr. Nr. 157.

§ 102 Bewegung 10201. O . J . E g g e n , S t e l l a r m o t i o n s a n d t h e e v o l u t i o n of t h e Australian Physicist 4 Nr. 6 S. 96—99. * * D. Koelbloed, A b u n d a n c e s Vgl. Ref. 104189.

in t w o

extremly

Galaxy. R . O.

high-velocity

stars.

10202. A. Poveda, J.Ruiz, C. Allen, R u n - a w a y s t a r s a s t h e r e s u l t of t h e g r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e of p r o t o - s t e l l a r c l u s t e r s . Bol. Obs. Tonantzintla y Tacubaya 4 86—90. — Numerische Rechnungen über die zeitlichen Änderungen in 54 Trapezsystemen unter dem Einfluß der Gravitation ergeben 38 Wegläufer mit Geschwindigkeiten bis zu 185 km/sec. In der Hälfte aller Fälle verlassen zwei Sterne gleichzeitig in entgegengesetzten Richtungen das System. Haug Eigenbewegung 10203. A. P. Cowley, W. A. Hiltner, A.N.Witt, Spectral classification a n d p h o t o m e t r y of h i g h p r o p e r m o t i o n s t a r s . A J 72 1334—1340. * * W. Dieckvoss, C. de Vegt, I t e r a t i v e V e r b e s s e r u n g d e r P o s i t i o n e n u n d E i g e n b e w e g u n g e n v o n A n h a l t s s t e r n e n in e i n e m m e h r f a c h ü b e r d e c k t e n S t e r n f e l d . Vgl. Ref. 3112. 10204. 0 . J . Eggen, J. L. Greenstein, O b s e r v a t i o n s of p r o p e r - m o t i o n I I I . A p J 150 927—942.

stars.

10205. E.Eisner, E f f e c t of l i g h t t i m e o n s t e l l a r p r o p e r m o t i o n . A J 72 214. — Wird der Ort eines relativ zum Beobachter bewegten Sterns zu zwei verschiedenen Zeiten gemessen, so tritt wegen der endlichen Lichtgeschwindigkeit ein Effekt auf, der vom Verhältnis der Tangentialgeschwindigkeit zur Entfernung abhängt. Abschätzungen zeigen, daß dieser Effekt bei der heute erreichten Genauigkeit in den Sternörtern noch nicht wirksam wird, jedoch bei der Herleitung der Eigenbewegungen einiger naher Sterne bereits berücksichtigt werden sollte, um deren Raumgeschwindigkeiten exakt zu berechnen. Gli. 10206. H. L. Giclas, R. Burnham jr., N.G.Thomas, L o w e l l p r o p e r X. Lowell Obs. Bull. 7 1—15.

motions.

10207. H. 1. Giclas, R. Burnham jr., N.G.Thomas, L o w e l l p r o p e r m o t i o n s X 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. 7 31—48.

67, 1967

102. Bewegung

541

10208. A. N. Goyal, V. K. Chaturvedi, 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 V I ) . J O 50 101—106. — Diese Veröffentlichung ist die Fortsetzung von fünf bereits erschienenen Verzeichnissen. Sie enthält die jährlichen relativen Eigenbewegungen von r u n d 375 Sternen mit wahrscheinlichen Fehlern von ±0f010 in jeder der beiden Koordinaten. Verf. (gek.) 10209. F. J . Heyden, Ref. 1342 S. 597.

Proper

motions

from

* * S. L. Lippincott, C.-Y. Yang, P a r a l l a x e s nearby stars from photographs taken f r a c t o r . Vgl. Ref. 10104.

old

star

catalogues.

a n d p r o p e r m o t i o n s of w i t h the 24-in. Sproul

Vgl. six re-

10210. W . J . Luyten, F a i n t 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 . N e w w h i t e d w a r f s . Publ. Astr. Obs. Univ. Minnesota 3 Nr. 20 S. 1—17. — Auf Grund weiterer Durchmusterungen von P l a t t e n p a a r e n des 48'-Schmidt-Spiegels werden hier in Fortsetzung vorangegangener Publikationen f ü r 360 schwache Sterne u n d 189 neue weiße Zwerge gegeben: genäherter Ort, geschätzte photographische Helligkeit, Farbklasse u n d Eigenbewegung. Anmerkungen zeigen, daß ein beträchtlicher Teil dieser schwachen Sterne P a a r e bildet. Gli. 10211. W . J . Luyten, A c o m p a r i s o n of t h e B r u c e , Palomar-Schmidt a n d L o w e l l p r o p e r m o t i o n s . Publ. Astr. Obs. Univ. Minnesota 3 Nr. 20 S. 19—20. — Vergleiche der drei großen Eigenbewegungsserien zeigen, d a ß zwischen Bruce- u n d Palomar-Schmidt-Eigenbewegungen keine wesentlichen systematischen Differenzen bestehen. Dagegen sind die Lowell-Eigenbewegungen in allen Eigenbewegungsbereichen systematisch größer als die von L u y t e n gemessenen, maximal u m 0f048 bei jährlichen Eigenbewegungen zwischen 0?46 bis 0?55, im Mittel bei allen Eigenbewegungen u m 01030 ± 0?001 (mittlerer Fehler, 2340 Vergleichssterne). Gli. 10212. W . J . Luyten, P r o p e r M o t i o n S u r v e y w i t h t h e f o r t y - e i g h t i n c h S c h m i d t t e l e s c o p e . X I I . S e v e n f a r - n o r t h e r n r e g i o n s . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, März 1967. 40 S. — Diese Fortsetzung der Serie gibt 2816 Eigenbewegungssterne in 6 polnahen Regionen ( 5 SUig (Spektralklassen 0 5 - B 4 ) f ü r zwei chemische Zusammensetzungen gezeichnet: X = 0.75, Z = 0.05 und X = 0.60, Z = 0.05. Die Beziehungen Masse — effektive Temperatur und Masse — bolometrische Größe werden aus der Berechnung von Sternmodellen abgeleitet, die Beziehungen Masse — Spektralklasse und Masse — visuelle Leuchtk r a f t aus Beobachtungen von Doppelsternen. Die Ergebnisse werden mit denen anderer Autoren verglichen. Verf. (ü.) 10505. O.J.Eggen, A. Sandage, E x a m i n a t i o n of t h e e v i d e n c e f o r t h e e x i s t e n c e of p y g m y s t a r s . A p J 148 911—917. — F ü r fünf blaue Sterne großer Eigenbewegung, die von Zwicky als Pygmäensterne bezeichnet worden waren, wurde neues Beobachtungsmaterial gesammelt. Auf Grund dieser photo-

67, 1967

105. Leuchtkraft, Masse, Radius, Zustandsdiagramme

571

metrischen, kinematischen und spektroskopischen Daten scheint es nicht nötig, diesen Sternen geringere absolute Helligkeiten als den weißen Zwergen zuzuschreiben. Sie dürften der extremen Population I I angehören. Haug 10506. H. Elsässer, Z u r Ref. 1350 S. 82—85.

Beobachtung

von

* * J. L. Franzman, D i e Ä n d e r u n g d e r f ü r S t e r n e , die sich in d e n G r e n z e n Vgl. Ref. 5514.

Schwarzen

Zwergen.

Vgl.

Masse-Leuchtkraftbeziehung der H a u p t r e i h e entwickeln.

10507. D.F.Gray, P h o t o m e t r i e d e t e r m i n a t i o n of s t e l l a r r a d i i . A p J 149 317—343 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 231. — Durch Vergleich der beobachteten absoluten Energieverteilungen mit der aus einer Modellatmosphäre hergeleiteten Energieverteilung werden Sternradien berechnet. Der Radius kann mit einer Unsicherheit von 10 % oder weniger bestimmt werden, wenn die Entfernung des Sterns genau bekannt ist. Es wurden die Energieverteilungen der 3 visuellen Doppelsternkomponenten rj Cas A, £ Boo A und 70 Oph A gemessen. Die Berechnung von Modellatmosphären berücksichtigte die kontinuierliche Absorption der neutralen H-Atome, der negativen H-Ionen und der H 2 +-Moleküle sowie eine Approximation f ü r die kontinuierliche Absorption schwerer Elemente. Die Radien der 3 Komponenten konnten in Einheiten des Sonnenradius zu 1.11, 1.01 und 1.21 (jeweils ± 7 % ) bestimmt werden. Unter Benutzung der aus den Bahnelementen hergeleiteten Massen wurde die Oberflächenschwere berechnet. Auch von a Lyr, a CMa und der Sonne wurden photometrische Radien hergeleitet. Auf Grund veröffentlichter Energieverteilungen wurden noch weitere 29 Sterne untersucht. E s existieren sehr gute Beziehungen zwischen Radius und Spektraltyp. Unterriesen erscheinen klar von der Hauptreihe getrennt. Gli. 10508. M. Hack, H y d r o g e n - p o o r Oss. Astr. Trieste Nr. 339.

s t a r s . Vgl. Ref. 1151 S. 163—183 = Publ.

10509. J. G. Ireland, On t h e e f f e c t of n o n - u n i f o r m r o t a t i o n o n s t e l l a r l u m i n o s i t y . ZfA 65 123—132 = Commun. Roy. Obs. Edinburgh Nr. 36. — Die Auswirkung von ungleichmäßiger Rotation auf die Schwere- und Randverdunklung in einem schnell rotierenden Roche-Modell eines Sternes wird untersucht. Kleine Ungleichmäßigkeiten in der Rotation haben wahrscheinlich größere Bedeutung als die Werte der Rotationsgeschwindigkeit selbst. Die Leuchtkraft kann im Bereich mehrerer Zehntel Spektralklassen variieren; dies wird abgeschätzt f ü r den Sonderfall starker Variation eines Parameters x, der den Grad der Ungleichmäßigkeit der Rotation mißt. Verf. * * S. S. Kumar, O n p l a n e t s a n d b l a c k d w a r f s . Vgl. Ref. 11113. 10510. S. Leone, R e l a z i o n i Vgl. Ref. 1331 S. 71—77.

empiriche

concernenti

10511. D. D. Meisel, On t h e i n t e r p r e t a t i o n Ref. AAS.

la m a s s a

stellare.

of B e s t a r s . A J 72 816. —

10512. L. F. Smith, L u m i n o s i t i e s a n d t h e g a l a c t i c W o l f - R a y e t s t a r s . A J 72 320. — Ref. AAS.

distribution

of

10513. L. F. Smith, O n t h e m a s s e s of W o l f - R a y e t s t a r s . Publ ASP 79 347—350. — Unregelmäßigkeiten in den Lichtkurven und Emissionen zeigen, daß die photometrischen Bahnen und die daraus bestimmten Massen der WR-Sterne sehr unsicher sind. hz 10514. L. I. Sneshko, M a s s e - R a d i u s und Masse-Leuchtkraft-Bezieh u n g e n f ü r i n h o m o g e n e S t e r n e . AC Nr. 421 S. 3—5 (russ.).

X I . Sterne

572

67, 1967

10515. V. Straizys, G. Kavaliauskaite, D e r E n t w i c k l u n g s e f f e k t d e r A - F S t e r n e i m U - B , B - V - D i a g r a m m . Astr. Oba. Biul. Vilnius Nr. 20 S. 3—19 (russ. mit litau. u n d engl. Ref.). — I n h a l t : 1. E i n f ü h r u n g ; 2. Die ursprüngliche H a u p t r e i h e im U - B , B - V - D i a g r a m m ; 3. Die entwicklungsmäßig bedingten Abweichungen der A - F - S t e r n e von der ursprünglichen H a u p t r e i h e im U - B , B - V D i a g r a m m ; 4. Über die R e a l i t ä t des Entwicklungseffektes der A - F - S t e r n e u n d über seine G r ü n d e ; 5. Die sich aus den entwicklungsmäßig bedingten Abweichungen der A - F - S t e r n e im U - B , B - V - D i a g r a m m ergebenden Folgerungen. Kra. 10516. S. E.Strom, J.G.Cohen, K.M.Strom, A n a l y s i s of F a n d G s u b d w a r f s . I . T h e l o c a t i o n of s u b d w a r f s i n t h e t h e o r e t i c a l H - R d i a g r a m . A p J 147 1038—1049. — Die Lage von 7 F- u n d G-Unterzwergen mit b e k a n n t e n Parallaxen im H R D ist m i t den Entwicklungswegen von Population II-Modellen niedrigen u n d hohen Heliumgehalts (Faulkner, I b e n jr., vgl. A J B 66 Ref. 5520) verglichen worden. Dabei zeigt sich, daß die Modelle mit geringerem Heliumgehalt etwas plausiblere Alter ergeben als die heliumreichen Modelle. Dennoch findet m a n auch im ersten Fall Sterne mit Altern über 10 X 109 J a h r e n . Loh. 10517. P. J . Treanor, M. F. McCarthy, L u m i n o s i t y c r i t e r i a f o r f a i n t l a t e t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 1327 S. 109—115 = Specola Vaticana Comun. Nr. 37. 10518. A. H. Vaughan jr., I n t e r f e r o m e t e r t e r s . A S P Leaflet Nr. 458, 8 S.

measurement

of s t a r

diame-

10519. V. Weidemann, I. Bues, O n t h e s c a l e of b o l o m e t r i c c o r r e c t i o n s . ZfA 67 415—419 = Sonderdruck Sternw. Kiel Nr. 144. — Bolometrische Korrektionen (B. K.), empirisch b e s t i m m t oder berechnet, werden meist auf die Sonne oder andere Sterne bezogen. Die auf diese Weise erhaltenen B. K . sind o f t nicht vergleichbar, weil verschiedene Bezugsskalen verwendet werden. U m diese Willkür zu beseitigen, wird vorgeschlagen, a n Stelle von Sternen schwarze K ö r p e r als Bezugsstandards zu benutzen. Die Skala der bolometrischen Korrektionen sollte d a n n ein für alle mal durch die Forderung B. K . (Minimum) = —0.1 fixiert werden, die die Übereinstimmung m i t Kuipers Skala von 1938 sichert. Verf. 10520. S. E. Williams, M e a s u r i n g Australia 19 Okt. S. 4—5.

the

size

of

s t a r s . J . Astr. Soc. West.

10521. F. Zwicky, P y g m y s t a r s a t i s s u e . A p J 148 919—920, m i t einer Bemerkung von O . J . E g g e n , A. S a n d a g e , S. 921—922. — Nach Zwicky gibt es trotz der Untersuchung von Eggen u n d Sandage (vgl. Ref. 10505) noch eine Reihe von Argumenten f ü r die Existenz von Pygmäensternen. I n einer Erwider u n g versuchen Eggen u n d Sandage zu zeigen, daß diese Argumente nicht stichhaltig sind. Haug Weiße Zwerge * * O . J . E g g e n , J. L. Greenstein, O b s e r v a t i o n s I I I . Vgl. Ref. 10204.

of p r o p e r - m o t i o n

stars.

10522. H. L. Giclas, R. Burnham jr., N.G.Thomas, A l i s t of w h i t e d w a r f s u s p e c t s I I . S p e c i a l o b j e c t s of s m a l l p r o p e r m o t i o n f r o m t h e L o w e l l S u r v e y . Lowell Obs. Bull. 7 49—54. 10523. J.L.Greenstein, V . l . Trimble, G r a v i t a t i o n a l r e d s h i f t s of t h e w h i t e d w a r f s . A J 72 301. — Ref. AAS. 10524. J. L. Greenstein, V. L. Trimble, T h e E i n s t e i n r e d s h i f t i n w h i t e d w a r f s . A p J 149 283—298. — Auf dem P a l o m a r Obs. wurden Radialgeschwindigkeiten von 53 weißen Zwergen gemessen. E s ergaben sich mittlere Rotverschie-

67, 1967

105. Leuchtkraft, Masse, Radius, Zustandsdiagramme

573

bungen im Betrag von 50 bis 60 km/sec. Aus Farbtemperaturen und absoluten Helligkeiten werden Radien und mit diesen aus der relativistischen Formel für die Rotverschiebung Massen der Sterne abgeleitet. Die Übereinstimmung mit der theoretischen Masse-Leuchtkraftfunktion ist nicht völlig befriedigend, kann aber durch Zusatzhypothesen verbessert werden. FS 10525. H.M. van Horn, T h e c r y s t a l l i z a t i o n of w h i t e d w a r f s . Univ. Rochester Dep. Phys. Astr. Rep. Nr. URPA-188, 63 S. 10526. K. Kodaira, A s p e c t r u m of S i r i u s B. Publ. Astr. Soc. Japan 19 172—179 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 308. — Das Spektrum von Sirius B zeigt die typischen Merkmale eines weißen Zwerges vom Typ DA. Das Streulicht von Sirius A wurde weitgehend eliminiert. H y hat eine Äquivalentbreite von 31 A und eine Halbwertsbreite von 50 A. Das führt zu einem Farbenindex B - V = 0.00 ± 0.04 und U - B = -0.78 ± 0.04. Labs * * G.M.Lawrence, J. P. Ostriker, J. E. Hesser,

oscillations.

I. Vgl. Ref. 12459.

Ultrashort-period

stellar

* * W. J. Luyten, F a i n t 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 . New w h i t e d w a r f s . Vgl. Ref. 10210. * * W. J. Luyten, N o t e on some s u p p o s e d w h i t e d w a r f s in t h e H y a d e s . Vgl. Ref. 14138. 10527. S. G. Starrlield, W h i t e d w a r f e n v e l o p e s . AJ 72 320—321. — Ref. AAS. 10528. Y. Terashita, S. Matsushima, Masses a n d r a d i i of w h i t e d w a r f s t a r s as d e t e r m i n e d f r o m t h e m o d e l a t m o s p h e r e a p p r o a c h . AJ 72 832. — Ref. AAS. 10529. S. C. Vila, E f f e c t s of ion c o n d e n s a t i o n in w h i t e d w a r f s . AJ 72 325. — Ref. AAS. 10530. V. Weidemann, L e u c h t k r a f t f u n k t i o n u n d r ä u m l i c h e D i c h t e d e r w e i ß e n Zwerge. ZfA 67 286—305 = Sonderdruck Sternw. Kiel Nr. 143. — Bei Annahme einer konstanten Geburtsrate wird eine theoretische Leuchtkraftfunktion der weißen Zwerge aus der Theorie von Mestel und Rudermann (vgl. Ref. 5458) über die Abkühlungsrate vollständig entarteter Konfigurationen abgeleitet. Ein von Auswahleffekten befreites Beobachtungsmaterial liefert eine Leuchtkraftfunktion, die mit der theoretischen gut übereinstimmt. Das läßt es dem Verf. gerechtfertigt erscheinen, die theoretische Leuchtkraftfunktion über die erreichte Beobachtungsgrenze hinaus zu schwächeren Objekten zu extrapolieren. Er erhält so eine mittlere Massendichte in Sonnenumgebung von 1 bis 2 X 10 -24 g/cm 3 , die erheblich über der bisher angenommenen liegt. Bei der Diskussion des heißen Endes der weißen-Zwerg-Sequenz kann die Feststellung von Stothers (vgl. AJB 66 Ref. 5554), der eine Lücke im Bereich 0 < log L/Lq < +2 nachgewiesen zu haben glaubt, nicht bestätigt werden. Ge. AJB 66 Ref. 10513 = Warner and Swasey Obs. Case Inst. Techn. Repr. Nr. 150. AJB 66 Ref. 10514 = Warner and Swasey Obs. Case Inst. Techn. Repr. Nr. 146.

574

X I . Sterne

67, 1967

§ 106

Figur, Rotation 10601. H. A. Abt, F. H. Chaffee, G. Suffolk, s t a r s . A J 72 783. — Ref. AAS.

Rotational

velocities

of

Ap

10602. H . A . A b t , D u p l i c i t y a n d r o t a t i o n a m o n g A m , A p , a n d A s t a r s . Vgl. Ref. 1316 S. 173—180 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 155. 10603. W . Buscombe, R o t a t i o n a l v e l o c i t i e s of s o u t h e r n B s t a r s . A J 788. — Ref. AAS. 10604. W . Buscombe, R o t a t i o n a l Nr. 11 S. 29—31.

72

v e l o c i t i e s of s o u t h e r n B s t a r s . I B S H

10605. G. A. Clapp, J. S. Neff, A c o m p a r i s o n of p h o t o m e t r i c observations with theoretical predictions for rotating stellar atmospheres. A J 72 789. — Ref. AAS. * * G.W.Collins II, E f f e c t of a x i a l w e a k s t e l l a r l i n e s . Vgl. Ref. 10425.

rotation

upon

the

strength

of

10606. P. Demarque, R. C. Boeder, H y d r o g e n c o n v e c t i o n z o n e s a n d s t e l l a r r o t a t i o n . A p J 147 1188—1191 = Commun. D a v i d D u n l a p Obs. Nr. 157. — I n dieser Notiz erbringen Verf. weitere Argumente zugunsten der Wilsonschen D e u t u n g zum obigen T h e m a (vgl. A J B 66 Ref. 10617). Loh. 10607. A. J . Deutsch, I n f e r e n c e s f r o m t h e s t a t i s t i c s of s t e l l a r Vgl. Ref. 1316 S. 181—207.

rotation.

* * R. J. Dickens, W. Krzeminski, R . P . K r a f t , E f f e c t s of s t e l l a r r o t a t i o n o n t h e c o l o r s a n d m a g n i t u d e s of s t a r s i n P r a e s e p e . Vgl. Ref. 14114. 10608. A. R. Hyland, R o t a t i o n a n d t h e h e l i u m l i n e s t r e n g t h s i n B s t a r s . N a t u r e 214 899—900. — Neue Beobachtungen bestätigen die von Deeming u n d Walker (vgl. Ref. 10431) gefundene Korrelation zwischen der I n t e n s i t ä t der Heliumlinien u n d der Rotationsgeschwindigkeit der B-Sterne nicht. Einige Möglichkeiten irrtümlicher I n t e r p r e t a t i o n e n der Beobachtungen von Deeming u n d Walker werden diskutiert. FS 10609. K. I. Kosiowa, J. W. Glagolewskij, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r s c h n e l l e n R o t a t i o n a u f d a s k o n t i n u i e r l i c h e S p e k t r u m d e r S t e r n e . P u b l . Astrophys. Inst. Alma-Ata 8 48—56 (russ. mit engl. Ref.). — Wie sich zeigt, h a t die schnelle R o t a t i o n keinen großen Einfluß auf das kontinuierliche S p e k t r u m eines Sterns im sichtbaren u n d nahen ultravioletten Spektralbereich. Verf. (ü., gek.) 10610. R. P. Kraft, S t u d i e s o f s t e l l a r r o t a t i o n . V. T h e d e p e n d e n c e of r o t a t i o n o n a g e a m o n g s o l a r - t y p e s t a r s . A p J 150 551—570. — Die Rotationsgeschwindigkeiten einer großen Zahl von Feldsternen m i t Spektralt y p e n zwischen F 2 I V - V u n d G 3 IV—V sind an H a n d von Coude-Spektren a m Mt. P a l o m a r u n d Mt. Wilson Obs. b e s t i m m t worden. Sie sind im Mittel bei Sternen mit Ca Ii-Emission größer als bei denen ohne. I n Verbindung mit der Vorstellung, daß die R o t a t i o n m i t dem Alter a b n i m m t , wird vorgeschlagen, d a ß magnetisch gekoppelte Sternwinde hierfür verantwortlich sind. Solche Sternwinde entstehen vermutlich n u r in Sternen, die Wasserstoffkonvektionszonen u n d mitwirkende Chromosphären besitzen. Untersuchungen der R o t a t i o n der Plejaden- u n d H y a d e n sterne bestätigen dieses allgemeine Bild. Die Zeitskala zur R e d u k t i o n der R o t a tionsgeschwindigkeiten der Plejadensterne u m einen F a k t o r 2 ist etwa gleich d e m Alter der Plejaden, r u n d 4 x 108 J a h r e . Loh.

67, 1967

107. Magnetfeld

575

10611. S. S. Eumar, O n t h e a x i a l r o t a t i o n of l a t e - t y p e d w a r f s . ZfA 66 264—267. — A n s t a t t ein Planetensystem zu besitzen, k a n n ein sogenannter «Einzelstern» auch einen schwarzen Zwerg als Begleiter haben. D a r a u s würde die gleiche Größenordnung des Gesamtdrehimpulses resultieren, die v e r m u t e t e n Häufigkeiten von Planetensystemen aber erheblich reduziert werden. Bro. 10612. J. D. McGee, A. Khogali, W . A . B a u m , R . P . K r a f t , o b s e r v e d w i t h a s p e c t r a c o n . MN 137 303—310.

Stellar

rotations

10613. B. Paczynski, W p l y w r o t a c j i g w i a z d n a p o l o z e n i e n a d i a g r a m i e H - R . Postgpy Astr. 15 27—28. — E s wird über die Ergebnisse mehrerer Arbeiten (vgl. A J B 65 Ref. 5484, 5486, 10408, 14146 u n d A J B 66 Ref. 10615), die den Einfluß der R o t a t i o n auf den inneren A u f b a u u n d auf die Lage der Sterne im H R D behandeln, berichtet. E. R. * * W. Schöneich, D i e B a h n n e i g u n g s p e k t r o s k o p i s c h e r D o p p e l s t e r n e m i t A p - K o m p o n e n t e n und die axiale R o t a t i o n s g e s c h w i n d i g k e i t der A p - S t e r n e . Vgl. Ref. 11331. 10614. A. Slettebak, R e c e n t m e a s u r e m e n t s of s t e l l a r r o t a t i o n a l t i e s . A J 72 829. — Ref. AAS.

veloci-

A J B 66 Ref. 10610 = W a r n e r and Swasey Obs. Case I n s t . Techn. Repr. N r . 151.

§ 107

Magnetfeld * * H. W. Babcock, T h e Z e e m a n e f f e c t i n a s t r o p h y s i c s . Vgl. Ref. 6108. 10701. E. Böhm-Vitense, D e r 9 8 0 8 8 . ZfA 67 1—14.

«Crossover»

Effekt

bei

a2 CVn

und

HD

10702. P.Brosche, M a g n e t i s c h e V a r i a b i l i t ä t v o n S t e r n e n d u r c h P r ä z e s s i o n . A n n d'Astrophys 30 995—998 = Astr. Rechen-Inst. Heidelberg Mitt. (B) N r . 17. — Die periodischen Variationen werden als Präzessionseffekt gedeutet, der d u r c h einen Begleiter verursacht wird. D a m i t erhält m a n die gleichen Feldvariationen wie bei dem schiefen R o t a t o r , obwohl magnetische Achse u n d Rotationsachse identisch sind. Eine typische Periode von 10d k a n n m i t einem unsichtbaren Begleiter von 0.01 SB© ™ einer B a h n m i t dem Radius 0.01 A E erklärt werden. — Druckfehlerverzeichnis in A n n d'Astrophys 31 359, 1968. Bro. 10703. R. C. Cameron, N a r r o w - b a n d p h o t o e l e c t r i c p h o t o m e t r y of t h e m a g n e t i c a n d r e l a t e d s t a r s . Vgl. Ref. 1316 S. 471—480 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 156. 10704. D. Cattani, S o m e r e m a r k s a b o u t s t e l l a r m a g n e t i c f i e l d s . N u o v o Cimento (10) 52B 574—577. * * A. Elvius, M. Engberg, A t w o - c e l l p h o t o e l e c t r i c P o l a r i m e t e r at t h e U p p s a l a O b s e r v a t o r y u s e d f o r o b s e r v a t i o n s of s o m e m a g n e t i c v a r i a b l e s a n d o t h e r s t a r s . Vgl. Ref. 2322. 10705. J.C.Evans, G. Eiste, A n a t m o s p h e r i c a n a l y s i s s t a r G a m m a E q u u l e i . A J 72 298—299. — Ref. AAS.

of t h e

magnetic

10706. A. M. van Genderen, N o t e o n t h e l i g h t - v a r i a t i o n of t h e m a g n e t i c s t a r H D 1 0 7 8 3 . B A N 19 80—81 = Commun. Obs. Leiden. — I n E r g ä n z u n g

576

X I . Sterne

67, 1967

der 1964/65 bei diesem Stern angestellten lichtelektrischen Beobachtungen werden weitere 115 Messungen im Roten (5960 A) vom Herbst 1965 mitgeteilt. Die neu abgeleitete Periode von P = 4"? 1334 stimmt zwar mit dem von Steinitz aus Babcocks magnetischen Messungen abgeleiteten Wert überein, stellt aber die lichtelektrischen Messungen nur mit großen Abweichungen dar. Wahrscheinlich sind die bei den magnetischen Veränderlichen oft auftretenden erheblichen Abweichungen von einem festen Periodenwert reell. Bey. 10707. Y. K. Gurtu, O n t h e e q u i l i b r i u m of m a g n e t i c s t a r s : M a g n e t o s t a t i c m o d e l s . Bull. National Inst. Sei. India Nr. 33 S. 26—44, 1966. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1476. 10708. R. H. Hardie, P h o t o m e t r i c Ref. 1816 S. 481—483.

a s p e c t s of t h e m a g n e t i c s t a r s . Vgl.

10709. W. A. Hiltner, D. E. Mook, P l a n e a b l e s . Vgl. Ref. 1316 S. 123—129.

polarization

in m a g n e t i c

vari-

10710. M. Jaschek, Z. Lopez Garcia, C h l o r i n e i n t h e m a g n e t i c s t a r H R 1732. Publ ASP 79 62—65 = Obs. Astr. La Plata Separata Astr. Nr. 74. — Dieser Stern ist außerdem noch ein Spektrumveränderlicher. Aus zwei am Mt. Wilson aufgenommenen Spektren wird neben der Existenz zahlreicher Elemente auch die des Chlor nachgewiesen. Loh. * * P. Ledoux, O s c i l l a t i o n t h e o r i e s Ref. 5498. * * E. Leibowitz, R. Steinitz, M a g n e t i c p r o f i l e s . Vgl. Ref. 5450.

of m a g n e t i c v a r i a b l e s t a r s . Vgl. multipole

expansion

and

line

* * W. M. Ljabin, Ü b e r d i e B a l m e r - S p r ü n g e in d e n S p e k t r e n p e k u l i a r e n u n d m a g n e t i s c h e n A - S t e r n e . Vgl. Ref. 10477.

der

10711. D.B.Melrose, P r e f e r e n t i a l a c c e l e r a t i o n of a p a r t i c l e s s u r f a c e of m a g n e t i c s t a r s . A J 72 311. — Ref. AAS.

the

in

10712. G. W. Preston, A s t a t i s t i c a l i n v e s t i g a t i o n of t h e o r i e n t a t i o n of m a g n e t i c a x e s i n t h e p e r i o d i c m a g n e t i c v a r i a b l e s . A p J 150 547— 550 = Contr. Lick Obs. Nr. 241. — Unter der Annahme von Dipolfeldern kann aus der Verteilung der Quotienten der extremalen Feldstärken auf die Verteilung der Winkel ß geschlossen werden (ß ist der Winkel zwischen der magnetischen Achse und der Rotationsachse). Diese Verteilung hat ihr Maximum bei großen ß, was dahingehend verallgemeinert werden kann, daß die Regionen maximaler magnetischer Intensität in der Nähe des Rotationsäquators liegen. Bro. 10713. G. W. Preston, S t u d i e s of s t e l l a r m a g n e t i s m — P a s t , p r e s e n t a n d f u t u r e . Vgl. Ref. 1816 S. 3—28 = Contr. Lick Obs. Nr. 205. 10714. G. W. Preston, C. Sturch, T h e m a g n e t i c f i e l d of / J C o r o n a e B o r e a l i s . Vgl. Ref. 1816 S. 111—121 = Contr. Lick Obs. Nr. 205. * * G.W.Preston, T h e m a g n e t i c , s p e c t r u m , v a r i a t i o n s of 73 D r a c o n i s . Vgl. Ref. 104206.

and

radial

velocity

10715. W. L. W. Sargent, A.I.Sargent, P. A. Strittmatter, T h e e x i s t e n c e of m a g n e t i c f i e l d s i n t w o p e c u l i a r B s t a r s i n O r i o n . A p J 147 1185— 1188. — Betrifft H D 37058 und H D 36629, für die H e = +2500 ± 300 bzw. H e = +1400 ± 300 r gemessen wurden. Loh.

67, 1967

111. Die Systeme im allgemeinen

577

10716. M. Steenbeck, F. Krause, D i e E n t s t e h u n g s t e l l a r e r u n d p l a n e t a r e r M a g n e t f e l d e r a l s F o l g e t u r b u l e n t e r M a t e r i e b e w e g u n g . Abh. Akad. Wiss. Berlin Kl. Math. Phys. Techn. 1967 Nr. 1 S. 155—177. 10717. S. D. Tschuwachin, W. E. Tschertoprad, Ü b e r d i e V e r ä n d e r l i c h k e i t d e s M a g n e t f e l d e s v o n ß C r B . AC Nr. 421 S. 5—7 (russ.). 10718. I. V. Tuominen, J. Tuominen, O n t h e v a r i a b i l i t y of m a g n e t i c s t a r s a n d t h e s o l a r m o d e l . ZfA 67 15—23 = Repr. Astrophys. Lab. Univ. Helsinki Nr. 29. 10719. H.J.Wood, P h o t o e l e c t r i c B a l m e r - l i n e p h o t o m e t r y . I I I . O b s e r v a t i o n s of B a b c o c k ' s s t a r , H D 2 1 5 4 4 1 . Vgl. Ref. 1316 S. 485—495 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 157. * * M a g n e t i s m a n d t h e C o s m o s . Vgl. Ref. 1318.

XII. Doppelsterne. Mehrfachsterne § in Die Systeme im allgemeinen * * T. A. Agekjan, S. P. Anossowa, U n t e r s u c h u n g d e r D y n a m i k von D r e i f a c h s y s t e m e n m i t d e r M e t h o d e s t a t i s t i s c h e r T e s t s . Vgl. Ref. 4101. * * T. S. van Albada, T h e e v o l u t i o n of s m a l l s t e l l a r s y s t e m s a n d f o r m a t i o n of d o u b l e s t a r s . Vgl. R«f. 4302, 4303.

the

11101. A. H. Batten, O n t h e i n t e r p r e t a t i o n of s t a t i s t i c s of d o u b l e s t a r s . Vgl. Ref. 834 S. 25—44 = Contr. Dominion Astrophys. Obs. Victoria Nr. 114. * * A. A. Bojartschuk, Ü b e r d i e D u p l i z i t ä t v o n Z A n d . Vgl. Ref. 12410. 11102. P.Brosche, P l a n e t e n s y s t e m e u n d d a s M a s s e - D r e h i m p u l s - D i a g r a m m . Icarus 6 279—280. — Die Mehrfachsterne und die «Einzelsterne» bilden im Masse-Drehimpulsdiagramm zwei getrennte Bänder. Wenn die «Einzelsterne» in Wahrheit Doppelsterne und Sterne mit Planetensystemen sind, würde die Verteilung der Drehimpulse bei fester Masse nur ein Maximum besitzen. Bro. 11103. L. Chiara, S u l l a v a r i a z i o n e d e l l ' e c c e n t r i c i t à n e l problema t e o r i c o dei d u e c o r p i di m a s s e v a r i a b i l i . N u o v i casi r i c o n d u c i b i l i a l l e q u a d r a t u r e . Vgl. Ref. 1331 S. 125—133. 11104. O . J . E g g e n , C o n t a c t b i n a r i e s , I I . Mem RAS 70 111—164. — Photoelektrische Messungen von 70 kurzperiodischen Kontaktsystemen sowie von weiteren Begleitern solcher Paare werden besprochen. Gesamtmasse und Leuchtk r a f t von Kontaktpaaren entsprechen denen von zwei gleichen Sternen der betreffenden Farbe. Die Stellung der Objekte im Periode-Farbendiagramm sowie der Einfluß des Alters auf dieses Diagramm werden untersucht. Kontaktpaare sind Astronom. Jahresbericht 1967

37

578

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

67, 1967

vermutlich keine Übergangsphase, sondern überdauern den längsten Teil ihrer Hauptreihenexistenz; ihre spätere Entwicklungsphase können U Gem-Sterne und Exnovae sein. I m Hinblick hierauf werden die Unterlagen f ü r eine Anzahl Systeme im einzelnen diskutiert. Bei etlichen Objekten erweist sich die Katalogisierung als Bedeckungspaar als falsch. hz 11105. E. Eisner, A b e r r a t i o n of l i g h t f r o m b i n a r y s t a r s — a p a r a d o x ? American J . Phys. 35 817—819. — Ref. in Phys. Abstr. 71 1145. 11106. P. Flm, E w o l u c j a köw 88 98—102. 11107. B. F. Garrison, Ref. ASP.

The

ciasnych

ukladöw

a Orionis

* * P. Giannone, A. Weigert, s t e m e n I I I . Vgl. Ref. 5516.

p o d w 6 j n y c h . Urania Kra-

clustering.

Entwicklung

in

Publ ASP 79 433. —

engen

Doppelsternsy-

11108. W. G. Gorbazkij, Ü b e r E f f e k t e v o n G a s s t r ö m e n i n e n g e n D o p p e l s t e r n e n . Astrofisika 8 245—257 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Effekte, die durch die Einwirkung eines Gasstroms auf die Sternhülle in einem engen Doppelsternsystem hervorgerufen werden. Die durch den Strom übertragene Energie wird abgeschätzt, ebenso die Temperatur der Hülle, die beim Zusammenstoß aufgeheizt worden ist. Die Abkühlungszeit der Schicht wird abgeschätzt. Daraus lassen sich einige beobachtete Besonderheiten der Lichtkurven und der Spektren der Doppelsterne VV Pup, U Gern und U X UMa erklären. Verf. (ü.) 11109. T. Herczeg, E i n i g e Vgl. Ref. 1350 S. 71—74.

Bemerkungen

zum

Thema

«Doppelsterne».

* * S.-S. Huang, T h e o r i g i n of b i n a r y s t a r s . Vgl. Ref. 5526. * * S.-S. Huang, R o t a t i n g e m i s s i o n r i n g i n b i n a r y s y s t e m s . Vgl. Ref. 12233. 11110. P. van de Kamp, S u m m i n g Obs. Repr. Nr. 164. * * P. van de Kamp, P a r a l l a x Ref. 11320.

u p . Vgl. Ref. 1337 S. 235—241 =

and

orbital

motion

of y

Sproul

Persei.

H i l l . I. A. Klimischin, Ü b e r m ö g l i c h e S t o ß e r s c h e i n u n g e n b e i m s e n a u s t a u s c h i n D o p p e l s t e r n e n . Vgl. Ref. 122118 S. 63—68.

Vgl. Mas-

11112. A. Kruszewski, E x c h a n g e of m a t t e r i n c l o s e b i n a r y s y s t e m s . I V . R i n g f o r m a t i o n . AA 17 297—310 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 239. — Der Winkelmomenttransport zwischen Balmbewegung und Rotation wird aus den Partikelbahnen abgeschätzt und ein Entstehungsmechanismus f ü r rotierende Ringe abgeleitet. Eür 118 Partikelbahnen wurden die Mittelwerte des von einem zum anderen Stern übertragenen Winkelmoments berechnet. Der Massenaustausch wird von einer Zunahme des Winkeldrehmoments des Sterns, dessen Masse wächst, begleitet. Die Eigenschaften des infolge des Massenaustausches entstehenden Ringes werden untersucht. Die theoretischen Betrachtungen werden mit Beobachtungsergebnissen verglichen. I m allgemeinen stimmen die Beobachtungen mit der theoretisch abgeleiteten Abhängigkeit der Geschwindigkeit des Ringes vom Massenverhältnis der Komponenten überein, aber die beobachteten Geschwindigkeiten sind kleiner als die theoretischen. E. R . 11113. S. S. Kumar, O n p l a n e t s a n d b l a c k d w a r f s . Icarus 6 136—137. — Es wird der prinzipielle Unterschied zwischen Planeten und schwarzen Zwergen

67, 1967

111. Die Systeme im allgemeinen

579

betont (Massen, Bahnexzentrizitäten, Oberflächentemperaturen, unterschiedliche Entstehung). Als Beispiele werden Jupiter und Barnard B gegenübergestellt. Gli. 11114. A. Mammano, S u l l ' o r i g i n e d e l l e b i n a r i e s t r e t t e p e r f i s s i o n e . Mem SA I t (NS) 38 4 2 5 ^ 3 2 = Contr. Oss. Astrofis. Asiago Nr. 196. — Aus einem Vergleich der Drehmomente schließt Verf., daß Roxburghs Spaltungstheorie keine statistisch wesentliche Rolle bei getrennten und halbgetrennten Paaren spielen k a n n ; unter den Kontaktsystemen überschreiten etliche die von Roxburgh abgeleitete Massengrenze. hz 11115. R. B. Partridge, P o s s i b l e p o p u l a t i o n I I b i n a r y s t a r s . A J 72 713—715. — Unter den 600 Sternen des Kataloges naher Sterne von W. Gliese (vgl. A J B 57 Ref. 9110) befinden sich 213 Sterne hoher Raumgeschwindigkeit, wovon 19.2 % Doppelsterne sind. Von den übrigen 387 Sternen sind 22.5 % Doppelsterne. Daraus zieht Verf. den Schluß, daß der Anteil der Doppelsterne der Population I I nur um weniges niedriger ist als bei den Einzelsternen. Gü-Li 11116. S. L. Piotrowski, S o m e p r o b l e m s of m a s s t r a n s f e r i n c l o s e b i n a r y s y s t e m s . A J UdSSR 44 241—259 (russ. mit engl. Ref.). — Eine Übersicht des Problems des Massenaustausches bei engen Doppelsternen vom Standpunkt der Punktmechanik. Änderung der Bahnelemente infolge eines isotropen Massenverlustes und Änderungen infolge des Auswurfs oder Einfalls einer einzelnen Paartikel und infolge der Anziehung von einer nahen Partikel auf beide Systemkomponenten werden analysiert. Ein Mechanismus des Massenauswurfs, welcher durch eine mit der Bahnbewegung asynchrone Rotation der die Roche-Grenze ausfüllenden Komponente bedingt ist, wird erörtert und die Formen von Gasströmen, welche unter solchen Umständen entstehen, beschrieben. Einige Ergebnisse über Periodenund Exzentrizitätsänderungen im Falle eines Massenausflusses in der Nähe des Lagrange-Punktes L j werden besprochen. Abschließend werden die Beschränkungen der punktmechanischen Behandlung kurz betrachtet. Ond. 11117. W. W. Porfirjew, D i e m e r i d i o n a l e Z i r k u l a t i o n u n d d a s R o t a t i o n s g e s e t z d e r D o p p e l s t e r n k o m p o n e n t e n . Vgl. Ref. 1156 S. 44—48. — Die Extrapolation der Rotationsgeschwindigkeit bis zum Äquator bei Bedeckungsveränderlichen f ü h r t im Falle äquatorialer Dezeleration (k > 0) zu überhöhten Werten gegenüber den aus der Linienverbreiterung bei Nichtbedeckung folgenden, wie das Beispiel U Ser zeigt. Allgemein ist bei ausgeprägten Fällen von k =t= 0 starke Zirkulation und mithin völlige Durchmischung des Sterns zu erwarten. Petri. * * A. Poveda, J. Ruiz, C.Alien, R u n - a w a y s t a r s a s t h e r e s u l t of g r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e of p r o t o - s t e l l a r Clusters. Vgl. Ref. 10202.

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* * I. W. Roxburgh, E f f e c t of r o t a t i o n a n d m a g n e t i c f i e l d s o n f o r m a t i o n of S i n g l e a n d m u l t i p l e s t a r s . Vgl. Ref. 5563.

the

* * 0 . S. Schulow, 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 n g e r D o p p e l s t e r n e . Vgl. Ref. 12290. 11118. J . Smak, C i a s n e u k l a d y p o d w ö j n e . C z ^ s c I. Postgpy Astr. 15 251—271. — Verf. gibt eine kritische Übersicht über die fundamentalen Erkenntnisse der Untersuchung enger Doppelsternsysteme an H a n d von ausgewählten Beobachtungsdaten. E. R . 11119. M. A. Swetschnikow, E i n i g e s t a t i s t i s c h e U n t e r s u c h u n g e n D o p p e l s t e r n s y s t e m e . VS Bull 16 276—286 (russ. mit engl. Ref.). 11120. P. 0. Vandervoort, M o v i n g p a i r s a m o n g t h e A - t y p e s t a r s 2 0 pc. A J 72 833—834. — Ref. AAS.

enger within

37«

580

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

11121. L.Winkler, A r e m o s t s t a r s m e m b e r s of d o u b l e s t a r Phys. Today 20 Nr. 9 S. 45—50.

67, 1967 systems?

11122. E s t r e l l a d o b l e p i g m e a . El Universo 21 88. * * C o l l o q u e «on t h e e v o l u t i o n of d o u b l e s t a r s » . Vgl. Ref. 1337. Entwicklung von Doppelsternen siehe § 55. A J B 66 Ref. 11109 = Contr. Astr. Dep. Univ. Thessaloniki Nr. 19.

§ 112

Visuelle Doppelsterne 11201. S. Arend, R. R. de Freitas Mouräo, C o m m e n t p a r v e n i r à c a l c u l e r l'orbite d'une étoile double visuelle a p p a r e m m e n t impossible à d é t e r m i n e r p a r l a m é t h o d e T h i e l e - I n n e s ? Publ. Sei. Techn. Minist. Air Notes Techn. Nr. 157 S. 83—115. 11202. S. Arend, R. R. de Freitas Mouräo, E t u d e c o m p l è t e d e l ' o r b i t e e l l i p t i q u e d e l ' é t o i l e d o u b l e h 3 4 4 7 = B D S 8 3 6 (r S c u l p t o r i s ) . Publ. Sei. Techn. Minist. Air Notes Techn. Nr. 157 S. 117—126. — F ü r das helle weite P a a r mit starker Distanzabnahme seit 1837 berechnen Verf. eine erste provisorische Bahn mit P = 1875Î6 und a = 12?395, wobei sie eine Modifikation der Methode von Thiele-Innes (vgl. vorangehendes Zitat) anwandten. Gü-Li 11203. P. Baize, E l é m e n t s o r b i t a u x d e l ' é t o i l e d o u b l e v i s u e l l e K p r 37 = l O U M a P o s . 1 9 5 0 8 h 5 7 ™ 6 , + 4 2 ° 0 0 ' , t y p e s p e c t r a l P 5 V , m a g n . 4 . 2 7 — 6 . 1 1 . J O 50 197—201. — Verf. legt eine neue und nach seiner Meinung definitive Bahn des nahen (n — 0!061) und kurzperiodisohen (P = 21Ï81) Doppelsterns vor. Es ist die vierte Bahnbestimmung f ü r dieses Paar. Die Bahnelemente sind in naher Übereinstimmung mit den von W. D. Heintz (vgl. Ref. 11219) berechneten. Gü-Li 11204. G. A. Bakos, A g e - l u m i n o s i t y r e l a t i o n f o r g i a n t s a m o n g b i n a r i e s . A J 72 290. — Ref. AAS.

Visual

11205. A. H. Batten, T h e o r i e n t a t i o n a n d o r b i t a l p l a n e s of f i f t y - t w o V i s u a l b i n a r y s y s t e m s . Vgl. Ref. 1329 S. 199—203 = Contr. Dominion Astrophys. Obs. Victoria Nr. 104. 11206. A.H.Batten, T h e f r e q u e n c y of m u l t i p l e s y s t e m s a m o n g v i s u a l a n d s p e e t r o s c o p i c b i n a r i e s . Vgl. Ref. 1337 S. 217—221 = Contr. Dominion Astrophys. Obs. Victoria Nr. 111. 11207. P.Couteau, L e s p o s s i b i l i t é s d ' é c l i p s é s d a n s l e s s y s t è m e s d ' é t o i l e s d o u b l e s v i s u e l l e s . BA (3) 2 421—424.—Das Auftreten mutmaßlicher Finsternisse in den visuellen Systemen ADS 8804 und ADS 16417 wird untersucht. Verf. 11208. P. Couteau, E t o i l e s d o u b l e s d é c o u v e r t e s à N i c e ( l u n e t t e 5 0 cm). U A I Commission des Etoiles Doubles Cire. d'Information Nr. 43.

de

67, 1967

112. Visuelle Doppelsterne

581

11209. J. Dommanget, 0. Nys, C a t a l o g u e d ' é p h é m é r i d e s d e s v i t e s s e s radiales r e l a t i v e s des c o m p o s a n t e s des étoiles doubles visuelles d o n t l ' o r b i t e e s t c o n n u e . Commun. Obs. Boy. Belgique (B) Nr. 15, 204 S. 11210. M. M. Dworetsky, S h o r t - p e r i o d V i s u a l b i n a r y s p e c t r o s c o p i c b i n a r y . A J 72 297. — Bef. AAS.

(5 E q u u l e i

as

a

11211. O . J . E g g e n , M a s s e s of v i s u a l b i n a r y s t a r s . Vgl. Bef. 834 S. 105— 138. 11212. W. S. Finsen, T h e o r b i t of rp 342. Bepublic Obs. Johannesburg Cire. 7 149. — Verf. h a t die Erstbahn des sehr engen kurzperiodischen Paares (P = 15?5) vorwiegend aus eigenen interferometrischen Messungen zwischen 1960 und 1966 berechnet. Gü-Li 11213. W. S. Finsen, T h e o r b i t of E s t 3 3 5 2 . Bepublic Obs. Johannesburg Circ. 7 149. — Nach dieser ersten Bahnbestimmung durch den Verf. ist das stets sehr enge P a a r kurzperiodisch (P = 28?5). Die Messungen stammen seit 1950 vorwiegend vom Verf. und sind mit dem Interferometer erhalten worden. Gü-Li 11214. W. burg Circ. Messungen P a a r (P =

S. Finsen, T h e o r b i t of