Astronomischer Jahresbericht: Band 62 Die Literatur des Jahres 1962 [Reprint 2020 ed.] 9783112314685, 9783112303498

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Astronomischer Jahresbericht 1 8 9 9 g e g r ü n d e t v o n Walter W i s l i c e n u s

62. Band Die Literatur des Jahres 1962

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

Walter de Gruyter & Co. vormals G. J. Göschen'sche Verlagshandlung — J. Guttentag, Verlagsbuchhandlung — Georg Reimer — Karl J. Trübner — Veit & Comp. Berlin 1964

Alle Rechte vorbehalten

Druck bei G. Braun (vorm. G. Braunsche Hofbuchdruckerei und Verlag) G. m. b. H., Karlsruhe in Baden • Auflage 600 • April 1964 Mit alleinigem Vertrieb beauftragt W. de Gruyter & Co., Berlin Archiv-Nr. 180165 • Preis 72.— DM

Printed in Germany

Vorwort Der vorliegende Band des Astronomischen Jahresberichts (AJB) ist der 62. der 1899 von W. F. W i s l i c e n u s in Straßburg gegründeten Bibliographie des astronomischen Schrifttums. E r enthält Angaben über die Literatur des Jahres 1962 zur Astronomie und deren Randgebieten, außerdem Nachträge aus früheren Jahren. Die im 59. Band gewählte sachliche Einteilung und Anordnung der Arbeiten und Artikel ist auch diesmal im wesentlichen beibehalten worden. Wenn die überaus rasche Entwicklung einzelner, sich stärker in den Vordergrund schiebender Gebiete der Astronomie auch Änderungen in der Einteilung der ständig anwachsenden Literatur nahelegt, so ist es im Hinblick auf die Kontinuität dieses bibliographischen Unternehmens doch vorteilhafter, dies nicht jedes J a h r , sondern erst nach einer Reihe von Jahren zu tun. Um den Druckbeginn dieses Bandes durch das Warten auf verspätet eingehende Literatur nicht unnötig zu verzögern, wurden die nach Anfang Oktober 1963 erhaltenen Arbeiten und Artikel in einem Nachtrag gesondert erfaßt. Dieser enthält außerdem noch Ergänzungen zu Arbeiten des Hauptteils, die sich während des Druckes als notwendig erwiesen haben. Die (phonetische) Transliteration russischer und russisch geschriebener Namen ist wieder auf die seither übliche Art und Weise ins Deutsche erfolgt. Einzelheiten hierzu vermittelt die Tabelle auf Seite XVI. F ü r diejenigen Benutzer des A J B , denen Transliterationen russischer Namen ins Englische vertrauter sind, enthält die Tabelle außerdem noch die in den Mathematical Reviews und Physics Abstracts benutzten Transliterationen. Inhalts- und Sachverzeichnis sind in deutscher und englischer Sprache gegeben. Bei der Bearbeitung des Manuskripts ist uns von zahlreichen Kolleginnen und Kollegen des In- und Auslands tatkräftig geholfen worden. Manuskriptteile, Übersetzungen und Referate stellten zur Verfügung: J. Bouska, Literatur,

Praha/Prag (J. B.), aus der tschechischen und

slowakischen

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

IV Als Referenten haben mitgewirkt: E. B a r t l , Sonneberg (Ba.) C. H o f f m e i s t e r , Sonneberg (C. H.) M. B e y e r , Hamburg (Bey.) J . H o p p e , Babelsberg (Ho.) S. B ö h m e , Heidelberg (Böh.) T. L e d e r l e , Heidelberg (T. L.) P. B r o s c h e , Heidelberg (Bro.) J . P . M e h l t r e t t e r , Freiburg/Br. (J.P.M.) K . v o n B ü l o w , Rostock (v. B.) D. M ü l l e r , Heidelberg (D. M.) W. D i e c k v o s s , Hamburg (Dv.) H. M ü l l e r , Zürich (H. M.) L. O s t e r , New Häven G. E i s t e , Ann Arbor (Ee.) W. P e t r i , München L. F r i t z o v ä , Ondrejov (L. Fr.) W. G l e i s s b e r g , Frankfurt/M. (W.G1.) H. H . R a b b e n , München (HHR) W. G l i e s e , Heidelberg (Gli.) G. R ü b e n , Potsdam (Ru.) F. S c h m e i d l e r , München (FS) H.-G. G r o t h , München 0 . G ü n t h e r , Potsdam (O. G.) K . W . S c h r i c k , Frankfurt/M. (Sehr.) A. G ü t t i e r , München (Gü.) E. H. S c h r ö t e r , Freiburg/Br. (EHS) P. S t u m p f f , Heidelberg (Stu.) J . H a r d o r p , Hamburg (Har.) H. H . V o i g t , Hamburg U. H a u g , Tübingen W. D. H e i n t z , München (hz) J . Z ä h r i n g e r , Heidelberg (Zä.) Seit dem 1. Juli 1963 arbeitet Frl. D. R a b i t z (Ra.) als Übersetzerin am A J B mit. All diesen Mitarbeitern danken wir an dieser Stelle aufs herzlichste. Ganz besonders aber möchten wir unseren beiden technischen Helferinnen, Frl. M. K o c h und Frau H . O s t e r w a l d , danken, die unermüdlich und mit heiterer Gelassenheit die mit der ständig zunehmenden Literaturflut stark anwachsenden Schreibarbeiten erledigt haben. Abschließend sei noch allen Autoren, Sternwarten, Instituten, Verlagen, Gesellschaften und Akademien für die r e c h t z e i t i g e Zusendung ihrer Veröffentlichungen vielmals gedankt. H e i d e l b e r g , im Februar 1964 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

62, 1962

V

Inhaltsverzeichnis Seite

Vorwort Inhaltsverzeichnis Abkürzungen Transliteration des russischen Alphabets

.

III . V XIII XVI

I. Geschichte. Tätigkeit §

1

§ § § § § § §

2 3 4 5 6 7 8

Bibliographie Quellennachweis Bibliographische Veröffentlichungen Geschichte Biographie Sternwarten, I n s t i t u t e Planetarien, Ausstellungen Gesellschaften, Organisationen Tagungen, Expeditionen Internationale Zusammenarbeit, gegenwärtige Situation (69), Fortschritte (69) Astronomie in verschiedenen Ländern Astronomie im Unterricht

1 1 10 13 18 25 54 55 63 68 71 71

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

§ 14 § 15 § 16 § 17

§ 18

§ 19

Astronomie, Astrophysik Gesammelte Werke Tagungspublikationen Ergänzungen zu A J B 60 und 61 Astronomie Geophysik Astronautik Miscellanea Mathematik Rechenmaschinen Physik Plasma Lichtgeschwindigkeit Astronautik Astronomie u n d R a u m f a h r t Bahnberechnung u n d Navigation Mondsonden u n d Mondsatelliten Interplanetare Sonden u n d Satelliten Künstliche Erdsatelliten u n d Planetoiden Beobachtungen u n d Beobachtungsmethoden Bahnbewegung Einzelne künstliche Erdsatelliten u n d Planetoiden Miscellanea Leben im Kosmos

.

73 80 80 80 81 82 82 83 84 85 86 90 92 93 97 98 102 104 106 114 120 .129 139 142

III. Instrumente § 21 § 22

Optik, Technik, Beobachtungspraxis Beobachtungsinstrumente Optische I n s t r u m e n t e Radioastronomische I n s t r u m e n t e Sonstige I n s t r u m e n t e

144 150 150 156 161

Inhalts Verzeichnis

VI

62, 1962 Seite

§ 23 § 24 § 25

Zusatz- und Auswertegeräte Ausnutzung der Sonnenenergie Chronometrie Sonnenuhren Photographie

163 173 173 178 179

IV. Positionsastronomie § § § § § § § §

31 32 33 34 35 36 37 38

Astrometrie Sternkataloge, Sternkarten (187) Astronomische Konstanten, Fundamentalsystem Jahrbücher, Kalender Finsternisse, Chronologie, Kalenderwesen Geodätische Astronomie, Navigation Breitendienst, Polschwankung Erdrotation, Zeitmaße

181 184 188 189 193 194 200 202

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

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

204 212 213 215 219

VI. Theoretische Astrophysik § 51

§ § § § §

52 53 54 55 56

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

.

.

.

.

230 234 236 238 240 245 252 259 264

VII. Sonne § § § § §

61 62 63 64 65

§ 66 § 67 § 68

Entfernung, Magnetismus (269), Rotation (270), Miscellanea (270) . Sonnenfinsternisse Sonnenüberwachung Photosphäre, Spektrum, Granulation (292) Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität Fleckenstatistik Chromosphäre, Flares, Protuberanzen Einzelne Flares und Protuberanzen Korona, Sonnenwind Wellen- und Partikelstrahlung UV- und Röntgen-Strahlung Radiostrahlung Korpuskularstrahlung Kosmische Strahlung, Beziehungen zur allgemeinen kosmischen Strahlung

267 271 279 282 294 298 306 322 326 333 333 337 347 352

62, 1962

Inhaltsverzeichnis

VII Seite

VIII. Erde § § § § § § § §

71 72 73 74 75 76 77 78

§ 79

Erdkörper 358 Atmosphäre 364 Refraktion, Szintillation (369), Extinktion (370), Astroklima (371) 368 Strahlung des Tages- und Nachthimmels 372 Ionosphäre 378 Magnetfeld, Polarlichter (390), Strahlungsgürtel (393) . . .385 Leuchtende Nachtwolken 398 Weitere solar-terrestrische Beziehungen 399 Grüner Strahl 401 Halo 401 Internationales Geophysikalisches J a h r 401

IX. Planeten. Monde § 8 1 Planetensystem § 82 Merkur, Venus (408) § 83 Mond Mondfinsternisse Einzelne Mondfinsternisse Sternbedeckungen Struktur der Mondoberfläche Radiostrahlung, Radarmessungen Rückseite des Mondes § 84 Mars § 85 Kleine Planeten § 86 Jupiter Radiostrahlung Jupitermonde § 87 Saturn § 88 Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto

402 406 412 420 420 420 423 436 440 441 444 451 453 456 456 458

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

§ 95

Kometen Einzelne Kometen Meteore Einzelne Meteorströme Meteorite Meteoritenkataloge Einzelne Meteorite Organismen in Meteoriten Mikrometeorite Tektite Meteoritenkrater Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein

.

.

.

.

458 466 479 488 490 499 499 503 504 505 507 508

XI. Sterne § 101 § 102 § 103 § 104

Entfernung Bewegung Eigenbewegung Radialgeschwindigkeit Helligkeit, Farbe Spektrum, Temperatur Spektren einzelner Sterne

512 513 514 515 516 521 529

VIII

Inhaltsverzeichnis

62, 1962 Seite

§ 105 § 106 § 107

L e u c h t k r a f t , Masse, Radius, Zustandsdiagramme Weiße Zwerge Figur, Rotation Magnetfeld

535 538 539 540

XII. Doppelsterne. Mehrfachsterne § 111 § 112 § 113

Die Systeme im allgemeinen Visuelle Doppelsterne Spektroskopische Doppelsterne

542 546 552

XIII. Veränderliche Sterne § § § §

121 122 123 124

§ 125 § 126

Kataloge, Ephemeriden, allgemeinere Fragen Bedeckungsveränderliche 5000 km aus Spektren vom McMath-Hulbert Obs. Das gleiche Material ergibt keine VIKorrelation, während die Spektren von Richardson u n d Schwarzschild eine negative VI-Korrelation liefern. Die ebenfalls untersuchten Spektren von H. H. Plaskett u n d R . Servajean liefern hinsichtlich der VI-Korrelation kein verbürgbares Ergebnis. U m die negative IW-Korrelation zu erklären, m u ß m a n annehmen, daß in den dunklen Elementen die Mikroturbulenz höher, in den hellen kleiner ist. Die in sich nicht ganz miteinander verträglichen Ergebnisse über die VI-Korrelation können durch die Existenz einer negativen Korrelation f ü r Elemente < 5000 k m u n d durch gewisse Unterschiede in der Bearbeitung u n d bildlichen Auflösung der einzelnen Spektren erklärt werden. EHS

6410. J . W . E v a n s , R. Michard, O b s e r v a t i o n a l s t u d y of macroscopic i n h o m o g e n e i t i e s i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . I. V e l o c i t y displacem e n t s of F r a u n h o f e r l i n e s a s a f u n c t i o n of l i n e s t r e n g t h a n d p o s i t i o n o n d i s k . A p J 135 812—821 = Sacramento Peak Obs. Contr. Nr. 32. — Die «Zufalls-Turbulenzgeschwindigkeiten» f der makroskopischen Bewegung in der Sonnenatmosphäre wurden direkt im Scheibenzentrum als lokale DoppierVerschiebungen in 18 Linien beobachtet. Die Rowland-Intensitäten variieren von 0 bis 1000 (K 3 -Linie des Ca II), f wächst merklich mit der Linienstärke an. Die Korrelation zwischen den Geschwindigkeiten in zwei Linien des gleichen Spektrogramms n i m m t im selben Maß stetig ab, wie die IntensitätsdifFerenz zunimmt. E s gibt also eine quantitative u n d qualitative Änderung des Geschwindigkeitsfeldes mit der Höhe. F ü r 4 Linien mit Intensitäten zwischen 0 u n d 20 wurde die Mitte-Rand-Variation von f bestimmt. Die starken Linien verhalten sich anders als die schwachen. Das im Scheibenzentrum so stark ausgeprägte Anwachsen von f mit der Linienstärke verschwindet am R a n d , wo innerhalb der Meßgenauigkeit £ unabhängig von der Linienstärke ist. Verf. nehmen an, d a ß das Geschwindigkeitsfeld eine vertikale K o m p o n e n t e enthält, die stark mit der Höhe anwächst, u n d eine horizontale Komponente, die unabhängig von der Höhe ist. Stu. 6411. J. W. Evans, R. Michard, O b s e r v a t i o n a l s t u d y of macroscopic i n h o m o g e n e i t i e s in t h e solar a t m o s p h e r e . II. B r i g h t n e s s f l u c t u a t i o n s i n F r a u n h o f e r l i n e s a n d t h e e o n t i n u u m . A p J 136 487—492 = Sacramento P e a k Obs. Contr. Nr. 42. — Das von den Verf. in einer früheren Arbeit (vgl. Ref. 6410) näher beschriebene Beobachtungsmaterial (Serien hochaufgelöster Sonnenspektren mit granulären Feinstrukturen) wird auf Intensitätsschwankungen in den Linien hin untersucht. E s wird die mittlere Helligkeitsschwankung (ZIXa/Ia) im Z e n t r u m von 7 Linien bestimmt. F ü r die Mg-Linie wurde Alxßx in verschiedenen Abständen vom Linienzentrum gemessen. Alxßx n i m m t zum Linienflügel hin ab. Die Helligkeitsschwankungen im K o n t i n u u m werden sowohl mit den Doppler-Effekten als auch mit den Intensitätsschwankungen im Linienzentrum korreliert. E t w a 70°/ 0 der (im K o n t i n u u m ) helleren Elemente zeigen Violettverschiebungen, 70 % der dunklen Rotverschiebungen. Quantitativ ist diese Korrelation recht schwach. Die AI im Zentrum der Linien sind mit denen im K o n t i n u u m nahezu unkorreliert. Es werden aus diesen Ergebnissen einige Schlußfolgerungen gezogen, die sich für die inhomogenen Sonnenmodelle ergeben. EHS

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64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

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6412. J . W . E v a n s , R. Michard, O b s e r v a t i o n a l s t u d y of macroscopic i n h o m o g e n e i t i e s in t h e s o l a r a t m o s p h e r e . I I I . V e r t i c a l o s c i l l a t o r y m o t i o n s i n t h e s o l a r p h o t o s p h e r e . A p J 136 493—506 = Sacramento P e a k Obs. Contr. Nr. 43. — Eine Zeitfolge von 15 hochaufgelösten Sonnenspektren mit einem überdeckten Zeitraum von 500 sec wird ausgewertet, u m die zeitlichen Änderungen in den granulären Doppler-Effekten zu studieren. Verf. finden in der N ä h e der Sonnenmitte eine Oszillation der Vertikalbewegungen in den kleinen Elementen. Die mittlere Geschwindigkeitsamplitude dieser Oszillationen b e t r ä g t 0.42 km/sec in den tieferen Schichten (Ti-Linie) u n d 0.81 km/sec in den höheren (Mg-Linie). Die Periode beträgt r u n d 250 sec u n d n i m m t offensichtlich mit der H ö h e in der Atmosphäre ab. Die individuellen Oszillationen scheinen mit individuellen Granulen korreliert zu sein. Aus einer ähnlichen zeitlichen Spektrenfolge finden Verf., d a ß die Oszillationen rasch verschwinden, wenn m a n sich von der Sonnenmitte wegbewegt. Die Horizontalströmungen zeigen langsam veränderliche Geschwindigkeiten (% 0.5 km/sec) in relativ großen Gebieten. Sie scheinen von den Vertikalströmungen physikalisch unabhängig zu sein. EHS 6413. J . W. Evans, P. Main, R. Michard, R. Servajean, C o r r e l a t i o n s i n t h e t i m e v a r i a t i o n s of m a c r o s c o p i c i n h o m o g e n e i t i e s in t h e solar a t m o s p h e r e . A p J 136 682—684 = Sacramento Peak Obs. Contr. Nr. 41. 6414. D . J . F a u l k n e r , D. Mugglestone, M e d i u m - s t r o n g line theory of s o l a r a t m o s p h e r i c a b u n d a n c e s : o x y g e n a b u n d a n c e . MN 124 11— 33. — Die für die Berechnung von Äquivalentbreiten schwacher Linien entwickelte Methode des Planck-Gradienten (vgl. A J B 58 Ref. 6109) wird durch Einf ü h r u n g einer Sättigungsfunktion auf mittelstarke Linien ausgedehnt. Bei der Anwendung auf die Bestimmung der Sauerstoffhäufigkeit in der Sonnenatmosphäre wird der Einfluß des Photosphärenmodells diskutiert. F ü r die erlaubten Übergänge werden Äquivalentbreiten nach dem Lotrechter Atlas benutzt, f ü r die verbotenen Übergänge werden Messungen von Claas u n d anderen Autoren herangezogen. Die Sauerstoffhäufigkeit s t i m m t mit derjenigen von Goldberg, Müller u n d Aller gut überein. Ee. 6415. E. G. Forbes, O n t h e r e d s h i f t of t h e s o l a r l i n e s . IV7. Ann d'Astrophys 25 337—341. — Die von E. F. Freundlich hergeleitete und durch die A n n a h m e eines Energieverlusts des Lichts durch Photon-Photon-Wechselwirkung erklärte Rotverschiebungsformel (vgl. A J B 54 Ref. 4126) bildet nur einen anderen Ausdruck der Hypothese, daß die Rotverschiebung im Sonnenspektrum durch den relativistischen E f f e k t u n d radiale Strömungen in der Sonnenatmosphäre hervorgerufen wird. Eine D e u t u n g des nach dieser Hypothese nicht erklärbaren Anwachsens der Rotverschiebung a m äußersten Sonnenrand erscheint ohne Heranziehung nichtradialer Strömungen in der Sonnenatmosphäre nicht möglich. W. Gl. 6416. E. G. Forbes, S o m e o b s e r v a t i o n a l f e a t u r e s of t h e s o l a r l i m b e f f e c t . MN 125 1—11. — In 9 P u n k t e n des Poldurchmessers der Sonnenscheibe werden f ü r 30 F e l - L i n i e n mittlerer I n t e n s i t ä t die Linien Verschiebungen gegenüber der scheinbaren Sonnenmitte auf Spektrogrammen, die in Arcetri f ü r den visuellen Spektralbereich u n d in Göttingen f ü r das nahe I n f r a r o t erhalten wurden, bestimmt. Der Betrag der Linienverschiebung erweist sich als vom Anregungsniveau der Linie abhängig. Der Verlauf des Randeffektes, wie er sich im Mittel aus den 30 Linien ergibt, wird mit den von anderen Autoren erhaltenen Resultaten verglichen. Die hierbei zutage tretenden Abweichungen werden auf unregelmäßige zeitliche Änderungen der turbulenten Geschwindigkeitsverteilung in der Photosphäre zurückgeführt. W. Gl. 6417. P. J . Gathier, A c o m p a r i s o n b e t w e e n t h e c e n t r a l intensities of F r a u n h o f e r l i n e s in t h e U t r e c h t A t l a s a n d l i n e s r e c o r d e d w i t h

286

VII. Sonne

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t h e v a c u u m s p e c t r o g r a p h of t h e M c M a t h - H u l b e r t Observatory. BAN 16 128—132. — Verf. beschreibt eine Methode zur Korrektur der instrumenteilen Einflüsse bei der Messung von Zentralintensitäten in FraunhoferLinien. Die Anwendbarkeit des Verfahrens wird an 20 gemeinsamen Linien des Utrechter Atlas und der McMath-Hulbert-Messungen bestätigt. Ba. 6418. N. Gökdogan, M. Hotinli, J.-C. Pecker, E c a r t s à l ' é q u i l i b r e e t a b o n d a n c e s d a n s les p h o t o s p h è r e s solaire et stellaires. V I I . Les é c a r t s à l ' E . T. L. d a n s le c a s d u f e r . Ann d'Astrophys 25 324—336 = Publ. Istanbul Univ. Obs. Nr. 75. — In Fortsetzung früherer Arbeiten wurden in der scheinbaren Sonnenmitte die Zentralintensitäten der Eisenlinien für eine große Zahl von Multipletts untersucht. Die Anregungstemperaturen liegen sämtlich weit unterhalb der Elektronentemperatur in der Übergangszone von Chromosphäre zu Photosphäre; hieraus ist auf erhebliche Abweichung vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht zu schließen. Im Fall des Eisens besteht — im Gegensat?, zu anderen Elementen, z. B. Titan — auch für die oberen Niveaus der Multipletts kein lokales thermodynamisches Gleichgewicht. W. Gl. 6419. L. Goldberg, T h e a b u n d a n c e of H e 3 in t h e S u n . ApJ 136 1154 —1155 = Harv Repr Nr. 606. — Wenn eine kleine Einsenkung im Fackelspektrum der Sonne bei 10831.50 Â reell ist und einer Linie eines He 3 -Multipletts zugeschrieben werden kann, dann folgt, wie Verf. zeigt, für die obere Grenze des Isotopenverhältnisses He 3 /He 4 R= 0.02. Loh. 6420. E. A. Gurtowenko, A. S. Rachubowskij, Ü b e r d i e Ä n d e r u n g des F i l a m e n t k o n t r a s t s beim Ü b e r g a n g Z e n t r u m - R a n d auf der Sonn e n s c h e i b e . Sonnendaten 1962 Nr. 3 S. 56—61 (russ.). — Photometrische Messungen der Aufnahmen von 40 Filamenten der Importanz 2 und 3 und gleichzeitig die Messungen der Helligkeit der ruhigen Chromosphäre in Abhängigkeit von der Distanz von der Sonnenmitte wurden durchgeführt. Die Ergebnisse von beiden Messungen wurden graphisch aufgezeichnet und mittels der so gewonnenen Kurven der Helligkeitsverdunklung von der Mitte zum Sonnenrande die absolute Helligkeit der Filamente bestimmt. Es wurde auch die Mitte-RandVariation des Helligkeitskontrastes der Filamente bestimmt. Dieser Kontrast nimmt bei Annäherung zum Sonnenrande auffallend ab. L. Fr. 6421. A. B. Hart, E v e r s h e d - t y p e l i n e s a t t h e s o l a r l i m b . MN 124 239—250. — Eine strenge Analyse vermeintlicher Emissionslinien, die in Spektren des Sonnenrandes in den Flügeln der Linien H und K entdeckt worden sind, macht es wahrscheinlich, daß diese Linien nicht, wie bisher angenommen wurde, Elementen aus der Gruppe der Seltenen Erden zuzuordnen sind, sondern schmale Streifen des durch zahlreiche Absorptionslinien unterbrochenen Kontinuums darstellen. Mikrophotometrische Untersuchung von 13 solcher «Linien» zeigt, daß 12 von ihnen sicher nicht aus der Chromosphäre stammen. W. Gl. 6422. L. A. Higgs, A s y m m e t r y of s o l a r l i n e p r o f i l e s . MN 124 51—59. — Die Mitte-Rand-Variation von drei mittelstarken Eisenlinien bei 6300 Â wurde beobachtet. Die (entzerrten) Profile zeigen Asymmetrien. Am Sonnenrande sind die Linienflügel gegenüber dem Linienkern nach rot verschoben. Künftige Rotverschiebungsbeobachtungen müssen daher stets die Profile mitberücksichtigen. Har. 6423. C. de Jager, L. Neven, T h e a b u n d a n c e of l e a d i n t h e S u n . BAN 16 307—311 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 212. — Die Intensitätsverteilung im Spektrum der Mitte der Sonnenscheibe bei der Bleilinie 7229 À wurde mit dem Spektrographen auf dem J u n g f r a u j och in 24 photoelektrischen Registrierungen gemessen und vom Einfluß der Erdatmosphäre befreit. Die sich

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64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

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daraus ergebende Äquivalentbreite von 0.26 mA führt mit Chochlows Oszillatorenstärke auf eine Bleihäufigkeit relativ zu Wasserstoff von log (Pb/H) = -10.85. Ee. 6424. C. de Jager, L. Neven, F o t o ë l e c t r i s c h s p e c t r o g r a f i s c h o n d e r z o e k o p h e t J u n g f r a u j o c h . HeD 60 89—97 = Univ. Libre Bruxelles Inst. d'Astr. d'Astrophys. (A) Nr. 3. 6425. H. R. Johnson, On t h e e q u i l i b r i u m a t m o s p h è r e . A J 67 117. — Ref. AAS.

of

sodium

in

the

solar

6426. H.R.Johnson, T h e e q u i l i b r i u m of N a I in t h e s o l a r p h o t o s p h è r e . Ann d'Astrophys 25 30—36. — Die Untersuchung der zentralen Linientiefen des Na I-Spektrums der Scheibenmitte führt auf Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht in dem Sinne, daß die Anregungstemperatur in hohen Schichten nach außen weiter abfällt als die Elektronentemperatur. Mit Hilfe der Äquivalentbreiten wird die Natriumhäufigkeit kontrolliert. Ee. 6427. M. Jorand, C o n t r i b u t i o n s à l ' é t u d e d e s e f f e t s i n f l u e n ç a n t le d é c a l a g e v e r s le r o u g e d e s r a i e s d ' a b s o r p t i o n d u s p e c t r e s o l a i r e . Ann d'Astrophys 25 57—76. — Zur Deutung der beobachteten Verschiebungen der mittleren Wellenlänge von Fraunhofer-Linien im Sonnenspektrum als Funktion des Randabstandes werden die folgenden Effekte diskutiert: Der EinsteinEffekt infolge des Gravitationsfeldes der Sonne, der Lindholm-Effekt, hervorgerufen durch die Verschiebung der Terme infolge von Stößen oder der SpitzerEffekt bei sehr kleinen Atomabständen und der Finlay-Freundlich-Effekt von Wechselwirkungen zwischen den Photonen. Ferner werden alle Arten von DopplerEffekten diskutiert, die durch radiale und nichtradiale Bewegungen und deren Kompensation durch thermodynamische und geometrische Inhomogenitäten verursacht werden. Die bei der Deutung der Beobachtungen auftretenden Schwierigkeiten werden hervorgehoben und sollen als Grundlage für weitergehende Arbeiten dienen. Ee. 6428. F. D. Kahn, S o u n d w a v e s t r a p p e d in t h e s o l a r a t m o s p h è r e . I I . A p J 135 547—551 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (B) Nr. 28. — In einer früheren Arbeit wurde gezeigt, daß akustische Störungen in der Sonnenatmosphäre sozusagen «hängen bleiben». Dabei war für die Ausbreitung des Schalls das Strahlenbild benutzt worden. Nun wird gezeigt, daß ein Wellenbild ebenfalls zu diesem Ergebnis führt und daß der Wellenzug die gleiche 5 Minuten-Periodizität haben wird, die früher gefunden wurde. Stu. 6429. W. P. Katschalow, S e n s i t i v e Bi I l i n e s in t h e s o l a r s p e c t r u m . A J UdSSR 39 977—980 (russ. mit engl. Ref.). — Die im UV-Sonnenspektrum beobachteten Linien werden mit den Linien des Bi I-Spektrums verglichen. Die Bi I-Linie 3067.7 A wird zur Abschätzung der Menge des Bi I in der Photosphäre benutzt. Der gefundene Wert 6 X 1012 Atome pro Gramm ist dem kosmischen Wert nahezu gleich. L. Fr. 6430. M. A. Kljakotko, N. I. Koshewnikow, On t h e c h a r a c t e r of l a r g e s c a l e m o t i o n s in t h e s o l a r p h o t o s p h e r e . AJ UdSSR 39 981—986 (russ. mit engl. Ref.). — Die großmaßstäblichen Bewegungen in der Sonnenphotosphäre haben offensichtlich den Charakter von Zirkulationen. Die charakteristischen Dimensionen der Zirkulation ändern sich mit der Phase des Sonnenzyklus, indem sie sich auf der nördlichen Halbkugel zum Aktivitätsminimum hin verkleinern, auf der südlichen jedoch vergrößern. Verf. (ü.) 6431. D. Koelbloed, N i e u w o n t d e k t e z o n n e a t m o s f e e r . HeD 60 161—163.

bewegingsverschijnselen

in

de

288

62, 1962

VII. Sonne

6432. P. P. Kosak, D a s V e r h a l t e n d e r Ä q u i v a l e n t b r e i t e n u n d R e s t i n t e n s i t ä t e n v o n S p e k t r a l l i n i e n a u f d e r S o n n e n s c h e i b e . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 19—25 (russ.). — Nach Beschreibung der Apparatur, die mit einer linearen Dispersion von 2 A/mm einen Bereich von 40 A/sec erfaßt, werden Äquivalentbreiten von 7 Mg-Linien (4390.5—5528.4 A) für je 6 Stellen der Sonnenscheibe von 0.00 bis 0.98 Zentraldistanz mitgeteilt, wie sie im Sommer 1960 bei ungestörter Sonne gemessen wurden. Während schwache Linien in Randnähe ungefähr gleich stark sind wie in Scheibenmitte, nimmt die Intensität starker Linien zum Rande hin ab. Petri * * A. N. Kowal, A b s o r p t i o n l i n e s h i f t s c o n n e c t e d s t a c h e » p h e n o m e n o n . Vgl. Ref. 6643. 6433. W. A. Krat, (russ.).

Die

Sonnenphotosphäre.

with

the

«mou-

Priroda 51 Nr. 11 S. 41—46

6434. D. M. Kulijew, S p e c t r o p h o t o m e t r i c investigation of strong s p e c t r a l l i n e s n e a r S u n ' s c e n t e r a n d S u n ' s e d g e . AC Nr. 227 S. 10 —13 (russ.). — Verf. berichtet hier kurz über Messungen der Konturen der Na DLinien. 6435. D. Labs, H. Neckel, A b s o l u t e i n t e n s i t i e s t h e s o l a r s p e c t r u m . ApJ 135 969—970. 6436. D. Labs, H. Neckel, Absolutmessungen Phys. Verhandlungen 13 237. — Ref. AG.

in t h e im

visible

part

of

Sonnenspektrum.

6437. 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 d e r S o n n e n m i t t e im S p e k t r a l b e r e i c h 4 0 1 0 g /. ^ 6 5 6 9 A. ZfA 55 269—289 = Mitt. Landessternw. Heidelberg-Königstuhl Nr. 121. — Verf. teilen Messungen der absoluten Strahlungsintensität im Spektrum der Sonnenmitte mit, die sie im /.-Bereich 4010 bis 6569 A im Herbst 1961 auf dem Jungfraujoch (3600 m) durchgeführt haben. Das «verschmierte» Kontinuum (d. h. unter Einschluß der Linien) in Spektralbereichen von jeweils 20 A wurde lichtelektrisch an eine vorher geeichte Wolfram-Bandlampe angeschlossen. Die spektrale Zerlegung besorgte ein Gitter-Doppelmonochromator (Ä/zlA «s 50000), dessen breiter Austrittsspalt ein nahezu rechteckiges Apparateprofil von 20 A Breite lieferte. Das Hauptinstrument (Cassegrain-Spiegel mit f = 4 m), der Monochromator und der Vervielfacher-Meßkopf (EMI 6256 und R C A 1 P 2 1 ) waren parallaktisch montiert und wurden zu Vergleichszwecken zwischen Sonne und Bandlampe hin- und hergeschwenkt. Ein genau vermessenes und ständig kontrolliertes Neutralglas schwächte die Sonnenstrahlung zweckmäßig ab. Das Meßverfahren war sehr differentiell gehalten; die Meßwerte mußten lediglich wegen der Extinktion, des Reflexionsvermögens des Kollimatorspiegels für die Bandlampe und wegen der Durchlässigkeit des Neutralfilters reduziert werden. EHS 6438. B. B. Leighton, B. W. Noyes, G. W. Simon, V e l o c i t y f i e l d s in t h e s o l a r a t m o s p h e r e . I. P r e l i m i n a r y r e p o r t . ApJ 135 474—499. — Ref. in SuW 1962 S. 125. — Mit einer früher zur Messung von Magnetfeldern benutzten Technik wurden in der Sonnenatmosphäre Geschwindigkeitsfelder entdeckt und gemessen. Die während der Sommer 1960 und 1961 erhaltenen Daten wurden teilweise analysiert. Diese ersten Resultate betreffen: 1) Große Zellen von horizontal bewegtem Material, 2) Eine Korrelation zwischen lokalen Helligkeitsfluktuationen und Vertikalgeschwindigkeiten, 3) Die charakteristischen Zellengrößen des vertikal bewegten Materials, 4) Eine periodische Korrelation der Vertikalgeschwindigkeiten zur Zeit, 5) Eine ähnliche Zeitkorrelation der Helligkeitsfluktuationen und 6) Die Doppler-Geschwindigkeiten in H a in der oberen Chromosphäre. Stu.

62, 1962

64. P h o t o s p h ä r e , Spektrum, Granulation

289

6439. J.-L. Leroy, C o n t r i b u t i o n s à l ' é t u d e d e l a p o l a r i s a t i o n d e l a l u m i è r e s o l a i r e . Ann d'Astrophys 25 127—164. — Durch eine Verbesserung in der Elektronik wird die Empfindlichkeit eines photoelektrischen Polarimeters soweit gesteigert, d a ß ein Anteil von 5 x 10~6 an polarisiertem Licht in einem Gesamtlichtstrom von 1 0 - 3 L u m e n gemessen werden k a n n . Infolge sehr geringer instrumenteller Polarisation des benutzten 10 cm-Refraktors läßt sich die Polarisation im breitbandigen Sonnenspektrum mit großer Genauigkeit messen. Neben neuen Polarisationsmessungen in R a n d n ä h e in 4 verschiedenen Wellenlängenbereichen wurden im Gebiet A 4400—4900 hauptsächlich Sonnenflecken untersucht, deren Licht sich zu mehr als 1 0 - 3 linear polarisiert erwies. E s werden Ergebnisse über die Verteilung u n d zeitliche Änderung des linear polarisierten Lichts in P e n u m b r e n unipolarer Flecken mitgeteilt. N i m m t m a n für die Ursache dieser Polarisation Magnetfelder an u n d berücksichtigt ihre W i r k u n g auf gesättigte Spektrallinien, so wird es möglich, die Transversalkomponente des Feldes zu bestimmen. Die kleinste m i t dem vorhandenen I n s t r u m e n t meßbare Feldstärke b e t r ä g t etwa 20 Gauß. Ee. 6440. M. Madlow, D i e M e s s u n g d e s I n t e n s i t ä t s a b f a l l s d e s Kontin u u m s a m ä u ß e r s t e n S o n n e n r a n d . AN 286 271—283 = Mitt. Astrophys. Obs. P o t s d a m Nr. 99. — Eine Diskussion der bisher b e k a n n t e n Methoden zur Messung der Mitte-Rand-Variation des K o n t i n u u m s am äußersten Sonnenrand zeigt, d a ß außer der Methode nach K . Schwarzschild n u r A u f n a h m e n aus Schichten oberhalb der Tropopause (Ballonaufstiege) eine Bestimmung der Temperaturen der höchsten Photosphärenschichten auf etwa 200 Grad genau gestatten. Die hohe lichtelektrische Meßgenauigkeit k a n n bisher f ü r dieses Problem noch nicht ausgenutzt werden. Verf. 6441. M. Madlow, Z u r B e s t i m m u n g d e s T e m p e r a t u r v e r l a u f s i n d e n höchsten Schichten der S o n n e n p h o t o s p h ä r e aus Messungen des I n t e n s i t ä t s a b f a l l s i m K o n t i n u u m . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 4 281—286 = Mitt. Astrophys. Obs. P o t s d a m Nr. 100. 6442. M. Madlow, 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 - u n d D r u c k s c h i c h t u n g in d e r ä u ß e r e n P h o t o s p h ä r e a u s M e s s u n g e n im K o n t i n u u m bei A b w e i c h u n g e n vom t h e r m o d y n a m i s c h e n G l e i c h g e w i c h t . ZfA 55 29—37. — Bei vorgegebener Temperaturschichtung T (r) wird der Einfluß der Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht auf die daraus berechnete Schichtung von Elektronen- u n d Gasdruck untersucht, sowie auf die Zuordnung der optischen zu den geometrischen Tiefen. Obwohl die Ionisationsverhältnisse der wichtigsten Elektronen liefernden Elemente starke Abweichungen gegenüber den Gleichgewichtsverhältnissen zeigen, ist der Einfluß auf die betrachteten Größen doch nur etwa entsprechend dem des Beobachtungsfehlers von T (r). Verf. 6443. W. Mattig, E r s c h e i n u n g e n —169.

d e r S o n n e n o b e r f l ä c h e . SuW 1962 S. 165

6444. R. Miehard, S u r u n e p o s s i b l e d i f f é r e n c e d e t e m p é r a t u r e e n t r e l e s p ô l e s e t l ' é q u a t e u r d u S o l e i l . CR 255 1494—1495. — Nach Messungen m i t einem lichtelektrischen P h o t o m e t e r am 9 cm-Spektrographen des Observatoriums auf dem Pic du Midi besteht bei X = 5240 Â zwischen der R a n d v e r d u n k lung in äquatorialer u n d in polarer R i c h t u n g keine den wahrscheinlichen Fehler der Messungen übersteigende Differenz. Dies widerspricht der V e r m u t u n g einer merklichen Temperaturdifferenz zwischen dem Sonnenäquator u n d den Sonnenpolen. W . Gl. 6445. R. Miehard, M e c h a n i c a l e n e r g y i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Scientia 97 191—196 (französ.). — Ref. in Phys. Abstr. 66 344. Astronom. J a h r e s b e r i c h t 1962

19

290

V I I . Sonne

6446. E.A.Müller, J.P.Mutschlecner, C e n t e r - l i m b d a n c e s . A J 67 277—278. — Ref. AAS.

62, 1962 e f f e c t s on solar

abun-

6447. E . C. Olson, O b s e r v a t i o n s of s o l a r - l i n e a s y m m e t r i e s . A p J 136 946—955 = Publ. Goethe Link Obs. Nr. 49. — F ü r das infrarote SauerstoffTriplett bei 7772 A sowie für einige Linien des neutralen Eisens werden die Asymmetrien der Linienprofile bestimmt, wobei photographische A u f n a h m e n a m Turmteleskop des Mt. Wilson Observatoriums u n d photoelektrische Messungen a m Vakuumspektrographen des McMath - H u l b e r t - Observatoriums zu Grunde gelegt sind. I n allen Fällen zeigt sich, d a ß sich das Z e n t r u m der Linie nach der kurzwelligen Seite verschiebt, je näher m a n a n das K o n t i n u u m h e r a n k o m m t , d a ß aber ganz in der N ä h e des K o n t i n u u m s eine plötzliche Verschiebung zur langwelligen Seite a u f t r i t t . D a sich das auch bei einer Linie mit dem LandeF a k t o r 0 zeigt, ist ein Magnetfeldeinfluß bei der beobachteten Asymmetrie ausgeschlossen. Man k a n n die Asymmetrien auf der Basis des Modells der aufsteigenden heißen u n d absinkenden kühlen Elemente erklären, wie auch q u a n t i t a t i v durch Rechnungen belegt wird. Die sich daraus ergebenden mittleren Intensitätsschwankungen in der Photosphäre stimmen m i t den von E d m o n d s aus Stratosphärenballonaufnahmen gefundenen W e r t e n überein. H . M. * * B. E. J. Pagel, T h e i n f l u e n c e of t h e c h r o m o s p h e r e d a r k e n i n g . Vgl. Ref. 6660.

on solar

limb

6448. A. K. Pierce, J. H. Waddell, A n a l y s i s of l i m b d a r k e n i n g o b s e r v a t i o n s . Mem R A S 68 89—112, 1961 = Sacramento P e a k Obs. Contr. Nr. 27. — Aus den photoelektrischen Randverdunklungsmessungen von Pierce (vgl. A J B 54 Ref. 6433) u n d von P e y t u r a u x (vgl. A J B 54 Ref. 6429) sowie den von M. Minnaert (G. P. Kuiper «The Sun») u n d Makarowa (vgl. A J B 57 Ref. 6417) veröffentlichten Energieverteilungen in der Sonnenmitte wird die Wellenlängenabhängigkeit der kontinuierlichen Absorption bestimmt. Neben der Absorption durch das H~-Ion u n d den neutralen Wasserstoff wird f ü r A < 4800 A eine zusätzliche Absorption u n b e k a n n t e n Ursprungs gefunden. Ee. 6449. H. H. Plaskett, L i m b d a r k e n i n g a n d s o l a r r o t a t i o n . MN 123 541—561. — Am Oxforder 35 m-Sonnenteleskop wurden sorgfältige photographische Messungen der R a n d v e r d u n k l u n g in nordsüdlicher u n d ostwestlicher Richtung durchgeführt, u m Differenzen in der Temperaturschichtung der Äquatorgegend u n d an den Polen zu ermitteln. Verf. errechnet auf Grund der verschiedenen Randverdunklungen AT- u n d ¿Ig-Werte: Die Pole sind wärmer als die Äquator gegend (Ag ~ 1 %). Diese horizontalen Temperatur- u n d Druckdifferenzen werden m i t den schon früher in Oxford untersuchten großräumigen Strömungen in der Photosphäre in Verbindung gebracht. Verf. k o m m t auf Grund einiger Abschätzungen zu der Vorstellung, daß die Sonne bis zur Oberfläche der Wasserstoffkonvektionszone gleichförmig rotiert; das Zurückbleiben der Pole in den photosphärischen Schichten ist die Folge meridionaler Strömungen bzw. heliostrophischer Winde (analog zu den geostrophischen Winden in der Meteorologie). EHS 6450. M. Rigutti, T h e i d e n t i f i c a t i o n of t h e ( 0 , 0 ) a n d ( 1 , 0 ) b a n d s of t h e C N r e d s y s t e m i n t h e s o l a r s p e c t r u m . Publ. Dominion Obs. O t t a w a 25 19—22. — F ü r 38 bisher nicht identifizierte Linien solaren oder terrestrischen Ursprungs im Spektralbereich von X). 9200—11000 A gelang eine Zuordnung zu entsprechenden Linien der Rotationsbanden (0,0) und (1,0) des roten CN-Systems. Henn * * M. Schwarzschild, A s t r o p h y s i k a l i s c h e B e o b a c h t u n g e n i n g r o ß e r H ö h e . Vgl. Ref. 2275. * * G. F. Sitnik, R e s u l t s of t h e r e a l i z a t i o n a t d i f f e r e n t t e m p e r a t u r e s . Vgl. Ref. 1649.

of a b l a c k

body

model

62, 1962

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

291

* * H. Shimooda, O n t h e t u r b u l e n c e a n d h y d r o m a g n e t i c i n a s t r o p h y s i c s . ( S e c o n d p a p e r ) . Vgl. Ref. 5166.

turbulence

6451. T. P. Stecher, C o n t i n u o u s a b s o r p t i o n i n t h e s o l a r b y t h e q u a s i H ä m o l e c u l e . A J 67 587. — Ref. AAS.

atmosphere

6452. T. P. Stecher, C o n t i n u o u s a b s o r p t i o n i n t h e b y t h e q u a s i - H 2 m o l e c u l e . A p J 136 686—687.

atmosphere

solar

6453. E . Tandberg-Hanssen, E t u d e d e s r a i e s d ' é m i s s i o n d e H e I d a n s l ' a t m o s p h è r e s o l a i r e s . I. L e s p r o f i l s d e l a r a i e t r i p l e t i n f r a r o u g e , /. 10 8 3 0 A. Ann d'Astrophys 25 357—366. — Die Emissionslinie 10830 A des neutralen Heliums zeigt wesentlich verschiedene Profile, je nachdem ob sie im S p e k t r u m der Chromosphäre, der ruhenden Protuberanzen oder der chromosphärischen Eruptionen beobachtet wird. I m S p e k t r u m aktiver Protuberanzen kann die Linie verschiedenartige Profile zeigen, die gewöhnlich wie Zwischenstufen zwischen den in der Chromosphäre u n d den in ruhenden Protuberanzen auftretenden Linienprofilen erscheinen. Die F o r m der Profile läßt darauf schließen, daß in der Chromosphäre die optische Dicke in tangentialer R i c h t u n g etwa 2—4 b e t r ä g t u n d die E n t s t e h u n g der meisten hier untersuchten Protuberanzen u n d chromosphärischen Eruptionen nicht mit geringer optischer Dicke verbunden war. W . Gl. 6454. R. G. Teske, 284. — Ref. AAS.

Microstructure

6455. G. I. Thompson, Ref. 841 S. 58—118.

The

profiles

in

solar of

weak

Fraunhofer

lines.

Fraunhofer

A J 67

lines.

Vgl.

6456. T.-d. Tschshan, D i e Ä n d e r u n g d e r Ä q u i v a l e n t b r e i t e n v o n S p e k t r a l l i n i e n v o m Z e n t r u m z u m R a n d d e r S o n n e n s c h e i b e . Acta Astr. Sinica 10 173—182 (chines, mit russ. Ref.). — Das Beobachtungsmaterial wurde während der ringförmigen Sonnenfinsternis 1958 April 19 gesammelt. Insgesamt wurden 134 Fe-, Ti- u n d Cr-Linien untersucht. Es zeigt sich, daß die Äquivalentbreiten schwacher u n d mittlerer Linien im wesentlichen zum R a n d hin wachsen, während sie bei starken Linien abnehmen. Loh. * * W. L'nno, S. Kato, O n t h e g e n e r a t i o n t u r b u l e n t a t m o s p h e r e . I. Vgl. Ref. 5352. 6457. A. Unsold, P h o t o s p h e r e a n d 170.

of a c o u s t i c n o i s e f r o m

the

c h r o m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1311 S. 161—

6458. J . H . Waddell III, S o l a r c e n t r e l i m b v a r i a t i o n s of t h e N a D l i n e s f r o m p h o t o e l e c t r i c o b s e r v a t i o n s . Vgl. A J B 60 Ref. 6453 = Sacramento P e a k Obs. Contr. Nr. 10. 6459. J . H. Waddell III, C e n t r e - l i m b v a r i a t i o n s of m o d e r a t e s t r e n g t h l i n e s f r o m p h o t o e l e c t r i c o b s e r v a t i o n s . Vgl. A J B 60 Ref. 6454 = Sacram e n t o P e a k Obs. Contr. Nr. 9. 6460. J . Waddell, C e n t e r - t o - l i m b o b s e r v a t i o n s of t h e s o d i u m D l i n e s . A p J 136 223—230 = Sacramento P e a k Obs. Nr. 36; S. 231—241 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 19. — Mit dem Littrow-Spektrographen des Sacramento Peak-Observatoriums wurden photoelektrisch Profile der N a t r i u m D-Linien registriert u n d zwar in verschiedenen Abständen von der Sonnenmitte bis cos & = 0.30, wobei aktive Gebiete auf der Sonne vermieden wurden. Die Ergebnisse sind tabuliert. Die Restintensitäten in der Linienmitte betragen im Zentrum der Scheibe 5.0 bzw. 4 . 4 % f ü r D j bzw. D 2 . E s wird im folgenden eine Methode dargelegt, m i t deren Hilfe m a n aus diesen beobachteten Linienprofilen der beiden Multi19*

292

VII. Sonne

62, 1962

plettlinien in verschiedenen Abständen von der Sonnenmitte zeigen kann, daß die Quellfunktionen der beiden Linien in irgendeiner gegebenen geometrischen Tiefe identisch sind. I m übrigen stehen die hier gefundenen Doppler-Breiten auch im Einklang mit den Resultaten von Unno und Suemoto, die mit zunehmender Tiefe in der Photosphäre auch eine Zunahme der zufälligen Bewegungen der Gase ergaben. Die Gleichheit der beiden Quellfunktionen läßt sich in dem Fall, daß kein lokales thermodynamisches Gleichgewicht herrscht, dadurch erklären, daß ein Elektron, wenn es einmal vom untersten Niveau (Si/2) aus angeregt ist, zahlreiche Übergänge zwischen den beiden oberen Niveaus (I'y, und P»/,) ausführen wird, bevor es unter spontaner Emission zum untersten Niveau zurückkehrt. H. M. 6461. G. J . Wassiljewa, Ü b e r S c h a l l w e l l e n in d e r S o n n e n p h o t o s p h ä r e . Vgl. A J B 61 Ref. 6445. — Bemerkung der Verf. in Sonnendaten 1962 Nr. 8 S. 74 (russ.). 6462. G. J . Wassiljewa, G. F. Wjalschin, Ü b e r d i e A b h ä n g i g k e i t d e r z e i t lichen Ä n d e r u n g e n des Magnetfeldes und der R a d i a l g e s c h w i n d i g k e i t e n v o m S t a b i l i t ä t s g r a d d e s a k t i v e n G e b i e t s in d e r P h o t o s p h ä r e . Sonnendaten 1962 Nr. 2 S. 58—66 (russ.). — Im Sommer 1961 wurden an zwei Fleckengruppen gleichzeitig magnetische Feldstärken und Radialgeschwindigkeiten in der Fe-Linie 5250 A gemessen. Die Ergebnisse sind in Karten dargestellt und numerisch ausgewertet. Während über ruhigen Gebieten Beschleunigungen um 0.01 m/sec 2 auftraten, wuchsen sie über aktiven Gebieten auf etwa 0.04 m/sec 2 an. Da es scheint, daß die photosphärischen Radialgeschwindigkeiten empfindlicher auf die Sonnenaktivität reagieren als die Magnetfelder, soll versucht werden, hierauf eine Eruptionsprognostik zu gründen. Petri 6463. 0 . R. White, L i m b - d a r k e n i n g o b s e r v a t i o n s of H a , H/?, a n d Hy. A p J Suppl 7 333—350 = Sacramento Peak Obs. Contr. Nr. 45. — Abweichend von der üblichen Methode der Beobachtung der Mitte-Rand-Variation von Linienprofilen wurden mit dem 16 "-Koronographen des Sacramento Peak Obs. bei festgehaltenen Wellenlängenabständen ( < 1 A) in H a , Hß und H y Randverdunklungskurven photoelektrisch registriert, indem der Deklinationsantrieb das Sonnenbild in sechs Minuten über den Spektrographenspalt führte. Die so gewonnenen Linienprofile ergeben Restintensitäten in Übereinstimmung mit Beobachtungen anderer Autoren. Ferner werden Linienprofile für Plage-Gebiete und Filamente angegeben. Ee. 6464. D. R. Woodall, J B A A 72 273—276.

Spectrum

analysis

at

Marlborough

College.

6465. T h e a b u n d a n c e of i s o t o p e s in t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Obs 82 106—107. — Bericht über eine Vorlesung, die G. Righini am 7. Mai 1962 am Queen Mary College in London gehalten hat. Granulation 6466. K. H. Böhm, D i e T e m p e r a t u r s c h w a n k u n g e n i n d e r S o n n e n g r a n u l a t i o n . ZfA 54 217—222 = Sonderdruck Sternw. Kiel. — Es wird darauf hingewiesen, daß die Berechnung des Energiespektrums der Sonnengranulation für kleine Wellenlängen noch sehr unsicher ist. FS 6467. Chen Piao, T h e o r y of s o l a r g r a n u l a t i o n . Acta Astr. Sinica 8 43— 49, 1960 (chines, mit engl. Ref.). 6468. F. N. Edmonds jr., A s t a t i s t i c a l p h o t o m e t r i c a n a l y s i s of g r a n u l a t i o n a c r o s s t h e s o l a r d i s k . A p J Suppl 6 357—406. — Ref. in A p J 135 309. — Auf Photographien der Granulation, aufgenommen von Schwarzschild mit

62, 1962

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

293

dem P r o j e k t Stratoskop, wurden 25 Streifen in verschiedenen Positionen auf der Sonnenseheibe photometriert. Diese Registrierkurven wurden zusammen mit 20 weiteren, von Schwarzschild (vgl. A J B 59 Ref. 6438) erhaltenen, statistisch untersucht. Verf. erhält fast doppelt so große W e r t e für die RMS-Intensitätsschwankung wie Schwarzschild, was zum Teil durch unterschiedliche Kalibrierung erklärt werden kann. Aus A u f n a h m e n des Intensitätsabfalles am äußersten Sonnenr a n d wird das instrumenteile Profil bestimmt. N a c h K o r r e k t u r der Beobachtungen nach Uberoi (vgl. A J B 55 Ref. 6433), verallgemeinert f ü r die geometrische Verkürzung, ergeben sich relative Intensitätsschwankungen RMS von 1 4 % f ü r die Scheibenmitte bis etwa 20°; die Schwankung n i m m t sodann zu bis 2 0 % bei etwa 50° zu u n d fällt d a n n scharf ab. Der abermalige Anstieg bei 70° ist offenbar auf eine bei R a n d a u f n a h m e n deutlich hervortretende, unverkürzte, großräumige S t r u k t u r zurückzuführen. Die Streuung benachbarter Streifen u m 3 0 % kann statistischen Inhomogenitäten der Granulation zugeschrieben werden. Auf Grund der beobachteten Helligkeitsschwankung wird ein inhomogenes Sonnenmodell konstruiert. U n t e r Verwendung der Ergebnisse der theoretischen Untersuchung von Ledoux, Schwarzschild und Spiegel (vgl. A J B 61 Ref. 6458) lassen sich schließlich noch Aussagen über das Geschwindigkeitsspektrum u n d die Bedeutung des konvektiven Energietransportes machen. Ee. 6469. W. A. Krat, G r a n u l a t i o n of t h e s o l a r p h o t o s p h e r e a n d m o t i o n i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 22 Nr. 5 (170) S. 2—9 (russ. mit engl. Ref.). — Die Untersuchung von 18 Metallinien in Spektrog r a m m e n der Sonnengranulation zeigt, daß die mittlere Variation der Radialgeschwindigkeit mit der Linienstärke, also mit wachsender Höhe über der Photosphäre, von etwa 1 / 2 bis 1.7 km/sec zunimmt. Die Photometrierung einiger ausgewählter Linien f ü h r t ferner zu dem Ergebnis, daß in guter Übereinstimmung m i t der Theorie die Zahl der angeregten Atome über den Granulen etwas a b n i m m t . Das Studium von Spektrogrammen im Bereich von H a , die mit einem Gitter in der 4. Ordnung erhalten wurden, läßt keinen Zusammenhang mit der photosphärischen Granulation erkennen. Die H a - L i n i e n s t r u k t u r ist wiederum durch unabhängige Elemente von 1 ' bis 3 ' bestimmt, die das Licht streuen u n d sich anderen lichtaussendenden Elementen überlagern. Man k a n n die photosphärische Granulation u n d die gefundenen Bewegungen als Gravitations-Schall-Wellen auffassen; infolge der nach außen abnehmenden Gasdichte n i m m t auch nach außen die Amplitude der Geschwindigkeit zu. H . M. 6470. C. J. Macris, T. J. Prokakis, S u r u n e d i f f é r e n c e d e s d i m e n s i o n s des g r a n u l e s p h o t o s p h é r i q u e s au v o i s i n a g e et loin de la p é n o m b r e d e s t a c h e s s o l a i r e s . CR 255 1862—1864 = National Obs. Athen Astr. Inst. Repr. Nr. 11. — Auf 4 A u f n a h m e n a m 40 c m - R e f r a k t o r der Sternwarte Athen wurde die Größe der Granulationselemente in geringem u n d großem Abstand von der P e n u m b r a von Sonnenflecken gemessen u n d zu den in P o t s d a m und auf Mt. Wilson beobachteten magnetischen Eigenschaften der Flecken in Beziehung gesetzt. Die früher, getroffene Feststellung (vgl. A J B 53 Ref. 6416), daß die Granulationselemente in Fleckennähe kleiner sind als in großem A b s t a n d vom Fleck, bestätigt sich n u r für die Umgebung bipolarer u n d multipolarer Flecken mit großer Magnetfeldstärke. W. Gl. 6471. K. Nishi, F e i n s t r u k t u r 63—66 (japan.).

der

Sonnenoberfläche.

Astr.

Herald 55

6472. M. Semel, S u r l a d é t e r m i n a t i o n d u c h a m p m a g n é t i q u e d e la g r a n u l a t i o n s o l a i r e . CR 254 3978—3980. — Aus Granulationsspektren, die mit einer entsprechenden Polarisationseinrichtung a m 13 m-Spektrographen des Sacramento Peak Obs. gewonnen wurden, wird mit Hilfe einer statistischen Methode ein Wert für die granulare Feldstärke abgeleitet. Aus den drei Linien

294

62, 1962

V I I . Sonne

6302 Ä (Fe I), 6103 A (Ca I) u n d 5896 A (D,) ergibt sich in guter Übereinstimm u n g ein W e r t von 24 i 5 Gauß. Es handelt sich dabei u m einen oberen Grenzwert der Feldstärke. J . P. M. 6473. D. C. Schmalberger, D e p t h d e p e n d e n c e of t u r b u l e n c e i n t h e p h o t o s p h e r e . A J 67 586. — Ref. AAS.

solar

6474. E. H. Schröter, E i n i g e B e o b a c h t u n g e n u n d M e s s u n g e n a n S t r a t o s k o p I - N e g a t i v e n . ZfA 56 183—193 = Mitt. Fraunhofer-Inst. Freiburg Nr. 57. — Fleckennahe Granulen sind kleiner u n d leben länger als die Granulen der gewöhnlichen Photosphäre. Die E n t s t e h u n g einer Fleckenpore beginnt mit dem Wachsen intergranularen Gebiets u n d endet mit dem Verschwinden der eingeschlossenen Granulen. An Helligkeitsknoten in den Penumbrafilamenten k o n n t e eine Auswärtsbewegung von 1 bis 2 km/sec gemessen werden. Bro. * * E. H. Schröter, S t r u k t u r d e r i n F l e c k e n n ä h e . Vgl. Ref. 6519.

Fleckenpenumbra

und

Granulation

6475. P. B. Wilson, T h e a p p l i c a t i o n of t h e e q u a t i o n of t r a n s f e r t o t h e i n t e r p r e t a t i o n of s o l a r g r a n u l a t i o n . MN 123 287—297. — Aus theoretischen Betrachtungen über die Strahlungsverteilung in inhomogenen Medien wird ein Ausdruck f ü r den Absorptionskoeffizienten abgeleitet. Die Lösung ergibt verschiedene Informationen über die horizontalen Variationen der I n t e n s i t ä t der Strahlung an der Sonnenoberfläche. FS

§ 65 Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität * * J. M. Beckers, M o t i o n s Ref. 6610.

in

the

chromosphere

near

sunspots.

Vgl.

6501. C. M. Botley, N o t e o n c o l o u r s of s u n s p o t s . J B A A 72 335. 6502. B. J. Bray, B. E. Loughhead, I s o p h o t a l c o n t o u r m a p s of s u n s p o t s . Australian J . P h y s . 15 482—489. — Als Ergebnis einer Mikrophotometrie von zwei Sonnenfleckenaufnahmen großer Auflösung (1959 J a n . 12 u n d Mai 11) erhielten Verf. Isophotenkarten der Intensitätsverteilung in der P e n u m b r a u n d der U m b r a . Die Intensitätsverteilung in der äußeren u n d inneren P e n u m b r a ist außerordentlich unregelmäßig, aber scharf begrenzt gegen die U m b r a . I m Gebiet der U m b r a befinden sich mehrere Intensitätsminima. Sie veranlassen die Verf. zum E n t w u r f eines neuen Magnetfeldmodells in Sonnenflecken, das innerhalb der U m b r a zwei Pole besitzt. Gü-Li * * B. B. Brown, A c o m p a r i s o n of a u r o r a l - z o n e R ö n t g e n - r a y o b s e r v a t i o n s f r o m p e r i o d s w i t h d i f f e r e n t l e v e l s of s o l a r a c t i v i t y . Vgl. Ref. 7669. * * N. J. Bugoslawskaja, S o l a r A c t i v i t y a n d t h e I o n o s p h e r e R a d i o C o m m u n i c a t i o n s S p e c i a l i s t s . Vgl. Ref. 7515.

—

for

6503. V. Bumba, 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 a g n e t i c f i e l d i n s u n s p o t u m b r a e . BAC 13 42—48. — E s wird versucht, das Triplett in Linien m i t normalem Zeeman-Effekt in der U m b r a von Sonnenflecken durch die Form der magnetischen Feldlinien innerhalb der U m b r a zu erklären. Stu.

62, 1962

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

295

6504. V. Bumba, M a g n e t i c f i e l d s i n s u n s p o t u m b r a e . BAC 13 48— 59. — Es wird das Profil der Zeeman-Komponenten von Fraunhofer-Linien in besonders großen dunklen Flecken diskutiert. Bs wird gezeigt, daß alle Besonderheiten dieser Linien im Umbraspektrum als Folge eines in der Arbeit vorgeschlagenen Feldmodells verstanden werden können. In diesem Modell werden die Feldlinien durch Spiralen dargestellt, die in einer «Kraftröhre» über der Umbra liegen und deren Ganghöhe mit wachsender Höhe zunimmt. Sie bilden in den unteren Umbraschichten praktisch horizontale Ringe, während sie in hohen Schichten praktisch normal zur Sonnenoberfläche verlaufen. Um dieses umbrale Kraftliniensystem ist der penumbrale Kraftlinienfächer herumgewunden. Verf. (ü.) 6505. V. Bumba, J. Kleczek, A s i m p l e d e v i c e f o r s t u d y i n g s u n s p o t m o t i o n s . BAC 13 118—119. — Um die lokalen Bewegungen in Sonnenfleckengruppen zu studieren, ist es notwendig, den geometrischen Verkürzungseffekt zu eliminieren. Mit der beschriebenen Anordnung, der Projektion des photographischen Negativs mit Hilfe einer langbrennweitigen Kamera auf eine Kugelkalotte, läßt sich dies bequem durchführen. Ee. 6506. R. E. Danielson, E m i s s i o n of h y d r o m a g n e t i c w a v e s f r o m s u n s p o t u m b r a s . A J 67 574. — Ref. AAS. 6507. W. Deinzer, Z u r m a g n e t o - h y d r o s t a t i s c h e n f l e c k e n . Phys. Verhandlungen 13 234. — Ref. AG.

Theorie der

Sorinen-

6508. K. Fricke, T e m p e r a t u r s c h i c h t u n g i m S o n n e n f l e c k n a c h B e o b a c h t u n g e n v o n B a l m e r - L i n i e n . Phys. Verhandlungen 13 233. — Ref. AG. 6509. S. I. Gopasjuk, T h e m o t i o n of s p o t s c o n n e c t e d w i t h s o l a r f l a r e s a n d t h e p o s s i b l e c h a r a c t e r of e n e r g y e x i t f r o m f l a r e r é g i o n s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 27 110—119 (russ. mit engl. Ref.). — Zusammen mit dem Auftreten und der Entwicklung von Eruptionen wird eine Verschiebung der Sonnenflecken auf den Eruptionsherd hin beobachtet. Während der Beginn der Verschiebung auf ¿ 5 Minuten mit dem Eruptionsbeginn übereinstimmt, dauert sie nach Abklingen der Eruption noch 2 bis 3 Stunden an. Die Verschiebung hat den Charakter einer Pulsation, deren Amplitude mit der Intensität der Eruption wächst. Sie kann durch den Austritt von Energie (kosmische Strahlung, Plasma, Magnetfeld) aus der Eruptionszone erklärt werden. Während der Eruption herrscht der Energietransport durch kosmische Strahlung vor, nach ihrer Beendigung dagegen der durch «kaltes» Plasma und das Magnetfeld. Ba. * * S. Grudzinska, S u r l a c o r r é l a t i o n e n t r e l e s v a r i a t i o n s d ' é c l a t d e la c o m è t e A r e n d - R o l a n d ( 1 9 5 6 h ) e t l ' a c t i v i t é s o l a i r e . Vgl. Ref. 9254. * * S. (îrudzinska, S u r u n e c o r r é l a t i o n e n t r e l e s v a r i a t i o n s s e c o n d a i r e s d ' é c l a t d e la c o m è t e M r k o s ( 1 9 5 7 d ) e t l ' a c t i v i t é s o l a i r e . Vgl. Ref. 9256. 6510. R. N. Ichsanow, A b s c h ä t z u n g d e r m a g n e t i s c h e n E n e r g i e n d e r F l u k t u a t i o n d e r S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1961 Nr. 12 S. 57—64 (russ.). — Verf. stellt eine Methode zur Abschätzung der Energie des Magnetfeldes der Sonnenfleckengruppen dar. Zur Bestimmung der magnetischen Energie mußten einige vereinfachende Voraussetzungen über die Form der Flecken und über die Tiefen, in denen die Kerne der Flecken liegen, gemacht werden. Im zweiten Teil der Arbeit wurden auf Grund des Mount Wilsonschen Materials aus den Jahren 1917—1924 die magnetischen Intensitäten und die Fleckenflächen für die Tage der maximalen Fleckenflächen abgeschätzt, und aus diesen Werten wurde dann die Variation der magnetischen Energie während der Fluktuation der Sonnenaktivität bestimmt. L. Fr.

296

62, 1962

VII. Sonne

6511. M. A. Kljakotko, A b s c h ä t z u n g d e r D i s p e r s i o n u n d d e s E i n f l u s ses der R a n d z o n e n , V e r g l e i c h der V e r f a h r e n der G e w i c h t s g e b u n g an die B e o b a c h t u n g e n bei der A u f s t e l l u n g der G e s c h w i n d i g k e i t s f e l d e r d e r B e w e g u n g e n n i c h t w i e d e r k e h r e n d e r S o n n e n f l e c k e n in B r e i t e . Mitt. Staatl. Astr. Stemberg-Inst. Moskau Nr. 120 S. 25—41 (russ.). 6512. W. A. Krat, W. M. Sobolew, T h e s p e c t r u m of a n a n o m a l o u s f a e u l a a b o v e a s u n s p o t a n d t h e c o n d e n s a t i o n of c o r o n a l g a s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 5 (170) S. 10—17 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird eine ziemlich seltene Beobachtung beschrieben, nämlich das Auftreten von D 3 , H und K, sowie von den Balmer-Linien in Emission über der Umbra eines Flecks am 5. und 6. April 1960. Während sich der Hauptteil der diese Linien emittierenden Gaskondensation mit einer Geschwindigkeit von einigen km/sec aufwärts bewegte, trennte sich davon eine Tornado-Protuberanz ab, die eine Geschwindigkeit von 65 km/sec abwärts aufwies und offensichtlich den magnetischen Kraftlinien folgte. Aus dem Profil der D 3 -Linie kann man eine Elektronendichte von 1012 und eine Elektronentemperatur von 20000° ableiten, doch fand die Heliumemission nur in einem Teilgebiet der Kondensation statt, das eine Geschwindigkeit von etwa 10 km/sec auf den Fleck zu zeigte. Anscheinend handelt es sich um eine ungewöhnliche chromosphärische Eruption, die wiederholt an der gleichen Stelle auftritt, wobei das starke Fleckenmagnetfeld eine besondere Rolle spielt. Sich kondensierende und abkühlende Koronamaterie fällt dabei auf den Fleck zu, wobei sich die Geschwindigkeit wegen des zunehmenden Druckes und der wachsenden Gasdichte verringert und schließlich ihr Vorzeichen wechselt. H. M. * * K. Kuleschowa, D i e D i m e n s i o n e n a k t i v e r P r o t u b e r a n z e n in A b h ä n g i g k e i t v o m A l t e r d e r F l e c k e n g r u p p e n . Vgl. Ref. 6645. 6513. W. D. Kusminych, A s t u d y of t h e « f a c u l a - p h o t o s p h e r e » c o n t r a s t in t h e s p e c t r a l r é g i o n I I 3 7 5 5 — 6 8 0 0 Â. A J UdSSR 39 965— 972 (russ. mit engl. Ref.). — Aus den Spektrogrammen von 65 Fackeln in verschiedenen Gebieten der Sonnenscheibe und in 15 Spektralbereichen h a t sich ergeben, daß 1) der Kontrast «Fackel — umgebende Photosphäre» in der Entfernung R «K 0.87 RQ vom Scheibenzentrum ein (flaches) Maximum hat, 2) der Kontrast bei gleicher Entfernung davon abhängt, ob die Fackeln mit Flecken verbunden sind oder nicht, 3) der Kontrast weder in Scheibenmitte noch am R a n d verschwindet, und 4) eine Ost-West-Asymmetrie des Kontrasts nicht vorhanden ist. Loh. * * E. A. Lauter, E i n B e i t r a g z u m N a c h w e i s d e r A u s w i r k u n g e n S o n n e n f l e c k e n z y k l u s in d e r t i e f e n I o n o s p h ä r e . Vgl. Ref. 7563.

des

* * C. J. Macris, T. J. Prokakis, S u r u n e d i f f é r e n c e d e s d i m e n s i o n s g r a n u l e s p h o t o s p h é r i q u e s a u v o i s i n a g e e t l o i n d e la p é n o m b r e t a c h e s s o l a i r e s . Vgl. Ref. 6470.

des des

6514. W. Mattig, Ü b e r d i e W a s s e r s t o f f c h r o m o s p h ä r e f l e c k e n . Phys. Verhandlungen 13 232—233. — Ref. AG. * * W. Mattig, Ü b e r 6650.

die C h r o m o s p h ä r e

der

Sonnen-

d e r S o n n e n f l e c k e n . Vgl. Ref.

6515. K. Nishi, T h e o b s e r v a t i o n of t h e s t r u c t u r e of t h e m a g n e t i c f i e l d i n s u n s p o t s . Publ. Astr. Soc. J a p a n 14 325—339 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 232. — Die Theorie von Unno (vgl. A J B 56 Ref. 5021) wird auf Messungen der Linie 6302.5 Â des F e i in den Spektren dreier Fleckengruppen zur Untersuchung der Orientierung und Intensität des Magnetfeldes in ausgewählten Punkten innerhalb dieser Fleckengruppen angewandt. Dabei zeigt sich, daß die magnetischen Kraftlinien in der Penumbra, von Störungszonen abgesehen, überall annähernd horizontal, in der Umbra hingegen vertikal verlaufen. W. Gl.

62, 1962

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

297

* * W. Priester, M. Roemer, T. Schmidt-Kaler, A p p a r e n t 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 4 4 0 - M H z r a d a r d i s t a n c e of V e n u s . Vgl. Ref. 6112. 6516. D. N. Ratschkowskij, M a g n e t o - o p t i c a l e f f e c t s in s p e c t r a l l i n e s of s u n s p o t s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 27 148—161 (russ. mit engl. Ref.). * * L. Remy-Battiau, C o m p o r t e m e n t d e s r a i e s i n t e r d i t e s g è n e d a n s les c o m è t e s . II. — R e l a t i o n s a v e c l ' a c t i v i t é m é c a n i s m e s d ' e x c i t a t i o n . Vgl. Ref. 9134. * * M. S. Roberts, C o r r e l a t i o n s o l a r a c t i v i t y . Vgl. Ref. 8650.

of J u p i t e r

6517. P. R. Romantschuk, Ü b e r d i e N a t u r Astr. Obs. Kiew Nr. 71 S. 16—20 (russ.).

decimeter der

de l ' o x y solaire et

radiation

Sonnenaktivität.

with Cire.

6518. J . G. Schaler, E f f e c t of d r o p in s o l a r a c t i v i t y o n i n t e n s i t y of c o s m i c r a y s a c c o r d i n g t o s o u n d i n g r o c k e t m e a s u r e m e n t s in 1 9 5 8 a n d 1960. K E Nr. 13 S. 85—88 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 11 427—430. 6519. E. H. Sehröter, S t r u k t u r d e r F l e c k e n p e n u m b r a u n d G r a n u l a t i o n in F l e c k e n n ä h e . Phys. Verhandlungen 13 233—234. — Ref. AG. * * E. H. Schröter, E i n i g e B e o b a c h t u n g e n u n d M e s s u n g e n a n s k o p I - N e g a t i v e n . Vgl. Ref. 6474. * * A. B. Sewerny, S o m e p e c u l i a r i t i e s w i t h s o l a r f l a r e s . Vgl. Ref. 6667.

of m a g n e t i c

fields

Strato-

connected

* * A. B. Sewerny, N o n s t a t i o n a r y p r o c e s s e s i n s o l a r m a g n e t i c f i e l d s . T h e g e n e r a t i o n of f l a r e s a n d h e a t i n g of f a c u l a e . Vgl. Ref. 6668. 6520. K. Silber, D i e h e l i o g r a p h i s c h e n f l e c k e s . Sterne 38 63—64.

Koordinaten

6521. W. W. Spangenberg, Beobachtungen f l e c k e n u n d F a c k e l n . Sterne 38 68—71.

an

eines

randnahen

SonnenSonnen-

6522. I. W. Spytschka, Ü b e r d i e l i n e a r e G e s c h w i n d i g k e i t d e r E i g e n bewegungen der Sonnenflecken. Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 17—18 (russ.). 6523. A. Stankiewicz, P h o t o m e t r y of t h e s u n s p o t s c o n t i n u o u s s p e c t r u m . AA 12 58—74 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 37. — Mit Hilfe eines am Turmteleskop angeschlossenen Netzspektrographen wurden am Astrophys. Obs. Krim einige hundert Sonnenfleckenspektrogramme erhalten. Für vier Flecken wurden das Verhältnis Xi/% in 5 ausgewählten Wellenlängen im Bereich 6305— 4500 Â bestimmt sowie die Temperaturverteilung als Funktion der optischen Tiefe untersucht. E. R. 6524. W. F. Tsehistjakow, On t h e o b s e r v e d d e p t h s of s u n s p o t s . A J UdSSR 39 459—467 (russ. mit engl. Ref.). — Auf Grund des Wilson-Effekts wurden die Tiefen der Sonnenflecken bestimmt. Die physikalische Natur dieses Effektes wird diskutiert. Es werden zwei statistische Methoden der Bestimmung der Sonnenfleckentiefen entworfen, die im Gegenteil zur Wilsonschen Theorie die Formverzerrung der Penumbra durch die Beobachtung unter verschiedenen Winkeln beseitigen. Folgende Schlüsse wurden gezogen: Die Tiefe der Sonnenflecken hängt von der Lage der Flecken auf der Sonnenscheibe ab, und die größeren Flecken liegen tiefer. L. Fr.

298

VII. Sonne

6525. W. F. Tschistjakow, D e r T i e f e n e f f e k t d e r Astr:-Geod. Ges. UdSSR Nr. 32 S. 48—51 (russ.).

62, 1962 Sonnenflecken.

6526. W. F. Tschistjakow, Ü b e r d i e O s t - W e s t - A s y m m e t r i e E f f e k t s . Sonnendaten 1961 Nr. 11 S. 59—64 (russ.)".

des

Bull.

Wilson-

6527. F. van't Veer, D e r T e m p e r a t u r g r a d i e n t in S o n n e n f l e c k e n s c h i e d e n e r G r ö ß e . Phys. Verhandlungen 13 233. — Ref. AG.

ver-

6528. F. van't Veer, D i e B e s t i m m u n g d e s G a s d r u c k s in S o n n e n f l e c k e n aus Flügelstärken von Fraunhofer-Linien. I I . ZfA 55 208—217 = Veröff. Univ.-Stemw. Göttingen Nr. 135. — Für sieben Sonnenflecken unter6 schiedlicher Umbrafläche U (von 25 x 10~ bis 175 x 10~6 H) werden die Messungen der Flügelstärke der Mg I-Linie / 5183 aus verschiedenen Quellen zusammengestellt. Die sich hierbei ergebende Abhängigkeit der Flügelstärke von der Fleckengröße wird umgerechnet in eine Abhängigkeit des effektiven Gasdrucks (in r * = 1) von der Umbrafläche. Für diese Umrechnung findet eine vom Verf. früher entwickelte Methode Verwendung (vgl. A J B 61 Ref. 6526), die es gestattet, aus Messungen der Flügelstärke starker Metallinien in Sonnenflecken das Druckverhältnis zwischen Fleck und Photosphäre abzuleiten. Für alle untersuchten Flecken ist der Gasdruck in der optischen Tiefe r * = 1 geringer als in der Photosphäre (r° = 1). Schließlich wird für einen Fleck mit U = 80 X 10" 6 H ein neues, verbessertes Schichtungsmodell vorgelegt. EHS 6529. M. Waldmeier, Breitenverteilung und Sichtbarkeitsfunktion d e r p o l a r e n F a c k e l n . ZfA 54 260—267 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 243. — Eine Analyse der Beobachtungen von polaren Fackeln im Herbst 1961 bestätigt die früher gefundenen Ergebnisse, daß die Polfackeln die Polkappe bis etwa 20° Polabstand gleichmäßig bedecken, dann aber rasch abnehmen und bei 35° Polabstand aufhören. Diese beobachtete Verteilung wird durch die Sichtbarkeitsfunktion der Fackeln vorgetäuscht. Sie erreicht ihr Maximum in 66° Abstand von der Sonnenmitte. Auf einen Zusammenhang der polaren Fackeln mit den Polstrahlen der Korona wird hingewiesen. H. M.

Fleckenstatistik 6530. F. Baur, N e u e B e r e c h n u n g d e r L a g e d e s n ä c h s t e n S o n n e n f l e c k e n m i n i m u m s . ZfA 55 185—186. — Der 'starke Abfall der Sonnenfleckenrelativzahlen vom September 1960 bis November 1961 um 95 Einheiten erfordert eine Neuberechnung der voraussichtlichen Lage des kommenden Sonnenfleckenminimums. Sie kann jetzt mit größerer Zuverlässigkeit abgeschätzt werden als vor einem Jahr. Es ergibt sich, daß das Minimum im Jahre 1964 oder bereits im letzten Drittel des Jahres 1963 erwartet werden kann. Verf. 6531. B. Bell, A l o n g - t e r m n o r t h - s o u t h a s y m m e t r y in t h e l o c a t i o n of s o l a r s o u r c e s of g r e a t g e o m a g n e t i c s t o r m s . Smithsonian Contr. Astrophys. 5 187—194 = Harv Repr (2) Nr. 193/1. — Unter Benutzung der Greenwicher Daten (vgl. A J B 55 Ref. 6349) und älterer Beobachtungen von Schwabe und Spörer ergab sich: In den Ausbrüchen Nr. 8—9 und Nr. 14—19 der Sonnentätigkeit überwog die Fleckenfläche auf der Nordhalbkugel, in den Ausbrüchen Nr. 10—13 auf der Südhalbkugel. In allen Ausbrüchen außer Nr. 12 und Nr. 14 lag die Mehrzahl der Fleckengruppen, die große erdmagnetische Stürme verursachten, auf derselben Halbkugel, die auch die größere Fleckenfläche aufwies. Dabei war im allgemeinen die Asymmetrie in der Verteilung dieser Fleckengruppen auf die beiden Halbkugeln weit stärker ausgeprägt als die Asymmetrie in der Verteilung der Flächensummen. W. Gl.

62, 1962

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

299

6532. B. Bell, J. G. Wolbach, O n s h o r t - p e r i o d r e l a t i o n s b e t w e e n n o r t h s o u t h a s y r a m e t r y i n s p o t t e d n e s s a n d in g r e a t - s t o r m sources. Smithsonian Contr. Astrophys. 5 203—208 = H a r v Repr (2) Nr. 193/III. — Nach den Green wicher D a t e n (vgl. A J B 55 Ref. 6349) h a t auf die Nord-SüdAsymmetrie in der Verteilung der als Quelle großer erdmagnetischer Stürme angesehenen Fleckengruppen die über den ganzen Ausbruch erstreckte Nord-SüdAsymmetrie in der Verteilung der Fleckenflächensummen stärkeren Einfluß als die zur Zeit jedes Sturms herrschende temporäre Nord-Süd-Asymmetrie dieser Flächensummen. W. Gl. 6533. A. J. Besrukowa, Ü b e r d i e E n t w i c k l u n g der Fleckenbildung i m J a h r e 1 9 6 1 . Sonnendaten 1962 Nr. 1 S. 69—71 (russ.). 6534. A. J. Besrukowa, Ü b e r d e n m ö g l i c h e n C h a r a k t e r d e r Ä n d e r u n g der J a h r e s m i t t e l der Wolfschen Fleckenrelativzahlen im elfj ä h r i g e n Z y k l u s N r . 20. Sonnendaten 1962 Nr. 5 S. 76—79 (russ.). 6535. A. J. Besrukowa, Ü b e r d e n m ö g l i c h e n C h a r a k t e r d e r Veränderung der mittleren jährlichen Wolfschen Fleckenrelativzahlen i m e l f j ä h r i g e n Z y k l u s N r . 21. Sonnendaten 1962 Nr. 7 S. 75—78 (russ.). 6536. A. J. Besrukowa, Ü b e r d i e E p o c h e n d e r M a x i m a d e r e l f j ä h r i g e n Z y k l e n N r . 2 0 , 2 1 , 22. Sonnendaten 1962 Nr. 8 S. 69—74 (russ.). 6537. Chen Piao, O n p o s s i b l e r e g u l a r i t i e s i n s o l a r a c t i v i t v . Acta Astr. Sinica 10 1—7 (chines. mit engl. Ref.). — Bei einer Analyse der Sonnenfleckenaktivität seit 1610 wird besonders auf die 22jährige magnetische Periode Rücksicht genommen. Verf. stellt fest, daß jeweils drei oder vier aufeinanderfolgende magnetische Perioden ähnlich sind. Diese Regularität endigt 1823.3, aber 1933.8 scheint ein neuer, verstärkter Zyklus aufeinanderfolgender Ähnlichkeiten zu beginnen, dessen Verlauf Verf. bis zum J a h r e 2020 voraussagt u n d der in Übereinstimmung mit der Voraussage von C. M. Minnis (vgl. A J B 60 Ref. 6546) ist, aber im Gegensatz zur Aussage von W. Gleissberg (vgl. A J B 60 Ref. 6523) steht. Gü-Li 6538. M. S. Eigensoll, T. L. Mandrykina, E i n e n e u e A r t s o l a r e r u n d h e l i o p h y s i k a l i s c h e r P r o g n o s e n . Bote Univ. Lwow (Phys.) 1962 Nr. 1 S. 88—89 (ukrain.). — Ref. in R J U d S S R 1963 5.51.459. 6539. M. S. Eigenson, T. L. Mandrykina, D i e Fluktuationseigenschaften d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 59—66 (russ.). 6540. M. S. Eigenson, T. L. Mandrykina, Ü b e r d e n w e c h s e l s e i t i g e n Zusammenhang einiger summarischer Merkmale des elfjährigen Z y k l u s . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 80—81 (russ.). 6541. M. S. Eigenson, T. L. Mandrykina, Ü b e r d e n a n s t e i g e n d e n A s t d e s laufenden säkularen Zyklus der S o n n e n a k t i v i t ä t . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 82—90 (russ.). 6542. M. S. Eigenson, T. L. Mandrykina, D e r A s y m m e t r i e k o e f f i z i e n t d e s e l f j ä h r i g e n Z y k l u s u n d s e i n e s ä k u l a r e Z y k l i z i t ä t . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 91—95 (russ.). 6543. W. Gleissberg, U n t e r s u c h u n g e n a n d r e i 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 . ZfA 55 153—160 = Veröff. Astr. Inst. Univ. F r a n k furt/M. Nr. 2. — Die Jahresmittel der Wolfschen Fleckenrelativzahlen für die letzten 24 11jährigen Aktivitätszyklen (mit drei 80 jährigen Perioden) werden b e t r a c h t e t u n d analysiert. Folgende Gesetzmäßigkeit stellt Verf. fest: Die Intensität u n d Asymmetrie der 11jährigen Zyklen n a h m zu, die Aufstiegszeit der

300

V I I . Sonne

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Fleckenkurven wurde immer kürzer, die Tiefe der Minima n a h m zu. Dies scheint die Existenz einer dritten, sehr langen Periode der Sonnenaktivität anzudeuten. E s wurde keine zeitliche Änderung in der Abstiegszeit der Fleckenkurven u n d im Zeitabstand zweier l l j ä h r i g e r Zyklen festgestellt. EHS 6544. L. I. Gudsenko, W. E. Tschertoprud, A n a n a l y s i s of p e r i o d i c s o l a r a c t i v i t y . A J UdSSR 39 758—760 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berichten über die vorläufigen Ergebnisse einer Untersuchung, deren Ziel es war, empirische Gleichungen abzuleiten, die die Veränderungen der Sonnenaktivität beschreiben. E s wird vorgeschlagen, die Gleichungen sowohl zur Voraussage der Sonnena k t i v i t ä t als auch zur Untersuchung physikalischer Prozesse, die sich auf der Sonne abspielen, zu verwenden. Verf. (ü.) 6545. G. F. Kaschirin, A. W. Rodionow, Ü b e r d i e Fluktuationsindizes d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 56—58 (russ.). 6546. G. F. Kaschirin, Ü b e r d i e F e i n s t r u k t u r d e r Breitenverteilung d e r S o n n e n f l e c k e n g r u p p e n . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 96—98 (russ.). 6547. M. Kopecky, The theoretical interpretation of east-west a s y m m e t r y of s u n s p o t s . A J U d S S R 39 58—64 (russ. mit engl. Ref.). — I n der Arbeit wird auf die Fehler hingewiesen, die einige Autoren bei theoretischen Berechnungen der Asymmetrie der E n t s t e h u n g u n d der Auflösung der Fleckengruppen auf der östlichen u n d westlichen Sonnenhalbkugel gemacht haben. Gleichzeitig wird hervorgehoben, daß die Theorie dieser Asymmetrie n u r qualit a t i v ist, u n d daß ihr quantitativer Vergleich mit Beobachtungen nicht begründet ist. Deshalb können keine Schlüsse über die Existenz eines Einflusses der Planeten auf die Sonne gezogen werden, wie R o m a n t s c h u k in seinen Arbeiten b e h a u p t e t . L. Fr. 6548. M. Kopecky, H. Künzel, D i e h e l i o g r a p h i s c h e Verteilung von S o n n e n f l e c k e n g r u p p e n v e r s c h i e d e n e r K l a s s e n i m 18. A k t i v i t ä t s z y k l u s . A N 286 193—195 = Mitt. Astrophys. Obs. P o t s d a m Nr. 103. — In einem Breiten-Zeit-Diagramm werden für die Epoche 1944 bis 1950 die Sonnenfleckenflächen durch Linien gleicher mittlerer Fleckenfläche dargestellt. Das Ergebnis wird mit der in zwei weiteren Diagrammen dargestellten prozentualen Verteilung der Fleckengruppen der Klassen A u n d B sowie E u n d F verglichen. E s zeigt sich, d a ß die Gebiete größerer mittlerer Fleckenfläche mit Gebieten höherer Konzentration von Fleckengruppen der Klassen E u n d F zusammenfallen. Fleckengruppen der Klassen A u n d B zeigen in denselben Gebieten eine im Mittel geringere Anhäufung. Die Ergebnisse werden diskutiert. Verf. 6549. M. Kopecky, T h e d e p e n d e n c e of t h e a v e r a g e i m p o r t a n c e of s u n s p o t g r o u p s o n h e l i o g r a p h i c l a t i t u d e a n d t h e p h a s e of t h e 1 1 - y e a r c y c l e . BAC 13 63—67. — Das («Schmetterlingsdiagramm» wird mit dem Verlauf der täglichen durchschnittlichen Fläche der Fleckengruppen verglichen, wobei sich beträchtliche Unterschiede im Verhalten dieser beiden physikalisch verschiedenen Charakteristiken während des Aktivitätszyklus ergeben. E s wird auch gezeigt, daß die Existenz von Beckers zweiter Fleckenzone noch nicht als endgültig erwiesen b e t r a c h t e t werden kann. Die resultierenden Schlußfolgerungen werden in K a p . 5 der Arbeit zusammengefaßt. Verf. (ü.) 6550. M. Kopecky, P h y s i c a l i n t e r p r e t a t i o n of t h e 8 0 - y e a r period of s o l a r a c t i v i t y . BAC 13 240—245. — Eine vollständige Ubersicht über alle P a r a m e t e r der Sonnentätigkeit, von denen bisher erwiesen ist, daß sie dem 80jährigen Zyklus unterliegen, wird gegeben, u n d die numerischen Werte, die diese P a r a m e t e r in den Ausbrüchen Nr. 12—18 angenommen haben, werden tabellarisch zusammengestellt. I m R a h m e n der Fleckentheorie von Allen (vgl.

62, 1962

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

301

A J B 60 Ref. 6502) können einige Erscheinungen des 80jährigen Zyklus durch die A n n a h m e erklärt werden, daß der Querschnitt der die Flecken erzeugenden magnetischen Toroide bei k o n s t a n t bleibendem magnetischen F l u ß einer 80jährigen Variation unterliegt, die durch Änderung der Gastemperatur u n d des äußeren Gasdrucks entsteht. W. Gl. 6551. M. Kopecky, A b o u t t h e p e r i o d i c i t y of t h e f r e q u e n c e of f o r m a t i o n a n d a v e r a g e i m p o r t a n c e of t h e s u n - s p o t g r o u p s . R H 43 90—92 (tschech.). 6552. S. B. Korobowa, Ü b e r d i e s y s t e m a t i s c h e n F e h l e r b e i d e r A b s c h ä t z u n g der S o n n e n f l e c k e n f l ä c h e n bei visuellen u n d photog r a p h i s c h e n B e o b a c h t u n g e n . Sonnendaten 1962 Nr. 3 S. 72—76 (russ.). — Aus einem Vergleich des photographischen Materials mit den visuellen Beobachtungen der Sonnenflecken folgt, d a ß keine lineare Relation zwischen beiden Systemen existiert. Die Abhängigkeit des Verhältnisses K = tj>/V ( ist die Fläche aus den Aufnahmen, V die Fläche aus den visuellen Beobachtungen) von der Fleckenfläche wurde ausgewertet. Experimentell wurde festgestellt, d a ß einer der größten Einflüsse, der die Nichtlinearität verursacht, die Irradiation (bei den Auswertungen aus dem photographischen Material) ist. L. F r . 6553. G. W. Kuklin, H o c h b r e i t i g e G r u p p e n u n d a k t i v e L ä n g e n . Sonnendaten 1962 Nr. 1 S. 72—74 (russ.). — Die kleine Zahl hochbreitiger Gruppen erlaubt nicht, verläßliche Schlüsse zu ziehen. Loh. 6554. K. F. Kuleschowa, T h e f i n e s t r u c t u r e of t h e s p o t formation z o n e s . A J UdSSR 39 273—277 (russ. mit engl. Ref.). — I m photosphärischen Niveau ist eine meridionale Zirkulation entdeckt worden, die von den Polen zum Äquator gerichtet ist. Sie t r i t t mit der Bildung eines die Sonne umgebenden Fleckenrings in hohen Breiten in Erscheinung. Der Ring wandert allmählich zum Äquator u n d erreicht ihn 21 Monate nach seinem Auftreten. E t w a 4 bis 6 Monate nach dem Erscheinen des ersten Rings bildet sich ein neuer Ring etc. Auf diese Weise gliedert sich die Spörersche Fleckenzone in eine Serie einzelner aufeinanderfolgender Unterzonen. Wie sich zeigt, beträgt die Wanderungsgeschwindigkeit etwa 1?2 pro Monat. Verf. (ü.) 6555. H. Künzel, Z u r m a g n e t i s c h e n P o l a r i t ä t s v e r t e i l u n g in ä q u a t o r n a h e n S o n n e n f l e c k e n g r u p p e n . AN 286 267—270 = Mitt. Astrophys. Obs. P o t s d a m Nr. 104. — Häufigkeit, Verteilung nach Fleckengruppenklassen u n d magnetische Polaritätsverteilung von Sonnenfleckengruppen werden in den beiden Bereichen heliographischer Breite | b | < 5° untersucht. Es wird festgestellt, daß in allen Breiten der untersuchten Bereiche Fleckengruppen entstehen, ihre Anzahl jedoch zum Äquator hin a b n i m m t . Ein bevorzugtes A u f t r e t e n von Fleckengruppen bestimmter Klassen ist nicht zu verzeichnen. Die Untersuchung der magnetischen Polaritätsverteilung ergibt, daß der weitaus größte Teil der Fleckengruppen auch in unmittelbarer N ä h e des Äquators eine dem Zyklus u n d der Hemisphäre entsprechende Polaritätsverteilung besitzt. Die durch Ausdehnung oder Breitenwanderung auf die andere Hemisphäre gelangten Flecken einzelner Fleckengruppen behalten ihre ursprüngliche P o l a r i t ä t bei. Die mittleren Positionen dieser Flecken liegen bis zu 1?5 Breite jenseits des Äquators. Möglichkeiten der Erklärung dieses Beobachtungsbefunds sowie der E n t s t e h u n g äquatornaher Fleckengruppen mit komplexer Polaritätsverteilung werden angedeutet. Verf. 6556. A. I. Ohl, B. S. Moissejew, U b e r d i e S t a b i l i t ä t g e o a k t i v e r L ä n g e n d e r S o n n e . Sonnendaten 1962 Nr. 2 S. 72—77 (russ.). — Die Eigenschaften der geoaktiven Sonnenlängen werden untersucht. Aus dem Material der J a h r e 1940 bis 1960 folgt, daß f ü r jedes J a h r zwei geoaktive Längen existieren, die von einem J a h r zum andern mit der mittleren Geschwindigkeit 103° pro J a h r regel-

302

VII. Sonne

62, 1962

mäßig zunehmen und deren Differenz in allen Jahren fast konstant ist. Es wurde festgestellt, daß die siderische Rotationszeit dieser geoaktiven Längen der siderischen Rotationszeit der Sonne am Äquator entspricht. Daraus wurde der Schluß gezogen, daß auf der Sonne zwei ungefähr antipodale geoaktive Längen existieren, wobei sich die in diesen Längen entstehenden geoaktiven Gebiete meistens in der Nähe des heliographischen Äquators befanden. L. Fr. 6557. A. S. Ramanathan, R. Jayanthan, D i s t r i b u t i o n of s u n s p o t s in l o n g i t u d e . Kodaikanal Obs. Bull. Nr. 160, 4 S. — Für die Zeit von 1889 bis 1954 (6 Sonnenfleckenperioden) werden die mittleren Fleckenflächen (korrigiert wegen perspektivischer Verkürzung) gegen ihre heliographischen Längen (korrigiert wegen differentieller Rotation) graphisch aufgetragen. Die longitudinale Verteilung der Fleckenaktivität zeigt, daß die Zentren der Fleckenaktivität méridionale Struktur haben. Eine gelegentliche Wanderung einzelner Zentren in heliographischer Länge ist bemerkbar, jedoch ist sie in Größe und Richtung verschieden. Gü-Li 6558. A. S. Ramanathan, D i s t r i b u t i o n of s u n s p o t s in heliographic l o n g i t u d e . Obs 82 254—256. — Die Untersuchung einer Verteilung der Sonnenflecken nach heliographischen Längen in vier verschiedenen Breitengürteln für den 16. und 17. Sonnenfleckenzyklus ergibt im Gegensatz zu M. Lopez Arroyo (vgl. A J B 61 Ref. 6541) keine meridionale Drift der Aktivitätsgebiete. Diese wurde bei den Untersuchungen Arroyos wegen Nichtberücksichtigung der differentiellen Rotation der Photosphäre vorgetäuscht. Gü-Li 6559. T. S. Ringnes, S e c u l a r variations in s h o r t - l i v e d sunspots. Astrophys. Norvegica 8 17—52. — Die in den Greenwicher Photoheliographic Results für 1879—1957 verzeichneten Eintagsgruppen werden, soweit sie in weniger als 65° Abstand vom Zentralmeridian beobachtet worden sind, statistisch untersucht. Neben dem 11jährigen Zyklus zeigt sich in ihrer Häufigkeit und in W. Gl. ihrer Nord-Süd-Asymmetrie der 80jährige Zyklus. 6560. A. W. Rodionow, E i n i g e Fragen der Längenverteilung der S o n n e n f l e c k e n g r u p p e n . Circ. Astr. Obs. Lwow Nr. 37—38 S. 99—100 (russ.). 6561. P. R. Romantsehuk, T h e v i s i b i l i t y of s u n s p o t s o n t h e s o l a r d i s k a n d t h e e a s t - w e s t a s y m m e t r y of s o l a r a c t i v i t y . AJ UdSSR 39 48—57 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden Eigenschaften der Verteilung der entstehenden Sonnenfleckengruppen in Länge diskutiert. Dabei wurden alle Faktoren, die die Verteilung beeinflussen, in Betracht gezogen. Durch diese Faktoren, besonders durch das Gesetz der perspektivischen Verkürzung der Fleckenflächen, wird auch die Sichtbarkeitsfunktion bestimmt. Die bekannte Ost-West-Asymmetrie wird auch in dieser Arbeit bestätigt und dem Einfluß der Erde auf die Fleckenbildung zugeschrieben. L. Fr. 6562. P. R. Romantsehuk, T h e v i s i b i l i t y of s p o t s o n t h e s o l a r d i s k a n d t h e e a s t - w e s t a s y m m e t r y of s o l a r a c t i v i t y . A J UdSSR 39 445 —458 (russ. mit engl. Ref.). — Die Bedingungen der Sichtbarkeit der Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe werden mittels photometrischer Schnitte durch die Flecken untersucht. Die sichtbare Grenze der Flecken wurde am Sonnenrand und im Zentralgebiet bestimmt. Auf Grund der visuellen und photometrischen Untersuchungen der Formen von 165 Flecken wurde eine Dehnung der Flecken in radialer Richtung gefunden, die sich zum Sonnenrande vergrößert und deren Größe von der Größe der Fleckenfläche abhängt. Aus den Unterschieden in der Dehnung der Flecken im Osten und Westen wurde die Neigung der Fleckenachsen in der Richtung der Sonnenrotation bestimmt. Eine Erklärung der Dehnung der Flecken wird gegeben. L. Fr.

62, 1962

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

* * T. Saemundsson, S t a t i s t i c s a c t i v i t y . Vgl. Ref. 7641.

of

geomagnetic

303

storms

and

solar

6563. L.Schmied, R e l a t i o n between the zone-width of sunspot o c c u r r e n c e a n d t h e r e l a t i v e n u m b e r . BAC 13 246—247. — Aus 1625 in der Zeit von 1951 bis 1961 erhaltenen Zeichnungen der Sonnenphotosphäre wird geschlossen, daß die Breitenausdehnung der Fleckenzone sowohl auf der nördlichen wie auf der südlichen Halbkugel, von den kurzdauernden Schwankungen W. Gl. abgesehen, eine Funktion der Relativzahl ist. 6564. R. Shapiro, F. Ward, A n e g l e c t e d c y c l e in s u n s p o t n u m b e r s ? J . Atmosph. Sei. 19 506—508. — Ref. in Phys. Abstr. 66 861—862. 6565. W. E. Stepanow, S. I. Gopasjuk, T h e s t r u e t u r e of t h e magnetic 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 28 194—223 (russ. mit engl. Ref.). — Auf Grund der photoelektrischen Registrierung der transversalen und longitudinalen Komponenten des Magnetfeldes, die in der FeLinie 5250 A in einem aktiven Gebiet auf der Sonnenoberfläche während der Tage vom 1. 9. bis 8. 9. 1961 durchgeführt wurde, sind Karten der Verteilung der Komponenten, der Gesamtintensität und der Winkel y und % (y bezeichnet die Richtung des Vektors der Gesamtintensität, •/_ das Azimut des Feldes) konstruiert worden. Die Eigenschaften des Magnetfeldes innerhalb der Sonnenflecken sowie auch der nahen Umgebung wurden beschrieben, und einige Schlüsse über die Struktur und über die Bedingungen der Entstehung der Magnetfelder wurden gezogen. L. Fr. 6566. W. Szymariski, K i e d y w y s t i v p i m i n i m u m p l a m s l o n e c z n y c h ? Urania Kraköw 33 339—340. — Verf. schließt, daß der 19. Sonnenfleckenzyklus ungefähr 14 Jahre dauern wird und daß das Sonnenfleckenminimum um das J a h r 1968 zu erwarten ist. E. R. 6567. D. E. Trotter, D. E. Billings, L o n g i t u d i n a l V a r i a t i o n of a z o n e of s o l a r a c t i v i t y . A p J 136 1140—1144. — Für den laufenden Sonnenfleckenzyklus werden für die Zeit vom 10. Juli 1954 bis zum 7. J a n u a r 1961 die Verteilungen der gewichteten Aktivitätszentren nach Länge und Breite untersucht. Neben der bekannten Breitenwanderung mit der Phase des Zyklus zeigt sich, daß die Aktivität auch sehr ausgeprägt mit der Länge variiert. Die nur sehr geringe Änderung dieser bevorzugten Länge mit der Phase des Zyklus läßt den Schluß zu, daß die tiefere Ursache der Flecken nicht durch die differentielle Rotation beeinflußt ist, wie schon Kiepenheuer vermutet hat, da sonst durch die differentielle Rotation eine sehr starke Verschiebung der Längen der Aktivitätszentren mit der Phase des Zyklus beobachtet werden müßte. Das bedeutet, daß die differentielle Rotation im Gegensatz zur Aktivität nur ein Oberflächenphänomen ist. Die Prüfung der Aktivität an H a n d der gelben Koronalinie, die sich als guter Index hierfür erweist, läßt erkennen, daß diese bevorzugten Längen offensichtlich nicht von einem Zyklus zum folgenden erhalten bleiben. H. M. 6568. W. F. Tschistjakow, P r o g n o s e daten 1962 Nr. 9 S. 60—64 (russ.).

des

Sonnenzyklus

N r . 20. Sonnen-

6569. J. Tuominen, On t h e l a y e r of t h e S u n i n w h i c h s u n s p o t s a r e g e n e r a t e d . ZfA 55 110—122 = Repr. Radio Astr. Station Univ. Helsinki Nr. 11. — Aus dem Gesamtmaterial der Greenwich Photoheliographic Results von 1874 bis 1955 wurden die Positionen neugebildeter Sonnenfleckengruppen relativ zum Carrington-Meridian untersucht. Die statistische Methode entspricht derjenigen von U. Becker (vgl. A J B 55 Ref. 6308). Es ergibt sich jedoch ganz allgemein, also nicht nur für gewisse Fleckengruppen, die zu Fleckenherden gehören, daß diese neuen Flecken und damit ihre Quellen um etwa ein Grad pro

304

VII. Sonne

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Tag schneller rotieren als aus der Bewegung der Flecken abgeleitet wird. Neue Flecken entstehen also in enger Nachbarschaft der alten, jedoch vorwiegend an deren vorangehender Seite. Ee. 6570. J . Tuominen, O n t h e n o r t h - s o u t h a s y m m e t r y of s o l a r a c t i v i t y a n d h y d r o d y n a m i c a l v o r t i c e s a s t h e i m m e d i a t e c a u s e of s u n s p o t s . ZfA 56 7—14 = Repr. R a d i o Astr. Station Univ. Helsinki Nr. 12, m i t einer Berichtigung in ZfA 56 137. — Die b e k a n n t e Erscheinung, daß im Laufe eines 80 jährigen Zyklus das Uberwiegen der Sonnentätigkeit systematisch von einer Halbkugel zur anderen hinüberwechselt, wird auf Grund der Anzahl der Neubildungen von Fleckengruppen innerhalb je dreier nördlicher u n d südlicher Zonen im Zeitraum 1874—1955 bestätigt. Den a n Sonnenflecken beobachteten Eigenbewegungen scheint Babcocks Theorie, die die Fleckenbildung als Oberflächenvorgang a u f f a ß t , besser zu genügen als Alfvéns Theorie, die die Fleckenentstehung in den S o n n e n k e m verlegt. Wirbel infolge der differentiellen Sonnenrotation können als Ursache der bipolaren Magnetfelder u n d der Sonnenflecken angesehen werden. W. Gl. 6571. M. Waldmeier, T h e S u n s p o t - A c t i v i t y i n t h e Y e a r s 1 6 1 0 — 1 9 6 0 . Vgl. A J B 61 Ref. 6552. — Weitere Besprechung in AN 286 285—286 (H. K ü n z e l ) , Ciel et Terre 79 56 (J. M e e u s ) , J R A S Canada 56 235—236 (C. H . Smiley). 6572. F. Ward, R. Shapiro, D e c o m p o s i t i o n a n d c o m p a r i s o n o f t i m e s e r i e s of i n d i c e s of s o l a r a c t i v i t y . J . Geophys. Res. 67 541—554. — Mit statistischen Mitteln (Berechnung der Fourier-Transformierten der Autokorrelationsfunktion) werden die Zeitspektren mehrerer Charakterzahlen f ü r die Sonnenaktivität untersucht, u m Tendenzen zur Periodizität zu erfassen. E s werden folgende Aktivitätsindizes bearbeitet: Die Züricher Fleckenrelativzahlen, die Fleckenflächen von Greenwich f ü r die ganze Sonnenscheibe u n d f ü r die Zentralzone der Scheibe, Schätzwerte für die Aktivität der H a - u n d Ca + -Fackeln u n d der Filamente (IAU-Mitteilungen), Indizes f ü r die Flare-Aktivität (Boulder), mittlere integrierte Koronahelligkeiten (A 5303 À) u n d tägliche Werte für die Intensität der solaren Radiostrahlung bei 2800 MHz (Ottawa). Die berechneten Zeitspektren werden in 8 Abbildungen vorgeführt u n d diskutiert. Ergebnisse: Das Zeitspektrum der Fleckenrelativzahlen ist mit dem der Fleckenflächen identisch. Das Maximum dieser Spektren — entsprechend der 27tägigen Sonnenrotation — spricht für die Tendenz der Fleckengruppen, statistisch in äquidistanten Längenabständen aufzutreten. Die «flare-Indizes» zeigen k a u m Korrelationen zu den Fleckenparametern. Das Fehlen einer 27tägigen Periode in diesem S p e k t r u m d e u t e t darauf hin, daß Eruptionsherde nicht länger als 27 Tage aktiv bleiben. Variationen der Radiostrahlung bei 2800 MHz sind nach Glättung praktisch mit denen der Fleckenparameter identisch. EHS 6573. J. I. Witinskij, T h e m a n i f e s t a t i o n of t h e 1 1 - y e a r c y c l e of s u n s p o t s i n d i f f e r e n t s o l a r l o n g i t u d e i n t e r v a l s . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 22 Nr. 5 (170) S. 111—119 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird eine statistische Untersuchung der Änderung der Sonnenfleckenaktivität in 40°-Intervallen heliographischer Länge f ü r den Zeitraum von 7 Sonnenfleckenzyklen durchgeführt. Nord- u n d Südhalbkugel werden dabei getrennt behandelt. Die Ergebnisse sind: Längenintervalle, deren Aktivität mit dem 11jährigen Fleckenzyklus variiert, bleiben oft über zwei u n d mehr Zyklen erhalten. Ebenso verhalten sich Intervalle mit besonders großer Aktivität. Die verschiedenen Längenintervalle zeigen einen Asynchronismus in ihrer Aktivitätsentwicklung. Zwischen Nord- u n d Südhalbkugel herrscht aber eine U m k e h r u n g im Verlauf der Fleckenentwicklung. Gü-Li 6574. J . I. Witinskij, Ü b e r d i e V i e l z o n i g k e i t d e r fleckenbildenden T ä t i g k e i t d e r S o n n e . Sonnendaten 1961 Nr. 11 S. 64—70 (russ.).

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65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

305

6575. J . I. Witinskij, Über Entwicklungsbesonderheiten des elfj ä h r i g e n Z y k l u s in einzelnen L ä n g e n i n t e r v a l l e n a u f der Sonne. Sonnendaten 1962 Nr. 2 S. 66—72 (russ.). 6576. J . I. Witinskij, Über Besonderheiten der fleckenbildenden S o n n e n t ä t i g k e i t im l a u f e n d e n e l f j ä h r i g e n Zyklus. Sonnendaten 1962 Nr. 7 S. 66—75 (russ.). 6577. J . G. Woibach, On t h e u n e q u a l s p o t t e d n e s s of t h e two solar h e m i s p h e r e s . Smithsonian Contr. Astrophys. 5 195—202 = Harv Repr (2) Nr. 193/11. — An Hand der Greenwicher Daten (vgl. A J B 55 Ref. 6349) wird die Nord-Süd-Asymmetrie in der Verteilung der Fleckenflächen für Zeitintervalle von 1 Jahr, einem halben Ausbruch und einem ganzen Ausbruch der Sonnentätigkeit untersucht. Besonders für Zeitintervalle von einem halben und einem ganzen Ausbruch sind Abweichungen von symmetrischer Verteilung weit häufiger, als bei zufälliger Verteilung zu erwarten wäre. Bestimmte Perioden im Wechsel zwischen Nord- und Südüberschuß lassen sich nicht mit Sicherheit feststellen; aber der Übergang von einer Halbkugel zur anderen scheint vorzugsweise zur Zeit der Fleckenmaxima und -minima einzutreten. W. Gl. 6578. J . Xanthakis, L e s r e l a t i o n s a n a l y t i q u e s des n o m b r e s des groupes de t a c h e s s o l a i r e s et de n o m b r e s r e l a t i f s . Ann d'Astrophys 25 342—356 = Contr. Res. Computing Center Acad. Sei. Athens (1) Nr. 10. — Die Jahresmittel der Relativzahlen, der Flecken- und Fackelflächensummen und der Anzahl der Neubildungen von Sonnenfleckengruppen je Rotationsperiode lassen sich sämtlich mit hoher Genauigkeit als Funktionen der Zeit darstellen, wobei ihre Anstiegszeit als Parameter auftritt. Zu einer auf dieser Darstellung beruhenden Voraussage wäre die Kenntnis der zu erwartenden Anstiegszeit mit einer Genauigkeit von etwa 0?1 erforderlich. W. Gl. 6579. J . Xanthakis, G. Banos, T h e s u n s p o t a r e a s and t h e W o l f numbers. A s t u d y of t h e a n a l y t i c a l r e l a t i o n s given by J . X a n t h a k i s and J . M e r g e n t a l e r . Mem SA It (NS) 83 291—304 = Contr. Res. Computing Center Acad. Athens (1) Nr. S. — Der Quotient aus dem Jahresmittel der Fleckenflächensummen und dem Jahresmittel der Relativzahlen hängt von der Phase des 11jährigen Zyklus ab; die Formeln von Xanthakis stellen diese Abhängigkeit genauer dar als die Formel von Mergentaler. Stärkere Abweichungen des nach den Formeln von Xanthakis berechneten Wertes dieses Quotienten von seinem beobachteten Wert werden durch Unterschiede in der Verteilung der beobachteten Fleckengruppen auf die Entwicklungsstufen A — J der Züricher Klassifikation erklärt. Die Resultate erfahren keine wesentliche Änderung, wenn der Untersuchung an Stelle der Fleckenflächen die Flächen der Fleckenkerne zu Grunde gelegt werden. W. Gl. 6580. M. Zabza, 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 solar a c t i v i t y . AA 12 210—219. — Auf Grund der bezüglichen Literaturangaben wurden die Beziehungen zwischen den folgenden fünf Indizes der Sonnentätigkeit betrachtet: 1. Sonnenflecken, 2. Sonnenradiostrahlung in der Wellenlänge 10.7 cm, 3. Chromosphärische Eruptionen, 4. Pro tuberanzen, 5. die monochromatische Koronastrahlung in der Linie 6374 A. In 10 möglichen Kombinationen wurden die Korrelationskoeffizienten berechnet. Alle Koeffizienten erwiesen sich größer als 0.67. Der größte Koeffizient, 0.95, wurde für die Beziehung Radiostrahlung — Fleckenfläche erhalten. E. R. 6581. N a a r het volgende z o n n e v l e k k e n - m i n i m u m .

Astronom. J a h r e s b e r i c h t 1962

HeD 60 79.

20

306

VII. Sonne

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§ 66 Chromosphäre, Flares, Protuberanzen 6601. L. Acton, E f f e c t of i n t e r m i t t e n t O p e r a t i o n of f l a r e o n o b s e r v e d f l a r e f r e q u e n c y . A J 67 109. — Ref. AAS.

patrols

6602. R. G. Athay, J. B. Zirker, I o n i z a t i o n a n d e x c i t a t i o n e q u i l i b r i u m of Ca I I i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . A J 67 110. — Ref. AAS. 6603. R. G. Athay, L. L. House, D e p a r t u r e s f r o m t h e r m o d y n a m i c e q u i l i b r i u m i n c h r o m o s p h e r i c M g l , Ca I , a n d O l . A p J 185 500—514. — U m die Frage der Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht in der Chromosphäre zu prüfen, die besonders bei H e I auffällig sind, wurden auf A u f n a h m e n vom Flash-Spektrum der totalen Sonnenfinsternis 1952 Singulett-, Triplett- bzw. Quintett-Linien von Mg I, Ca I u n d O I untersucht, die f ü r dieses Problem besonders geeignet erschienen. Bei Mg I u n d O I zeigten sich in der unteren Chromosphäre zwischen 500 u n d 1600 km Höhe deutliche Abweichungen vom thermodynamischen Gleichgewicht, indem ähnlich wie bei H e I die Niveaus, von denen aus es verbotene Übergänge zum Grundniveau gibt, relativ stärker besetzt sind als die, von denen erlaubte Übergänge stattfinden. Bei Ca I hingegen k o n n t e n derartige Abweichungen nicht festgestellt werden; indessen ergab sich hier f ü r das Verhältnis Ca I : Ca I I ein weit größerer W e r t als bei thermodynamischem Gleichgewicht zu erwarten ist. Theoretische Berechnungen der Besetzungszahlen der unteren Niveaus von Mg I u n t e r A n n a h m e verschiedener Chromosphärenmodelle zeigen befriedigende Übereinstimmung mit der Beobachtung, wenn m a n das von Thomas u n d A t h a y vorgeschlagene Modell heißer u n d kühler Säulen zu Grunde legt. H . M. 6604. R. G. Athay, J. B. Zirker, I o n i z a t i o n a n d e x c i t a t i o n e q u i l i b r i u m of Ca I I i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . A p J 136 242—249 = Sacramento Peak Obs. Contr. Nr. 34. — E s werden Ionisations- u n d Anregungszustände von Ca I I unter den Bedingungen, die in der Chromosphäre herrschen, berechnet, u m vor allem festzustellen, in welcher Tiefe in der Atmosphäre die Ca II-Absorptionslinien gebildet werden, d a m i t m a n dann die Emission von Ca I I in der Chromosphäre richtig deuten kann. Diese Emission findet im wesentlichen innerhalb der chromosphärischen Nadeln s t a t t , u n d m a n k a n n auf diese Weise die hier bestehende E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r ermitteln. E s zeigt sich, d a ß für die Ionisation im wesentlichen Stoßprozesse vom 3D-Niveau verantwortlich sind, d a ß die Besetzung der Niveaus große Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht aufweist, u n d daß das Verhältnis Ca I l / C a I I I entgegen der Saha-Gleichung praktisch unabhängig von der Elektronendichte ist. Ferner ergibt sich, daß die H- u n d K-Linien von Ca I I ein wenig oberhalb des Wasserstoff-Temperaturplateaus in der Chromosphäre, wie es von Thomas u n d A t h a y beschrieben wurde, u n d wo die E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r 15000° ist, gebildet werden, während höher temperierte Schichten in der K-Linie durchsichtig sind. Die Kalziumemissionen in den Nadeln s t a m m e n aus Gebieten, wo die Elektronentemperatur ebenfalls größenordnungsmäßig 15000° ist, was wesentlich niedriger ist als die aus den Profilen der Wasserstoff- u n d Heliumlinien abgeleiteten Werte. Diese Diskrepanz läßt sich vielleicht durch einen starken Temperaturgradienten innerhalb der Nadeln erklären, wobei die Linien verschiedener Ionen in verschiedenen Gebieten entstehen. H . M. 6605. R. G. Athay, T h e s o l a r c h r o m o s p h e r e . S. 50—60. — Ref. in Phys. Abstr. 66 153.

Sei.

American 206 Nr. 2

* * A. N. Babin, S. J. Lukjanow, A. B. Sewerny, G. G. Sidorow, W. I. Sinizyn, N. W. Steschenko, A s t u d y of h y d r o g e n l i n e s b r o a d e n i n g i n a n i n t e n s e i m p u l s i v e d i s c h a r g e . Vgl. Ref. 1602.

62, 1962

66. Chromosphäre, Flares, Protuberanzen

6606. J. Bahng, M. Sehwarzschild, H y d r o d y n a m i c c h r o m o s p h e r e . A J 67 267. — Ref. AAS.

oscillation

307 of

solar

6607. M. C. Ballario, O n t h e i n c l i n a t i o n of H a s o l a r f l a r e s . Mem SA I t (NS) 33 339—350. — Die D e u t u n g der Änderungskurve der scheinbaren mittleren Flächen der Sonneneruptionen in Abhängigkeit vom heliozentrischen Winkel läßt folgende Hypothesen zu: 1. Die E r u p t i o n e n sind alle u m einen konstanten Winkel

= 49°. Verf. zeigt, daß nach Untersuchung von ungefähr 5000 Eruptionen die zweite Hypothese gültig ist u n d durch die zwei folgenden Hypothesen ersetzt werden k a n n : 2a. Eine E r u p t i o n besteht aus zwei Teilen, beide um einen konstanten Winkel

1000 r bei magnetisch aktivem Plasma angenommen werden, oder — was wahrscheinlicher ist — Synchrotronstrahlung relativistischer Elektronen in Anwesenheit eines Magnetfeldes < 1 0 0 0 r. Die fragliche Wasserstofflinie d e u t e t auf Nichtgleichgewichtsverteilung der H - A t o m e in den Zuständen 2 2 P 3 / 2 u n d 2 2 S'/j im Gebiet der Strahlungsstöße u n d auf das Vorhandensein eines kühlen Mediums in diesem Gebiet oder auf dessen Ausbreitungsweg hin. Petri 6838. A. S. Dworjaschin, R a d i o e m i s s i o n of p r o t o n f l a r e s . I I . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 28 305—319 (russ. mit engl. Ref.). — Charakteristische Eigenschaften der Radiostrahlungsstöße vom T y p IV, die die Protoneneruptionen begleiten, werden diskutiert. Bei der Entwicklung dieser Strahlungsstöße k a n n m a n grundsätzlich zwei Phasen unterscheiden. Einige Zusammenhänge zwischen den Strahlungsstößen, der Absorption in der Ionosphäre u n d den Protoneneruptionen werden beschrieben. E s wurde gefunden, d a ß die Radiostrahlungsstöße des T y p I V ein sehr wichtiger I n d i k a t o r f ü r die Erzeugungsstärke der hochenergetischen Partikel in E r u p t i o n e n sind. Auch die Bildung der hochenergetischen K o m p o n e n t e der kosmischen Strahlung findet in der Entwicklungsphase der Eruptionen s t a t t , welche von den Radiostrahlungsstößen im cm-Bereich begleitet sind. Beobachtete Schwankungen der Röntgen-Strahlung fallen zeitlich m i t den Maxima der E r u p tionen zusammen. L. F r . 6839. S. Edelson, C a l e u l a t i o n s of a s l o w l y v a r y i n g c o m p o n e n t at 4 . 3 m m . A p J 135 827—833. — Bei einer durchschnittlichen Elektronendichte in einer koronalen Kondensation von 2.4 X 109 c m - 3 u n d einer Elektronentemper a t u r von 3 X 106 0 sind im gesamten solaren Strahlungsstrom bei 4.3 m m Schwankungen in der Größenordnung v o n 0.5 bis 4 % zu erwarten. F ü r die durchschnittliche optische Tiefe dieser dichten Gebiete ergab sich ein Betrag von 0.000425 zwischen 18500 u n d 66000 km H ö h e über der Photosphäre u n d für ihre durchschnittliche Helligkeitstemperatur ein Betrag in der Größenordnung von 1300°. HHR * * R. Fleischer, M. Oshima, A 5 1 7 - m e g a c y c l e s w e p t - l o b e i n t e r f e r o m e t e r . Vgl. Ref. 22109. 6840. A. D. Fokker, T h e r e l a t i o n b e t w e e n g e o m a g n e t i c s o l a r f l a r e e f f e c t s a n d s o l a r m i c r o w a v e o u t b u r s t s . B A N 16 311—320. — E s wird der Zusammenhang zwischen geomagnetischen Flare-Effekten (Crochets) u n d solaren Mikrowellenausbrüchen untersucht, indem Messungen des Erdpotentials

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68. Wellen- und Partikelstrahlung

339

in Paramaribo mit der am Nera Obs. gemessenen Intensität im Mikrowellenbereich verglichen werden. Da die beiden Phänomene gleichzeitig einsetzen, vermutet man, daß die ionisierende Röntgen-Strahlung und die Mikrowellenstöße sehr eng miteinander zusammenhängen. Die in einigen Fällen ohne Radiowellenstoß oder optisches Flare beobachtete geomagnetische Störung muß offenbar doch auf solaren Ursprung zurückzuführen sein. Die Röntgen-Emission müßte dann nur aus einer anderen Schicht der Sonnenatmosphäre stammen. Ee. 6841. A. D. Fokker jr., U i t b a r s t i n g e n i n d e r a d i o s t r a l i n g v a n d e Z o n . HeD 60 145—160. * * V. Gaizauskas, A. E. Covington, R a d i o a n d c o r p u s c u l a r émission a s s o c i a t e d w i t h t h e f l a r e s u r g e o n t h e w e s t e r n l i m b of t h e S u n o n J u l y 2 0 , 1961. Vgl. Ref. 66115. 6842. I. N. Gartschinskaja, Z a l e z n o s c m i ç d z y s l o n e c z n y m promieniow a n i e m r a d i o w y m o d l u g o s c i f a l i 10 cm a p l a m a m i n a S l o r i c u . Acta Geophys. Polonica 10 45—53 (russ. mit poln. Ref.) = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 32. * * E. E. Gontscharowa, C h r o m o s p h ä r i s c h e d i o s t r a h l u n g b e i 2 8 . 5 M H z . Vgl. Ref. 6627.

Eruptionen

und

die

Ra-

6843. S. Gorgolewski, J. Hanasz, H. Iwaniszewski, Z. Turlo, T h e 127 M H z s o l a r r a d i o é m i s s i o n in t h e y e a r 1959. AA 12 75-—83 = Bull. Astr. Obs. Torun Nr. 28. — Im Jahre 1958 wurde an der Sternwarte Torun eine 12 mParaboloidschale für Beobachtungen der Radiostrahlung der Sonne bei der Frequenz 127 MHz erbaut. Die Beobachtungen wurden am 29. Okt. 1958 begonnen. Für 3 Eruptionen der Importanz 3 wurde eine Zeitkoinzidenz mit Radioerscheinungen festgestellt. Eine Korrelation mit den Sonnenfleckenflächen ergab sich nicht. E. R. 6844. 0 . Hachenberg, A. Krüger, U n t e r s u c h u n g ü b e r T y p IV-Radiostrahlungsstöße der Sonne und deren Zusammenhang mit den S t ö ß e n d e s c m - W e l l e n g e b i e t e s . Phys. Verhandlungen 13 235. — Ref. AG. 6845. G. B. Helfreich, A b s c h ä t z 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 i n Gebieten solarer Radiostrahlungsstöße im c m - B e r e i c h . Sonnendaten 1962 Nr. 3 S. 50—55 (russ.). — Auf Grund von Beobachtungen zeigt sich, daß das Licht der Radiostrahlungsstöße im cm-Gebiet polarisiert ist, wobei ungefähr 2 0 % von den großen Strahlungsstößen deutliche Elliptizität der polarisierten Komponente zeigen. Verf. legt eine Methode zur Bestimmung der Größe des Magnetfeldes auf Grund der Messung der Elliptizitätsstufe der polarisierten Komponente vor. Auf einem beigefügten Histogramm wird die Verteilung der Strahlungsstöße nach der Elliptizität für verschiedene Werte des Feldes angeführt. Die Ergebnisse werden mit den Beobachtungen verglichen. L. Fr. 6846. G. B. Helfreich, D a s t h e r m i s c h e M o d e l l d e s R a d i o s t r a h l u n g s s t o ß e s im c m - B e r e i c h . Sonnendaten 1962 Nr. 5 S. 67—75 (russ.). — Im Sommer 1961 wurden in Pulkowo auf 2.2 cm und bei Kislowodsk auf 4.9 cm simultan radiopolarimetrische Messungen solarer Strahlungsstöße durchgeführt. Die ausführlich dargestellte Auswertung und Diskussion der Beobachtungen führt auf ein Modell für koronale Kondensationen mit isotroper Expansion der Materie, wobei die Größe n T~'/J und die Expansionsgeschwindigkeit konstant bleiben. Die errechnete Expansionsgeschwindigkeit von 2000 km/sec stimmt mit der aus Strahlungsstößen vom Typ I I abgeleiteten gut überein. Weitere Verbesserungen der Theorie werden vorgeschlagen. Petri 6847. K. Kai, S o m e J a p a n 14 1—11.

characteristics

of t y p e

I b u r s t . Publ. Astr. Soc. 22»

340

VII. Sonne

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6848. T. Kakinuma, G. Swarup, A m o d e l f o r t h e s o u r c e s of t h e s l o w l y v a r y i n g c o m p o n e n t of m i c r o w a v e s o l a r r a d i a t i o n . ApJ 136 975— 994. — Ein Vergleich der Ergebnisse von Beobachtungen mit hochauflösenden Interferometern bei 3.2, 7.5, 9.1 und 10.7 cm miteinander zeigt, daß bei der langsam veränderlichen Komponente der solaren Radiostrahlung die Strahlungsflußdichte vieler starker Quellen bei längeren Wellen größer ist als bei 3 cm. Zu dem gleichen Ergebnis kommt man auf Grund von Sonnenfinsternisbeobachtungen und statistischen Untersuchungen, die außerdem erkennen lassen, daß das Spektrum der Flußdichte ein Maximum bei 6 cm hat. Die Abnahme der Flußdichte mit der Frequenz wird mit Hilfe der Gyrofrequenzstrahlungstheorie zu deuten versucht. Auch die beobachteten Werte der Helligkeitstemperaturen (1 bis 4 X 10 eo ), der Strahlungsflußdichte und der Polarisation, sowie die kleine Ausdehnung der Quellen im 3 bis 10-cm-Bereich lassen sich durch die Gyrotheorie bei Annahme einer Elektronendichte, die das 5- bis lOfache der normalen beträgt, erklären. Wird die Radiostrahlung als thermische Strahlung angesehen, müssen Elektronentemperaturen im Gebiet der inneren Sonnenkorona über großen Sonnenfleckengruppen von etwa 2 bis 4 X 106 ° vorhanden sein. HHR 6849. M. Krishnamurthi, G. Sivarama Sastry, T. Seshagiri Rao, S u d d e n c o s m i c n o i s e a b s o r p t i o n a t 29 M H z . Australian J . Phys. 15 20—24. — Die im Jahre 1958 in Hyderabad (Indien) während des Auftretens von Sonneneruptionen der Importanz 3 oder 3 ± beobachteten kosmischen Radiogeräusche bei 29 MHz zeigten nur in 84% der Fälle einen Effekt, entweder eine Zunahme der Radiointensität oder SCNAs. Genauere Untersuchungen der neun beobachteten SCNAs und ein Vergleich mit den in Ahmedabad (Indien) von R. V. Bhonsle erzielten Ergebnissen zeigen, daß auch während intensiver Eruptionen die Anfangsbedingungen in der Erdatmosphäre für die Erzeugung und das Fortbestehen von SCNAs maßgebend sind und daß deshalb — wenigstens für Frequenzen über 25 MHz — SCNAs nicht geeignet sind, um auch nur die intensivsten Sonneneruptionen lückenlos anzuzeigen. HHR 6850. M. Krishnamurthi, G. Sivarama Sastry, T. Seshagiri Rao, V e l o c i t i e s of s h o c k f r o n t s in s o l a r Corona g e n e r a t i n g t y p e I I r a d i o b u r s t s a t m e t r e w a v e l e n g t h s . Australian J . Phys. 15 120—122. — SCNAs und Typ IIRadiostrahlungsstöße werden wahrscheinlich durch große Sonneneruptionen verursacht, wobei anzunehmen ist, daß SCNAs durch die Röntgen-Strahlung der Eruption, die Strahlungsstöße durch die am Ort der Eruption gleichzeitig entstehenden Stoßwellen erzeugt werden. Registrierungen bei 29 MHz erlauben, die Zeitdifferenz zwischen dem SCNA und dem Beginn des Strahlungsstoßes bei 29 MHz ziemlich genau zu ermitteln. Nimmt man für die Höhendifferenz der Entstehungsorte beider Phänomene /1H = 0.58 R q 0.7 X 106 km an, so lassen sich die Geschwindigkeiten der Stoßwellen errechnen. Sie stimmen recht gut mit den von J . A. Roberts aus Radiospektren errechneten überein. Nach neueren Interferometermessungen von J . P. Wild muß allerdings der Entstehungsort der Radiostrahlungsstöße etwa doppelt so hoch liegen. HHR 6851. T. Krishnan, R. F. Mullaly, T h e d e c i m e t r e w a v e l e n g t h r a d i a t i o n a s s o c i a t e d w i t h t y p e I V s o l a r r a d i o b u r s t s . Australian J . Phys. 15 86—95 = Sonderdruck Division Radiophys. C. S. I. R. O. Chippendale. — Eine Untersuchung von acht mit dem Christiansenschen Interferometerkreuz bei 1420 MHz beobachteten solaren Strahlungsstößen, die gleichzeitig mit Meterwellenstößen des Typs IV auftraten, zeigt: Die Quellen der Dezimeterstöße bleiben am Ort in der unteren Korona in Gebieten, die von den Quellen der gleichzeitigen Meterwellenstöße weit entfernt sind. Die gemessenen Helligkeitstemperaturen liegen zwischen 107 und 109°, die scheinbaren Durchmesser der Quellen zwischen 2' und 5' und ihre Höhe über der Photosphäre bei etwa 50000 km. Der Erzeugungsmechanismus der dm-Radiostrahlung wird diskutiert. HHR

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68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

341

6852. A. Krüger, U n t e r s u c h u n g e n a n R a d i o s t r a h l u n g s a u s b r ü c h e n d e r S o n n e i m c m - u n d u n t e r e n d m - W e l l e n g e b i e t . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 4 97—105. — Verf. wertet in zusammenfassender Weise die Messungen von Strahlungsausbrüchen in verschiedenen Wellenlängen während des I G J aus. Der Zusammenhang zwischen Eruptionen, Radioausbrüchen u n d ionosphärischen Störungen wird zahlenmäßig dargestellt u n d ihre H e r k u n f t diskutiert. Die Eruptionen erscheinen im Mittel 2—3 Minuten früher als die mit ihnen zusammenhängenden Ausbrüche, während die S I D 1—3 Minuten nach den Ausbrüchen erscheinen. Ba. 6853. A. Krüger, D i e M o r p h o l o g i e d e r R a d i o s t r a h l u n g s a u s b r ü c h e d e r S o n n e i m c m - u n d u n t e r e n d m - G e b i e t . ZfA 55 137—150 = Mitt. Heinrich Hertz-Inst. Berlin-Adlershof. — Die 970 Radiostrahlungsstöße, die in Berlin während des I G J bei 9400, 3000, 2000 u n d 1500 MHz beobachtet wurden, werden statistisch untersucht. Dabei ergibt sich unter a n d e r e m : Die Häufigkeit des Auftretens sowohl der Stöße als auch der länger dauernden Intensitätszunahmen steigt mit der Frequenz an. Die Radiostrahlungsausbrüche beginnen meist gleichzeitig ( ¿ 0 . 2 min) bei allen vier Frequenzen u n d erreichen im allgemeinen auch gleichzeitig ihr Maximum. I m Mittel n i m m t die Dauer der Ausbrüche m i t der I n t e n s i t ä t zu. Das Verhältnis der Anstiegszeit zur Dauer der Ausbrüche ist bei 9400 MHz 0.1 bis 0.2, bei den anderen Frequenzen etwa 0.3. HHR 6854. M. R. Kundu, A s s o c i a t i o n of c e n t i m e t e r - w a v e bursts with d i f f e r e n t s p e c t r a l t y p e s of m e t e r - w a v e b u r s t s of s o l a r r a d i o e m i s s i o n . J . Geophys. Res. 67 2695—2706. — F ü r die J a h r e 1958 u n d 1959 wird der Zusammenhang der cm-Strahlungsstöße m i t den verschiedenen Typen der Meterwellenstrahlungsstöße im Bereich 100—580 MHz statistisch untersucht. J e höher die Spitzenintensität der cm-Stöße ist, umso häufiger sind sie von m-Stößen begleitet, bei über 10 - 1 9 W / m 2 H z Spitzenintensität in 90 % der Fälle. U m g e k e h r t sind die T y p IV-Stöße zu 100 % m i t cm-Stößen langer Dauer (50—100 min) u n d hoher Spitzenintensität (bis 10" 18 W / m 2 Hz), die T y p I i - S t ö ß e zu 7 0 % m i t cmStößen von im Mittel 15 min Dauer u n d 3 x 10" 20 W / m 2 Hz Spitzenintensität v e r k n ü p f t . T y p I I I - u n d T y p V - S t ö ß e sind wesentlich seltener u n d n u r von kurzen u n d schwachen cm-Stößen begleitet. Die Strahlungstemperaturen der cm-Stoßquellen variieren je nach dem T y p des assoziierten m-Stoßes von 10 8 ° (TypIV), 10 7 ° (Typ II) bis 10« ° (Typ I I I ohne T y p V) u n d 7 X 105 ° f ü r cm-Stöße ohne begleitenden m-Stoß. EHS 6855. B. J . Lossowskij, D i e R a d i o b i l d e r d e r S o n n e i n d e r Z e i t v o m 12. b i s 18. F e b r u a r 1 9 6 1 . Sonnendaten 1962 Nr. 7 S. 47—52 (russ.). — Die Untersuchung erfolgte mit dem 22 m-Radioteleskop des P h y s . Lebedew-Inst. bei 2 cm Wellenlänge. Die Linien gleicher Radiohelligkeit wurden f ü r den 12., 13., 16.—18. F e b r u a r entworfen, ihre Änderungen beschrieben u n d Zusammenhänge mit 2 Fleckengruppen diskutiert. Loh. 6856. S. S. Makandaraschwili, S t a t i s t i s c h e U n t e r s u c h u n g s o l a r e r R a d i o s t r a h l u n g s s t ö ß e b e i 2 0 9 M H z . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 29 S. 47—50 (russ. mit engl. Ref.). — Auf Grund der Abastumanischen Registrierung der Radiostrahlung bei 209 MHz von Dez. 1957 bis Aug. 1958 wurde der Zusamm e n h a n g des Energiestroms der Radiostrahlung m i t der Anzahl der Ausbrüche studiert. Die Verteilungsfunktion der Strahlungsausbrüche entspricht der F o r m der Pirsoschen K u r v e vom T y p I I I . L. F r . 6857. J. M. Malville, C h a r a c t e r i s t i c s Ref. AAS.

of t y p e

III

b u r s t s . A J 67 276. —

6858. J . M. Malville, T h e a s s o c i a t i o n of t y p e I I I b u r s t s a n d s o l a r f l a r e s . A p J 135 834—846. — T y p III-Strahlungsstöße u n d die d a m i t verbun-

342

V I I . Sonne

62, 1962

denen Eruptionen, die 1959 während der Perioden a u f t r a t e n , in denen Lockheed u n d Sacramento P e a k gleichzeitig die Sonne beobachteten, werden untersucht. Der Einfluß der Größe u n d der I n t e n s i t ä t der Eruptionen, der Materieauswürfe (surges), der dazugehörigen Geräuschsturmaktivität u n d der Position auf der Sonnenscheibe auf die Wahrscheinlichkeit der T y p III-Strahlungsstöße durch E r u p t i o n e n wird diskutiert. Die «flash»-Phase wird als diejenige Eruptionsphase identifiziert, die a m wichtigsten f ü r die Erzeugung solcher Stöße ist. Auf die Möglichkeit, daß bestimmte T y p III-Radiostrahlungsstöße nicht mit E r u p t i o n e n zusammenhängen, wird hingewiesen. HHR 6859. J. M. Malville, C h a r a c t e r i s t i c s o f t y p e I I I r a d i o b u r s t s . A p J 136 266—275. — Die Diskussion von Beobachtungen der Frequenzdriftgeschwindigkeit, der Dauer u n d des Frequenzbereiches von T y p III-Radiostrahlungsstößen zwischen 580 u n d 8 MHz ergibt u n t e r anderem : Die Driftgeschwindigkeit ist u n t e r 40 MHz systematisch kleiner als nach den Interferometermessungen zwischen 60 u n d 45 MHz zu erwarten war. Das d e u t e t auf einen niedrigeren Dichtegradienten hin als den von Newkirks Koronastrahlenmodell. Die Dauer der Stöße bei 25 MHz zeigt eine T e m p e r a t u r von 2.7 x 106 ° an. Die Bandbreite der Elektronenwellen, mit denen die Stöße v e r k n ü p f t sind, ergibt u n t e r bestimmten A n n a h m e n über die Anregungsvorgänge eine Zeitkonstante f ü r die L a n d a u - D ä m p f u n g , die immer vernachlässigbar klein ist gegenüber der Stoßfrequenz. Außerdem ist die Elektronenstreuung f ü r die B e s t i m m u n g einer minimalen Driftgeschwindigkeit anscheinend wichtiger als die L a n d a u - D ä m p f u n g . Die Bandbreite der Strahlungsstöße sollte primär d u r c h die radiale Ausdehnung des anregenden Agens u n d durch thermische Dichtefluktuationen in der Korona b e s t i m m t werden. HHR 6860. J. M. Malville, S. F. Smith, A s s o c i a t i o n of t y p e I V r a d i o b u r s t s w i t h f l a r e s c o v e r i n g s u n s p o t u m b r a e . P u b l A S P 74 406. — Ref. ASP. 6861. G. Mannino, G. Setti, S. Delli Santi, S t u d i o d e l l a c o m p o n e n t e s o l a r e l e n t a a 3 2 7 M H z . Mem SA I t (NS) 33 127—138 - P u b b l . Oss. Astr. Univ. Bologna 8 Nr. 8. — I m Zeitintervall 1. Nov. 1960—22. Mai 1961 wurden 157 Meridiandurchgänge der Sonne a m Radioteleskop von Medicina (Bologna) in der Frequenz 327 MHz (92 cm) registriert. Die Ergebnisse können wie folgt zusammengefaßt werden: Der Grundfluß ist 229 X 10~23 J a n s k y , woraus die Strahlungst e m p e r a t u r 106 ° folgt. Bei der E n t s t e h u n g eines Flecks (oder einer Fleckengruppe) bildet sich ein Z e n t r u m radioelektrischer Tätigkeit, das durchschnittlich 3 Sonnenrotationen erhalten bleibt. Die Energiestrahlung ist der Fleckenfläche proportional. Die W i r k u n g der R a n d v e r d u n k l u n g bewirkt einen raschen Abfall, so daß die Tätigkeit einer Quelle bei 40° A b s t a n d vom Scheibenzentrum auf die H ä l f t e absinkt. B. C. 6862. G. Mannino, G. Setti, S. Delli Santi, A s t u d y of t h e s l o w l y v a r y i n g c o m p o n e n t of t h e S u n a t 3 2 7 M H z . Nuovo Cimento (10) 23 923—926. — Verf. haben zwischen Nov. 1960 u n d Mai 1961 Registrierungen der solaren Radiostrahlung bei 327 MHz durchgeführt. Die Messungen lassen eine Korrelation der I n t e n s i t ä t dieser Strahlung m i t den zu dieser Zeit auf der Sonne sichtbaren Sonnenflecken erkennen. Die Mitte-Rand-Variation der Strahlung u n d die mittlere Lebensdauer der aktiven Zonen werden u n t e r der Annahme, daß die Radiostrahlung jeder aktiven Zone proportional der Fläche der m i t der Zone verbundenen Flecken ist, abgeleitet. Bei einem Winkelabstand von 40° vom Z e n t r u m der Sonne h a t die Strahlungsintensität auf die H ä l f t e abgenommen. Die a k t i v e n Zonen sind nach 3 Rotationen verschwunden. Henn * * M.-J. Martres, M. Pick, C a r a c t è r e s p r o p r e s a u x é r u p t i o n s c h r o m o s p h é r i q u e s a s s o c i é e s à d e s é m i s s i o n s r a d i o é l e c t r i q u e s . Vgl. Ref. 6647. * * M.-J. Martres-Tropé, M. Pick-Gutmann, C a r a c t è r e s p r o p r e s a u x é r u p t i o n s c h r o m o s p h é r i q u e s associées à des émissions r a d i o é l e c t r i q u e s

62, 1962 observées Ref. 6648.

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung dans

le d o m a i n e

des

longueurs

d'onde

343 métriques.

Vgl.

* * M.-J. Martres-Tropé, M. Piek-Gutmann, C a r a c t è r e s p r o p r e s a u x é r u p tions c h r o m o s p h é r i q u e s associées à des émissions radioélectriques o b s e r v é e s d a n s le d o m a i n e d e s l o n g u e u r s d ' o n d e c e n t i m é t r i q u e s . Vgl. Ref. 6649. 6863. A. Maxwell, A. R. Thompson, S p e c t r a l o b s e r v a t i o n s of s o l a r r a d i o b u r s t s . I I . S l o w - d r i f t b u r s t s a n d c o r o n a l s t r e a m e r s . A p J 135 138— 150 = H a r v R e p r Nr. 593. — Die charakteristischen Merkmale von langsam driftenden Radiostrahlungsstößen werden b e t r a c h t e t : Auftreten, Dauer, Häufigkeit, Bereich, zweite Harmonische, Bandaufspaltung, Beziehungen zu Flares u n d anderen Radioausbrüchen. Die Ausbrüche werden (auf Grund der Analyse der experimentellen Daten) von Störungen verursacht, die sich längs koronaler Strahlen ausbreiten. Die Elektronendichte in solchen Strahlen b e t r ä g t das Zehnfache der Elektronendichte im Baumbach-Allen-Modell der Korona. Die Radialgeschwindigkeit der Störungen k a n n aus den Frequenzverschiebungen zu etwa 1000 bis 1500 km/sec geschätzt werden. Einige unerklärliche Charakteristiken der langsam driftenden Radiostrahlungsstöße werden diskutiert, vor allem ihr begrenzter Frequenzbereich u n d die Abwesenheit der dritten u n d der höheren H a r monischen. Verf. (ü.) * * L. R. McNarry, F o r w a r d s c a t t e r of r a d i o s i g n a i s v i a m e t e o r a n d s h o r t - l i v e d s o l a r r a d i o b u r s t s . Vgl. Ref. 9357.

trails

6864. E. I. Mogilewskij, S. T. Akinjan, Ü b e r d a s S p e k t r u m d e r T y p I V R a d i o s t r a h l u n g s s t ö ß e . Geomagnetismus Aeronomie 1 843, 1961 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 9A318. 6865. E. I. Mogilewskij, S. T. Akinjan, Ü b e r d a s S p e k t r u m d e r T y p I V R a d i o s t r a h l u n g s s t ö ß e . Geomagnetismus Aeronomie 1 921—929, 1961 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 10A283. 6866. M. Morimoto, K. Kai, H e i g h t a n d m o t i o n of t h e s o l a r r a d i o b u r s t s a t 2 0 0 M H z . J . Phys. Soc. J a p a n 17 Suppl. A - I I S. 220—223 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 221. — Die Interferometerbeobachtungen von Strahlungsstößen bei 200 MHz ergeben f ü r die Radioquellen der Typen I, I I I u n d I V H ö h e n von 0.2 bis 0.3 R q über der Photosphäre. Diese H ö h e n wachsen m i t zunehmendem A b s t a n d von der Scheibenmitte. Sie liegen höher, als m a n f ü r das Plasmaniveau nach der Baumbach-Allen-Korona erwarten k a n n u n d passen eher zu den Beobachtungen bei niedrigeren Frequenzen, die mit Newkirks Modell eines Koronastrahles übereinstimmen. Ee. 6867. 0 . T. Nesmjanowitsch, D e r E i n f l u ß d e r K o r o n a s t r u k t u r a u f d i e R a d i o s t r a h l u n g d e r S o n n e . Bote Univ. Kiew 1960 (1961) Nr. 3 (Astr., Phys., Chem. Nr. 2) S. 110—113 (ukrain. mit russ. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1962 10A369. 6868. I. Paghis, O n t h e s e l e c t i o n of s o l a r - f l a r e r a d i o - b u r s t e v e n t s t h a t a r e a s s o c i a t e d w i t h p o l a r - c a p a b s o r p t i o n . J . Geophys. Res. 67 4503—4504. — 38 ionosphärische Absorptionsvorgänge in der erdmagnetischen Polarzone («PCA-Vorgänge») werden zu den ihnen innerhalb von 12 Stunden vorangehenden solaren Vorgängen (chromosphärische Eruptionen der Stärke ¡£2 u n d Strahlungsausbrüche im Dezimeter- und Meterwellenbereich) in Beziehung gesetzt. Die Heranziehung der I n t e n s i t ä t des Strahlungsausbruchs scheint d a f ü r , ob ein PCA-Vorgang folgen wird, kein sichereres Kennzeichen zu liefern als schon die Stärke der chromosphärischen E r u p t i o n allein. W. Gl.

344

VII. Sonne

6869. K. W. Philip, M u l t i f r e q u e n c y 2 3 t o v a t i o n s . A J 67 584. — Ref. AAS.

62, 1962 13 M H z s o l a r r a d i o

obser-

6870. H. H. Rabben, S p e k t r a l b e o b a c h t u n g e n d e s s o l a r e n R a d i o p h ä n o m e n s v o m 25. u n d 26. A u g u s t 1959. ZfA 55 73—91 = Mitt. Fraunhofer Inst. Freiburg Nr. 52. — Dynamische Radiospektren zwischen 165 und 48 MHz von einer sehr kleinen solaren Radioquelle ungewöhnlich großer Flächenhelligkeit zeigten am 25. und 26. August 1959 heftige Intensitätsschwankungen mit Amplituden, die z. B. bei 110 MHz zeitweise etwa 3 db erreichten. Die Schwankungen erreichten ihre Maximalwerte nicht bei allen Frequenzen gleichzeitig, sondern es traten systematische Zeitverzögerungen auf, die z. B. zwischen 165 und 73 MHz bis zu 160 sec betrugen. Der mittlere Zeitabstand zwischen benachbarten Intensitätsmaxima variierte zwischen 20 und 90 sec. Als Ursache dieser Erscheinungen wird ein bestimmter ionosphärischer Szintillationsmechanismus vermutet. Die quantitative Untersuchung der Freiburger Radiospektren an H a n d dieses Mechanismus erlaubte, auf verschiedene Weise ionosphärische Driftgeschwindigkeiten abzuleiten, die mit den aus Ionosondenmessungen gewonnenen gut übereinstimmen und damit den vermuteten Mechanismus bestätigen. HHR 6871. A. E. Salomonowitsch, S o l a r r a d i o e m i s s i o n a t 8 m m . A J UdSSR 89 260—269 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. gibt einen statistischen Überblick über Messungen der solaren Radiostrahlung bei einer Wellenlänge von 8 mm. Nach Abzug aller Einflüsse von Aktivitätszentren ergeben sich für die Strahlungstemperatur der ruhigen Sonne 7500° ± 900°. Die zusätzliche Strahlung ist mit der Gesamtfläche der Sonnenflecken korreliert und erhöht die Strahlungstemperatur um 2 bis 6 X 103 In einigen Fällen ließen sich besonders aktive Gebiete nachweisen, deren Winkeldurchmesser von der Größenordnung l 1 bis 2' sind. Schließlich ergibt der Vergleich mit Messungen bei 3.2 cm, daß die gestörte Strahlung auf beiden Wellenlängen von denselben Quellen stammt. Oster 6872. A. E. Salomonowitsch, E i n i g e m i t d e m R a d i o t e l e s k o p RT-22 e r z i e l t e F o r s c h u n g s e r g e b n i s s e . Publ. Phys. Inst. Akad. Wiss. UdSSR 17 42—83 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1963 7.51.321: Verf. berichtet über Ergebnisse der Erforschung der physikalischen Verhältnisse auf der Sonne, dem Mond und der Venus bei 9.6, 3.2, 2.0, 0.8 und 0.4 cm Wellenlänge. Die Veränderung der Helligkeitstemperatur mit der Phase im Vergleich zum theoretischen Verlauf zeigt, daß der Mondboden porös ist (g na 0.5 g/cm 3 ). Die Wärmeleitfähigkeit liegt bei 3.5 X 10~5, die Eindringtiefe der Wärmewelle bei 20 cm. Die Radiomessungen an Venus zeigen eine relativ langsame Rotation des Planeten an. Für einige Fälle wurde die Strahlungstemperatur berechnet (gek.). Ra. 6873. W. W. Shelesnjakow, T h e o r i g i n of t h e s l o w l y v a r y i n g c o m p o n e n t of s o l a r r a d i o e m i s s i o n . A J UdSSR 39 5—14 (russ. mit engl. Ref.).— Verf. schlägt den Synchrotronstrahlungsmechanismus zur Erklärung der langsam veränderlichen Radiostrahlung der Sonne vor, welche offenbar in Koronakondensationen oberhalb von Sonnenflecken entsteht. Da das Spektrum sehr breitbandig, die zur Verfügung stehende kinetische Energie der Elektronen dagegen nur schwach relativistisch ist, nimmt Verf. eine hohe optische Dichte in den ersten zwei Resonanzlinien an und findet zufriedenstellende Übereinstimmung mit den Beobachtungsdaten. Oster 6874. K. V. Sheridan, C. F. Attwood, T h e e x t e n s i o n of s o l a r r a d i o s p e c t r o s c o p y t o t h e l o n g - w a v e l i m i t i m p o s e d b y t h e i o n o s p h e r e . Obs 82 155—158 = Sonderdruck Radiophys. Lab. C . S . I . R . O . Sydney = R P P 718. — Die untere Frequenzgrenze beobachteter solarer Radioemissionen stimmt innerhalb enger Grenzen mit den aus ionosphärischen Größen und der Sonnenhöhe berechneten Werten überein. Daraus kann man schließen, daß sich solare Radioausbrüche noch über den Nachweisbarkeitsbereich der niederen beobachteten Frequenzen hinaus erstrecken. Ba.

62, 1962

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

345

6875. P. Simon, M e t e r w a v e e m i s s i v e r e g i o n s a n d t y p e I I I b u r s t s . Ann d'Astrophys 25 12—17. — Mit dem großen Interferometer in Nan 40 MeV gemessen. I n den Beobachtungszeitraum fallen 12 Flares der Klassen 2 u n d 3 u n d sechs magnetische Stürme. Dabei wurden vier getrennte Ereignisse im solaren Protonenstrom beobachtet. Die in weiten Grenzen variierende Protonenintensität erreichte Maximalwerte während der magnetischen Stürme am 13. u n d 18. J u l i 1961, u n d zwar 33000 Teilchen/cm 2 sec ster im 1—15 MeV-Bereich (gerichtet) u n d 900 Teilchen/cm 2 sec im > 40 MeVBereich (weitwinklig). Die zeitlichen u n d räumlichen Charakteristiken des von S t u r m zu Sturm stark schwankenden solaren Protonenstromes sind mit Einzelheiten des magnetischen Sturms u n d anderer solar-terrestrischer P h ä n o m e n e korreliert. Es wird die Möglichkeit diskutiert, daß 1—15 MeV-Protonen durch das geomagnetische Feld eingefangen werden. Ee. 68117. W . D. Pletnew, W . W. Temny, U b e r 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 den solaren K o r p u s k u l a r s t r ö m e n und dem äußeren geomagnetischen F e l d i n d e r e r s t e n P h a s e e i n e s m a g n e t i s c h e n S t u r m e s . Nachr. Akad. Wiss. U d S S R (Geophys.) 1962 Nr. 7 S. 978—980 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 2.51.313. 68118. M. A. Pomerantz, S. P. Duggal, A n i s o t r o p y in s o l a r particles i n c i d e n t o n p o l a r r e g i o n s d u r i n g J u l y 1 9 6 1 . J . Franklin Inst. 273 242—251. — Ref. in Phys. Abstr. 65 1577—1578. 68119. D. C. Rose, S. Ziauddin, T h e Sei. Rev. 1 115—134.

polar

cap

absorption

e f f e c t . Space

68120. J. R. Spreiter, B. R. Briggs, T h e o r e t i c a l d e t e r m i n a t i o n of the f o r m of t h e b o u n d a r y of t h e s o l a r c o r p u s c u l a r s t r e a m p r o d u c e d b y i n t e r a c t i o n w i t h t h e m a g n e t i c d i p o l e f i e l d of t h e E a r t h . J . Geophys. Res. 67 37—51. — F ü r die Wechselwirkung zwischen einem von der Sonne ausgehenden, neutralen Strom ionisierter Teilchen u n d dem geomagnetischen Feld wird ein dreidimensionales Modell unter Beschränkung auf das Dipolfeld durchgerechnet. Die Resultate sind im Einklang mit denen f ü r ein entsprechendes zweidimensionales Modell. D. M. 68121. W. I. Tscherednitschenko, Ü b e r d i e D i c h t e d e r P r o t o n e n der k o r p u s k u l a r e n S o n n e n s t r a h l u n g . Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. 11 S. 45—54 (russ.). — Aus den m i t Hilfe künstlicher Erdsatelliten erhaltenen Messungen folgt, d a ß die Dichte des solaren Korpuskularfeldes in E r d n ä h e einigen h u n d e r t Protonen/cm 3 gleicht, während sie in Korpuskularströmen, je nach deren Stärke, von der Ordnung 10 3 —10 6 cm~ 3 ist. Verf. (ü.) * * C. J. Waddington, I n c r e a s e s of i o n i z a t i o n i n t h e F 2 l a y e r a n d s o l a r c o r p u s c u l a r r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 7583.

352

62, 1962

VII. Sonne

68122. C. Warwick, P r o p a g a t i o n 123. — Ref. AAS.

of

energetic

solar

particles.

A J 67

68123. C. S. Warwick, M. W. Haurwitz, A s t u d y of s o l a r a c t i v i t y a s s o c i a t e d w i t h p o l a r - c a p a b s o r p t i o n . J . Geophys. Res. 67 1317—1332. — In 43 Fällen werden ionosphärische Absorptionsvorgänge in der erdmagnetischen Polarzone («PCA-Vorgänge»), wie sie zuerst von D. K. Bailey beschrieben wurden (vgl. A J B 57 Ref. 6688), zu außergewöhnlichen solaren Phänomenen in Beziehung gesetzt. Die für die PCA-Vorgänge verantwortliche Protonenemission der Sonne erscheint mit besonders kräftigen und langdauernden Strahlungsausbrüchen im optischen und im Radiowellenbereich eng gekoppelt, wobei die Intensität des PCA-Vorgangs am meisten von der Stärke des Strahlungsausbruchs im Dekameterwellenbereich abhängt. Das den PCA-Vorgang erzeugende solare Phänomen liegt fast immer auf der sichtbaren Sonnenhalbkugel; seine Lage auf der Sonnenscheibe ü b t weder auf das Auftreten des PCA-Vorgangs noch auf das Zeitintervall bis zu seinem Beginn einen merklichen Einfluß aus. Dieses Zeitintervall verlängert sich mit wachsender Sonnentätigkeit, was auf die Wirkung eines mit zunehmender Sonnentätigkeit stärker werdenden interplanetaren Magnetfeldes zurückgeführt wird. W. Gl. 68124. C. S. Warwick, P r o p a g a t i o n of s o l a r p a r t i c l e s a n d t h e i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d . J . Geophys. Res. 67 1333—1346.—Ausbreitungseffekte von energiereichen solaren Partikeln lassen auf das Vorhandensein eines interplanetarischen magnetischen Feldes schließen. Dieser Feldeffekt ist für Partikel mit der Energie von etwa 109 eV am stärksten und zeigt an, daß sich die durch Absorption an den Polkappen beeinflußten Partikel geringerer Energie als eine Gruppe ausbreiten, deren kinetische Energiedichte mit der magnetischen Energiedichte von Regionen des interplanetarischen Feldes vergleichbar ist. Sehr. 68125. C. S. Warwick, S o l a r p a r t i c l e s in i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . Sky Tel. 24 133—136. Kosmische Strahlung Beziehungen zur allgemeinen kosmischen Strahlung 68126. H. S. Ahluwalia, S e m i d i u r n a l v a r i a t i o n of c o s m i c r a y s o n g e o m a g n e t i c a l l y d i s t u r b e d d a y s . Proc. Phys. Soc. 80 472—478. 68127. H. S. Ahluwalia, A. J. Dessler, D i u r n a l v a r i a t i o n of c o s m i c d i a t i o n i n t e n s i t y p r o d u c e d b y a s o l a r w i n d . Vgl. Ref. 6701.

ra-

68128. D. K. Bailey, T i m e v a r i a t i o n s of t h e e n e r g y s p e c t r u m of s o l a r c o s m i c r a y s in r e l a t i o n t o t h e r a d i a t i o n h a z a r d in s p a c e . J . Geophys. Res. 67 391—396. 68129. D. A. Bryant, T. L. Cline, U. D. Desai, F. B. McDonald, E x p l o r e r 12 o b s e r v a t i o n s of s o l a r c o s m i c r a y s a n d e n e r g e t i c s t o r m p a r t i c l e s a f t e r t h e s o l a r f l a r e of S e p t e m b e r 2 8 , 1961. J . Geophys. Res. 67 4983— 5000. 68130. L. I. Dorman, E. W. Kolomejez, S t a t i s t i s c h e A n a l y s e d e r « k l e i n e n » Ausbrüche der kosmischen S t r a h l u n g an ruhigen Tagen und zur Z e i t 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 . Geomagnetismus Aeronomie 1 653—657, 1961 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1962 11A293: Nach den Beobachtungen der Intensität der Neutronenkomponente der kosmischen Strahlung an verschiedenen Stationen werden statistische Gesetzmäßigkeiten der Effekte chromosphärischer Eruptionen in der kosmischen Strahlung während des I G J ge-

62, 1962

68. Wellen- und Partikelstrahlung

353

funden. Eruptionen der Stärke 1 und 1+ beeinflussen im Durchschnitt die kosmische Strahlung nicht. Eruptionen der Stärke 2 und 2+ geben denselben Strom hochenergetischer Partikel wie Eruptionen 3 und 3 + . Im Bereich kleiner Energien sind die Partikelströme jedoch wesentlich voneinander verschieden. Für alle Stationen hängt die Intensitätszunahme der Neutronenkomponente praktisch nicht von der Ortszeit ab. Damit zeigt sich, daß im Maximum der Sonnenaktivität der Strom der solaren Partikel auf die Erde etwa eine Stunde nach der chromosphärischen Eruption vollständig isotrop ist. Ra. 68131. L. I. Dorman, E. W. Kolomejez, Ü b e r d i e A b h ä n g i g k e i t d e s A n stieges der solaren kosmischen S t r a h l u n g auf der E r d e vom Ort 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 a u f d e r S o n n e . Geomagnetismus Aeronomie 1 830—831, 1961 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 11A294. 68132. L. I. Dorman, E. W. Kolomejez, K l e i n e A u s b r ü c h e d e r S t r a h l u n g an r u h i g e n u n d m a g n e t i s c h g e s t ö r t e n T a g e n menhang mit Typ II- und Typ III-Strahlungsstößen. mus Aeronomie 1 1015—1016, 1961 (russ.). — Ref. in R J UdSSR

kosmischen in Z u s a m Geomagnetis1962 10A388.

68133. L. I. Dorman, E. W. Kolomejez, Ü b e r d i e E x i s t e n z d e s E f f e k t e s « k l e i n e r » A u s b r ü c h e d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g a n m a g n e t i s c h ges t ö r t e n T a g e n . Geomagnetismus Aeronomie 2 56—57 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 8A449. 68134. L. I. Dorman, L. H. Schataschwili, D i e 2 7 t ä g i g e n S c h w a n k u n g e n der Anisotropie der kosmischen Strahlung nach Messungen der N e u t r o n e n k o m p o n e n t e in d e r P e r i o d e d e r m a x i m a l e n S o n n e n a k t i v i t ä t . Geomagnetismus Aeronomie 2 238—241 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1962 10A227: Nach Messungen einiger Stationen erfolgt die Veränderung der sonnentäglichen Schwankung der Intensität der Neutronenkomponente der kosmischen Strahlung im Zusammenhang mit der Sonnenrotation. Die möglichen Ursachen einer solchen Modulation der Anisotropie galaktischer kosmischer Strahlung werden erörtert. Ra. * * L. I. Dorman, E. W. Kolomejez, D e r E f f e k t k l e i n e r s o l a r e r E r u p t i o n e n in der N e u t r o n e n k o m p o n e n t e d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g in Abhängigkeit von Zeit und Ort der v o r a n g e g a n g e n e n E r u p t i o n e n . Vgl. Ref. 6620. 68135. J. A. Earl, C l o u d - c h a m b e r o b s e r v a t i o n s of s o l a r c o s m i c r a y s o v e r M i n n e a p o l i s o n S e p t e m b e r 4, 1960. J . Geophys. Res. 67 2107— 2117. — Bei einem Ballonflug von 6 Stunden Dauer, der bis zu einer atmosphärischen Tiefe von 3.6 g/cm 2 führte, wurde das Energiespektrum der solaren kosmischen Strahlung durch Nebelkammeraufnahmen bestimmt. Im Beobachtungsintervall war stets eine nahezu scharf definierte Abschneidehärte vorhanden, deren Wert sich merklich änderte. Es wurden keine solaren Elektronen beobachtet. Eine obere Schranke für das Verhältnis von Elektronen- zu Protonenintensität für Teilchen mit Impulsen oberhalb 450 MeV/c liegt bei 0.25. D. M. 68136. M.A.Ellison, S. M. P. McKenna, J. H. Reid, C o s m i c r a y f l a r e s a s s o c i a t e d w i t h t h e 1 9 6 1 J u l y e v e n t . MN 124 263—274 = Dunsink Obs. Repr. Nr. 23. — Vier größere Eruptionen, die einer gemeinsamen Fleckengruppe mit dem Meridiandurchgang 1961 Juli 12 entstammen, werden vor allem auf ihre Protonenströme untersucht. Zwei von ihnen (Juli 12 und 18) waren in mehrerer Hinsicht ähnlich, jedoch nur die zweite hatte einen durch seine Sekundärprozesse beobachtbaren Protonenschauer zur Folge. Das unterschiedliche Verhalten ist auf die Eigenschaften des Magnetfeldes zwischen Sonne und Erde zurückzuführen. Während mit Beginn der Vorgänge der R a u m praktisch frei von Plasma A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1962

23

354

62, 1962

VII. Sonne

war, war die Erde um den 18. Juli in ein von der Sonne herrührendes Magnetfeld eingebettet, in dem energiereiche Protonen zur Erde transportiert werden konnten. Die heliographische Lage von 12 Eruptionen mit Sekundärwirkungen an der Erdoberfläche deuten die Existenz radialer Magnetfelder zwischen Sonne und Erde an, die durch die Sonnenrotation in westlicher Richtung konvex durchgebogen sind. Ba. 68137. M. A. Ellison, C o s m i c r a y s f r o m t h e S u n . Nr. 175 S. 1—11, 1961 = Dunsink Obs. Repr. Nr. 22.

Proc. Roy. Inst. 38

68138. C. E. Fichte], D. A. Kniflen, K. W. Ogilvie, S e p t e m b e r s o l a r c o s m i c - r a y e v e n t . J . Geophys. Res. 67 3669—3672.

26,

1960,

68139. S. C. Freden, R. S. White, T r a p p e d p r o t o n a n d c o s m i c - r a y n e u t r o n f l u x e s . J . Geophys. Res. 67 25—29.

albedo

68140. W. L. Ginsburg, L. W. Kurnossowa, W. I. Logatschew, L. A. Rasorenow, M, I. Fradkin, K u r z e , m i t d e r S o n n e n t ä t i g k e i t i n Z u s a m m e n h a n g stehende Anstiege der nuklearen K o m p o n e n t e der kosmischen S t r a h l u n g u n d d i e E r f o r s c h u n g d e r R a d i o s t r a h l u n g in H ö h e n v o n 2 0 0 — 3 0 0 k m . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 26 782—798 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 3.51.423. 68141. J. Katzman, D. C. Rose, C h a n g e s in t h e i n t e n s i t y l e v e l of c o s m i c r a y s a t f o u r s t a t i o n s i n C a n a d a . Canadian J . Phys. 40 1319—1331. — Die Untersuchungen der letzten Jahre haben gezeigt, daß die zeitlichen Schwankungen der Intensität der kosmischen Primärstrahlung in Beziehung zu den elektromagnetischen Bedingungen im interplanetaren R a u m stehen. Für vier Stationen in Kanada werden diese Variationen im gegenwärtigen 11jährigen Zyklus untersucht und einige Merkmale dieser Schwankungen im Zusammenhang mit solarterrestrischen Erscheinungen herausgestellt. Henn 68142. J. E. Keith, A. L. Turkevich, R a d i o a c t i v i t y i n d u c e d in D i s c o v e r e r 17 b y s o l a r - f l a r e p r o t o n s . J . Geophys. Res. 67 4525—4532. — Die Methode, aus der von der kosmischen Strahlung in Meteoriten erzeugten Radioaktivität auf die Stärke der kosmischen Strahlung zu schließen, wird in abgeänderter Form auf die nach der Rückkehr zur Erde geborgene Kapsel von Discoverer 17 (1960 Nov. 12—14) angewandt, der zu einer Zeit, als Protonen von einer chromosphärischen Eruption der Klasse 3 + die Erde zu erreichen begannen, in seine Umlaufbahn gebracht wurde. Aus dem in einer 7 mm dicken Bleischicht der Kapsel festgestellten Gehalt an Wismut 205, von dem angenommen wird, daß es einer Reaktion P b (p, xn) Bi 205 entstammt, wird der Protonenfluß während der Eruption berechnet. Zum Vergleich dienen die entsprechenden Daten für Discoverer 25, der seine Umläufe zu einer Zeit ausführte, als auf der Sonne Ruhe herrschte. Der gesamte Protonenfluß aus der Eruption im Bereich oberhalb 57 MeV ergibt sich zu 7.4 X 10' Protonen/cm 2 , falls er senkrecht zur Oberfläche der untersuchten Bleischicht verlief, und zu 5.7 X 108 Protonen/cm 2 , falls er die Schicht unter allen Richtungen traf. W. Gl. 68143. W. I. Kudrjawtschenko, R e c e i v i n g c o n e s of a c u b i c t e l e s c o p e a n d n e u t r o n m o n i t o r . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 27 205—227 (russ. mit engl. Ref.). 68144. H. Laster, A. M. Lenchek, S. F. Singer, F o r b u s h d e c r e a s e s b y d i f f u s i v e d e c e l e r a t i o n m e c h a n i s m in i n t e r p l a n e t a r y Geophys. Res. 67 2639—2643.

produced space. J.

68145. Lekh Vir Sud, P. S. Gill, A l t i t u d e d e p e n d a n c e of r e l a t i v e a m p l i t u d e d u r i n g F o r b u s h d e c r e a s e s a t d i f f e r e n t l a t i t u d e s . Nuovo Cimento

62, 1962

68. Wellen- und Partikelstrahlung

355

(10) 24 411—413. — Für vier Forbush-Abnahmen werden die relativen Amplituden für 6 verschiedene Stationen berechnet. Die Auswahl der Stationen wurde so getroffen, daß sie drei Reihen mit verschiedenen Breiten bilden, während die beiden Stationen einer Reihe verschiedene Höhen besitzen. Für den «Höhenfaktor», d. h. die Änderung der relativen Amplitude bei einer Höhenzunahme von 1000 m, läßt sich während Forbush-Abnahmen eine Breitenabhängigkeit nachweisen. Henn 68146. R. Lüst, C o s m i c r a y s n e a r t h e S u n . Vgl. Ref. 1310 S. 80—87. 68147. B. Maehlum, B. J. O'Brien, S o l a r c o s m i c r a y s of J u l y 1961 a n d t h e i r i o n o s p h e r i c e f f e c t s . J . Geophys. Res. 67 3269—3279. — Die zeitlichen und räumlichen Änderungen im Energiespektrum von solaren Protonen zwischen 0.5 und 60 MeV im Juli 1961 wurden untersucht. Die Messungen sind mit dem Satelliten I n j u n 1 der Universität von Iowa ausgeführt worden. Die aus dem beobachteten Protonenfluß abgeleiteten Änderungen der Elektronendichte in der tieferen Ionosphäre sind in guter Übereinstimmung mit den gleichzeitig in hohen Breiten beobachteten Änderungen der Ionosphäre. Die Unterschiedlichkeit der Polkappenabsorption im Juli 1961 während des Auftretens der zwei verschiedenen Typen von solaren Protonenausbrüchen wird diskutiert. Stu. 68148. A. J. Masley, T.C.May, J. R. Winckler, A n a l y s i s of b a l l o o n o b s e r v a t i o n s d u r i n g t h e A p r i l 1 9 6 0 s o l a r c o s m i c - r a y e v e n t s . J . Geophys. Res. 67 3243—3268. — Während der solaren Ultrastrahlungsereignisse zwischen dem 1. und 30. April 1960 wurden in Minneapolis, Minnesota, eine Reihe von Ballonaufstiegen durchgeführt. Für das stärkste Ereignis (1. April) wurde der Exponent des Energiespektrums zu y = -2.4 bestimmt. Diese und auch andere der im einzelnen diskutierten Messungen konnten zum Teil mit entsprechenden Satellitenmeßwerten des gleichen Zeitraumes verglichen werden. Viele Details über die instrumenteile Ausrüstung bei den Ballonaufstiegen in Minnesota sind gegeben. Stu. 68149. K. G. McCracken, T h e c o s m i c - r a y f l a r e e f f e c t . 1. S o m e n e w m e t h o d s of a n a l y s i s . J . Geophys. Res. 67 423—434. — Die Idee einer neuen Methode zur Untersuchung der solaren kosmischen Strahlung besteht darin, daß für den betreffenden irdischen Beobachtungsort der asymptotische Einfallskegel berechnet wird. Unter diesem Begriff versteht man die Schar der Richtungen im Raum, aus denen bei vorgegebenen Annahmen über das Erdfeld kosmische Partikel verschiedener Energien überhaupt eintreffen können. Es zeigt sich, daß hierdurch eng begrenzte Einfallsgebiete definiert werden, so daß die Beobachtungen von verschiedenen Stationen aus genauere Aussagen über Herkunft und Energieverteilung kosmischer Partikel ermöglichen. F ü r eine Reihe von Erdorten wurden die asymptotischen Einfallskegel berechnet. H . M. 68150. K. G. McCracken, T h e c o s m i c - r a y f l a r e e f f e c t . 2. T h e f l a r e e f f e c t s of M a y 4, N o v e m b e r 12, a n d N o v e m b e r 15, 1960. J . Geophys. Res. 67 435—446. — Mit einer neuen Methode (vgl. Ref. 68149) wird die solare kosmische Strahlung im Anschluß an drei große Eruptionen untersucht. Aus der Kombination der Messungen verschiedener Stationen folgte, daß die Partikel zunächst aus der Richtung 30°—55° westlich der Sonne kamen. Bei der ersten Eruption dauerte der Fluß aus diesem Einfallsgebiet mehr als 9 Stunden an. Bei den anderen Eruptionen stellte sich nach einiger Zeit eine gleichmäßige Verteilung der Strahlungsrichtungen ein. Die komplizierten Einzelheiten des Strahlungseinfalles, besonders bei den beiden Eruptionen im November, werden beschrieben. F ü r das différentielle Energiespektrum der Partikel nach der ersten Eruption ergab sich der Exponent —5.0, wobei der Gradient mit der Zeit noch zunahm. H . M. 68151. K. G. McCracken, T h e c o s m i c - r a y f l a r e e f f e c t . 3. D é d u c t i o n s r e g a r d i n g t h e i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c f i e l d . J . Geophys. Res. 67 23'

356

VII. Sonne

62, 1962

447—458. — Es wird gezeigt, daß die beobachteten Effekte der kosmischen Strahlung bei Sonneneruptionen mit der Hypothese verträglich sind, daß bei einer auf der Westseite der Sonne befindlichen Sonnenfleckengruppe die magnetischen Kraftlinien direkt die Erde erreichen. Dadurch werden die solaren kosmischen Strahlen eingefangen, die galaktischen hingegen ausgeschlossen. Im einzelnen werden noch die Modelle von Gold und von Parker für das von den Sonneneruptionen herrührende interplanetare magnetische Feld geprüft; beide vermögen die Beobachtungen unter gewissen zusätzlichen Bedingungen zu erklären. H. M. 68152. P. Mever, R. Vogt, H i g h - e n e r g y e l e c t r o n s of s o l a r o r i g i n . Phys. Rev. Letters "8 387—389. — Ref. in Phys. Abstr. 65 1351. 68153. G. M. Minasjan, Ü b e r d i e N a t u r d e r s o l a r e n h o c h e n e r g e t i s c h e n P a r t i k e l . Geomagnetismus Aeronomie 1 933—935, 1961 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1962 10A378. 68154. H. V. Neher, H. R. Anderson, C o s m i c r a y s a t b a l l o o n a l t i t u d e s a n d t h e s o l a r c y c l e . J . Geophys. Res. 67 1309—1315. — Aus fortgesetzten Messungen der Intensität der kosmischen Strahlung mittels einer Ionenkammer, die über 88° Breite (Thüle, Grönland) durch Ballone in Höhen über 30 km getragen wurde, haben Verf. jetzt ein Material gesammelt, das einen ganzen Sonnenflecken-Zyklus (1951—1961) umfaßt. Die Auswertung ergibt unter anderem, daß die Intensität der kosmischen Strahlung mit zunehmender Höhe immer ausgeprägter mit den Züricher Sonnenflecken-Relativzahlen invers korreliert ist. Gü-Li 68155. T. Obayashi, S o m e n o t e s o n c o s m i c r a d i a t i o n s a n d m a g n e t i c f i e l d s m e a s u r e d b y P i o n e e r V. J . Geophys. Res. 67 2039—2044. — Die von Pionier 5 durchgeführten Messungen versprechen ausgezeichnete Informationen über solare Ultrastrahlung und über Magnetfelder, die von solar emittierten Plasmawolken mitgeführt werden. In der vorliegenden Note wird die starke Wechselwirkung zwischen solarer Ultrastrahlung und magnetischen Plasmawolken durch sorgfältigen Vergleich von verschiedenen solaren und geophysikalischen Daten untersucht. Stu. 68156. V. A. Sarabhai, C o s m i c Industr. Res. (A) 21 284—295.

rays

and

interplanetary

s p a c e . J . Sei.

* * J. G. Schäfer, E f f e c t of d r o p in s o l a r a c t i v i t y o n i n t e n s i t y of c o s m i c r a y s a c c o r d i n g t o s o u n d i n g r o c k e t m e a s u r e m e n t s in 1 9 5 8 a n d 1960. Vgl. Ref. 6518. 68157. A. A. Stepanjan, On t h e v a r i a t i o n s p e c t r u m d u r i n g t h e F o r b u s h e f f e c t . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 27 182—193 (russ. mit engl. Ref.). * * A. A. Stepanjan, On t h e c o n n e c t i o n b e t w e e n c h a r a c t e r i s t i c s t h e F o r b u s h e f f e c t a n d c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . Vgl. Ref. 6680.

of

68158. A. N. Tscharachtschjan, T. N. Tscharachtschjan, N e u e A n g a b e n ü b e r A u s b r ü c h e d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g a u f d e r S o n n e . Geomagnetismus Aeronomie 2 233—237 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1962 10A225: Es werden Daten über Ausbrüche der kosmischen Strahlung auf der Sonne gegeben, die zu der Schlußfolgerung führen, daß in den solaren Korpuskularströmen magnetische Protonenfallen existieren. E s ergeben sich Daten, die Dichte und Spannung der Felder magnetischer Wolken charakterisieren, die für die Streuung von Protonen mit etwa 0.2 BeV im interplanetaren R a u m verantwortlich sind. Ra. 68159. A. N. Tscharachtschjan, T. N. Tscharachtschjan, P l ö t z l i c h e Intens i t ä t s a n s t i e g e d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g in d e r S t r a t o s p h ä r e u n d c h r o m o s p h ä r i s c h e E r u p t i o n e n d e r S o n n e . Geomagnetismus Aeronomie 2

«2, 1962

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

357

829—835 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1963 3.51.424: Die solare kosmische Strahlung breitet sich im interplanetaren R a u m vorwiegend in radialer R i c h t u n g aus, was wahrscheinlich durch das Vorhandensein eines schwachen Magnetfeldes der Sonne (10~6 Gauß) von radialer R i c h t u n g bedingt ist. Von 1958 bis 1961 erhöhte sich das Verhältnis der Zahl der kosmischen Strahlungsausbrüche zur Anzahl der chromosphärischen Eruptionen bei gleichzeitiger A b n a h m e der Sonn e n a k t i v i t ä t . Dieses Verhältnis ist ¡w 0.1 f ü r 1958 bis 1959 u n d äs 0.5 f ü r 1960 bis 1961 (für chromosphärische E r u p t i o n e n größer als Stärke 3) (gek.). Ra. * * R. Vogt, P r i m a r y

cosmic-ray

and

solar

p r o t o n s . Vgl. Ref. 13557.

68160. W. Webber, S o m e f e a t u r e s of t h e r e s p o n s e of n e u t r o n m o n i t o r s t o l o w - e n e r g y p a r t i c l e s i n c i d e n t o n t h e t o p of t h e a t m o s p h e r e . Canadian J . Phys. 40 906—923. 68161. W. R. Webber, J. A. Lockwood, C o m p a r i s o n of F o r b u s h d e c r e a s e measurements made at balloon altitude and ground elevation. J . Geophys. Res. 67 5347—5349. 68162. B. G. Wilson, C. P. Nehra, A s t a t i s t i c a l a n a l y s i s of c o s m i c - r a y i n t e n s i t y c h a n g e 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 . J . Geophys. Res. 67 3707—3716. — Simultane Messungen der kosmischen Strahlung in Sulphur Mount a i n («pmagn. = + 5 8 ° , h = 2 2 8 3 m ) u n d in R e s o l u t e (q?magn. = + 8 3 ° , h = 0 m ) ,

die 1959—1960 im Gefolge von 274 E r u p t i o n e n a u f t r a t , werden untersucht. Die Messungen der Bergstation zeigen eine schwache E r h ö h u n g der Neutronenkomponente u m 0.3% bei Eruptionen m i t ionosphärischen Auswirkungen. Bei den Messungen der Meeresstation ist n u r gelegentlich (1959) eine solche E r h ö h u n g feststellbar. Dieser Unterschied k a n n aus dem Höhenunterschied der Stationen erklärt werden. E s wurde noch festgestellt, d a ß die maximale kosmische Strahlung etwa 4 Stunden nach der E r u p t i o n eintritt. Dies k a n n als ein Aufspeicherungseffekt von Partikeln bis 400 MeV Energie zu Zeiten hoher Sonnenaktivität verstanden werden. H . M. 68163. B. M. Wladimirskij, A s t u d y of m a g n e t i c s t o r m e f f e c t s i n c o s m i c r a y s , I I I . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 27 194—199 (russ. m i t engl. Ref.). 68164. B. M. Wladimirskij, T h e e n e r g y s p e c t r u m of t h e s o l a r c o m p o n e n t of c o s m i c r a y s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 28 320—323 (russ. m i t engl. Ref.). — Aus den Beobachtungsunterlagen des I G J u n d des internationalen Stationennetzes über die Nukleonenkomponente der kosmischen Strahlung wird gezeigt, d a ß das Energiespektrum der beschleunigten Teilchen, die aus chromosphärischen E r u p t i o n e n s t a m m e n u n d die f ü r polare Verblockungen verantwortlich sind, bis zu Energien einiger BeV reicht. Festgestellt wurde ferner, daß in den Effekten in verschiedenen Teilchen des Energiespektrums eine Proportionalität fehlt. Verf. (ü.)

VIII. Erde

358

62, 1962

VIII. Erde § 71

Erdkörper 7101. K. Arnold, D i e L ö s u n g d e r N e u m a n n s c h e n Randwertaufgabe für das Erdellipsoid mittels Abbildung auf eine Soldnersche S c h m i e g u n g s k u g e l . Veröff. Geod. Inst. P o t s d a m Nr. 17 S. 3—16, 1961. 7102. W . G. Balenko, V e r g l e i c h e n d e A b s c h ä t z u n g d e r G ü t e d e r R e g e l m ä ß i g k e i t sich bildender Wellen vom E i n f l u ß s t ö r e n d e r Wellen in den K o m b i n a t i o n s m e t h o d e n der harmonischen Analyse d e r G e z e i t e n . P u b l . Gravimetr. Obs. Poltawa 11 64—73 (russ.). 7103. W. G. Balenko, B e i t r a g zur Bewegung des Nullpunkts in R cos 0™3, bei anderen, insbesondere Nr. 3, 7, 25, 27, 30 und 198 sind sie < 0T1. Loh. 8524. S. D. Sinvlial, N. B. Sanwal, M. C. Pande, O b s e r v a t i o n s of t h e occ u l t a t i o n of B D - 5 ° 5 8 6 3 b y P a l l a s . Obs 82 16—17 = U t t a r Pradesh State Obs. Repr. Nr. 13. — 1961 Okt. 2. 8525. W. A. Sokolowa, A c o m p a r i s o n of t h e p r e c i s i o n of t h e p o s i t i o n s of M i n o r P l a n e t s , d e t e r m i n e d a t d i f f e r e n t o b s e r v a t o r i e s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 28 Nr. 1 (171) S. 187—191 (russ. mit engl. Ref.). 8526. G. E. Taylor, —214.

The

diameters

of

Minor

Planets.

J B A A 72 212

8527. G. E. Taylor, D i a m e t e r s of M i n o r P l a n e t s . Obs 82 17—20. — Die Bedeckung des Sterns B D —5°5863 durch Pallas am 2. 10. 1961 wurde in Naini Tal, K a p und Johannesburg teils photoelektrisch, photographisch bzw. mikrometrisch verfolgt. Aus der Dauer der Bedeckung und der bekannten Bewegung der Pallas ergab sich für diese ein Minimaldurchmesser von 430 km. Nach mikrometrischen Messungen beträgt der Durchmesser 490 km. Loh. 8528. L. Volders, O v e r h e t b e p a l e n v a n d e d i a m e t e r v a n HeD 60 235—236.

planetolden.

8529. H. J. Wood, G. P. Kuiper, P h o t o m e t r i e s t u d i e s of a s t e r o i d s . X. Commun. Lunar Planet. Lab. 1 147—153. — Lichtelektrische Beobachtungen von Pallas (2) am 26., 29. und 31. August 1956 lassen eine Periode von 10 h 40 m herleiten. Beobachtungen von Parthenope (11) am 1. und 2. J a n u a r 1960 reichen zur Festlegung einer Periode nicht aus, widersprechen aber nicht der früheren Schätzung 10 h 40 m . Die Lichtkurve von Danae (61) aus Beobachtungen am 27. und 28. Dez. 1959 liefert die Periode l l h 2 7 m ± 5 m . In einer kurzen Diskussion der bisher bei Asteroiden gemessenen U, B, V-Farben wird das (U—B)/(B—V)Diagramm der Kleinen Planeten mit dem der Hauptreihe verglichen. Gli. 8530. M i n o r P l a n e t cinnati Observatory.

Circular

2079—2164.

Herausgegeben

vom

Cin-

8531. E p h e m e r i d e n K l e i n e r P l a n e t e n f ü r d a s J a h r 1963. Herausgegeben vom Institut für Theoretische Astronomie der Akademie der Wissenschaften der UdSSR und redigiert von N. S. J a c h o n t o w a . Moskau—Leningrad, Verlag Akad. Wiss. UdSSR, 1962. 160 S. Preis 1 R. 55 Kop. (russ.). — I n h a l t : Einleitung, S. 3—14; Elemente von 1650 Kleinen Planeten, S. 15—44; Oppositionsdaten, S. 45—52; Ephemeriden von 1308 Planeten, die 1963 in Opposition kommen, S. 53—146; Ephemeriden zur physischen Beobachtung heller Planeten, S. 147—157; Tabelle über den Stand der Beobachtungen Kleiner Planeten am 1. J a n . 1962, S. 158. 8532. I c a r e . BSAF 76 354. 8533. N e u e

Namen

8534. S o m e

newly

für Planetoiden. named

asteroids.

Orion Schaffhausen 7 281. Sky Tel. 23 259.

448

IX. Planeten. Monde

62, 1962

8535. P o c h o d z e n i e «Trojanczyków» i zewn^trznyeh ksi§zyców J o w i s z a . Urania Krakow 33 80—82. — Ref. der in AJB 61 Ref. 8508 zitierten Arbeit von S. B. Nicholson. 8536. N a m e n f ü r v i e r A s t e r o i d e n . VdS Nachr. 11 121. — Betrifft 1373, 1573, 1576, 1590. 8537. Beobachtungen und Berechnungen Kleiner Planeten AC Nr. 227 S. 2—3 (russ.). Improvement of orbital elements of Minor Planets 856. O. J . R u d y n s c h . AC Nr. 228 S. 6—7 (russ.). Elliptic elements of Minor Planet 1962 JG. W. K. A b a l a k i n . AC Nr. 228 S. 7—8 (russ.). Elliptic elements of new asteroid 1960 UA. W. K. Abalakin. AC Nr. 230 S. 6 (russ.). Elliptic elements of the Minor Planet 1955 PA = 1318 Nerina. W. K. A b a l a k i n . AC Nr. 230 S. 7—9 (russ.). Photographic observations of the Minor Planets. T. P. P e r e s h o g i n a . — Betrifft 2, 3, 4, 6, 7, 11, 18. AC Nr. 231 S. 8—9 (russ.). Elliptical elements of orbit of the asteroid 1961 RA. W. K. A b a l a k i n . AC Nr. 231 S. 9—10 (russ.). Elliptical elements of orbit of the new Minor Planet 1961 EA. W. K. A b a l a k i n . Acta Astr. Sinica 7 208—217, 1959 (chines, mit engl. Ref.). Computation of the general perturbations and the improvement of the orbit of the Minor Planet (554) Peraga. D.-r. L i u , G.-y. T u n g , K.-l. H u , D.-h. Hsü. Acta Astr. Sinica 7 253—258, 1959 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at the Purple Mountain Observatory during January—June, 1959. Acta Astr. Sinica 9 58—64, 1961 (chines, mit französ. Ref.). Les calcules des perturbations générales et Amelioration de l'orbite de la Petite Planète (1183) Jutta. M.-f. Ho. Acta Astr. Sinica 10 61—65 (chines, mit engl. Ref.). Computations of the perturbations and the orbital corrections of the Minor Planet (43) Ariadne. C.-r. Liu. Acta Astr. Sinica 10 (Suppl.) 12—15 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at Tsingtao Observatory (1960.7.—1961.12.). — Betrifft die Kleinen Planeten 2, 3, 11, 18, 39, 40, 8, 17, 25, 56, 79, 80, 84, 107, 144, 185, 186, 192, 246, 284, 326, 345, 376, 409, 428, 451, 709, 770, 781. Acta Astr. Sinica 10 (Suppl.) 16—24 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at Purple Mountain Observatory (1959.7.—1960.12.). — Betrifft die Kleinen Planeten 11, 16, 19, 21, 28, 34, 38, 39, 41, 52, 55, 57, 58, 63, 64, 65, 74, 78, 79, 87, 88, 92, 93, 106, 107, 111, 117, 122, 125, 126, 127, 128, 130, 135, 138, 152, 160, 171, 174, 175, 179, 182, 189, 192, 196, 202, 211, 213, 238, 241, 258, 266, 270, 329, 333, 345, 347, 358, 360, 369, 375, 379, 393, 401, 405, 407, 415, 418, 419, 422, 424, 432, 438, 441, 466, 478, 485, 490, 494, 517, 519, 536, 578, 584, 596, 598, 654, 655, 704, 746, 762, 787, 811, 824, 868, 895, 924, 951, 1054, 1078, 1177, 1382; 3, 5, 7, 8, 9, 10, 17, 18, 29, 30, 32, 36, 42, 44, 47, 49, 56, 59, 60, 62, 67, 68, 70, 73, 82, 85, 86, 100, 103, 124, 136, 140, 145, 146, 147, 148, 149, 153, 154, 159, 163, 165, 177, 201, 204, 207, 210, 212, 214, 215, 216, 233, 236, 240, 245, 247, 250, 257, 261, 268, 271, 275, 292, 303, 305, 306, 308, 316, 317, 326, 336, 339, 348, 354, 356, 357, 380, 382, 402, 406, 420, 423, 428, 429, 442, 443, 444, 447, 464, 474, 488, 498, 500, 503, 545, 550, 551, 554, 577, 595, 597, 602, 604, 606, 625, 639, 648, 683, 690, 758, 774, 788, 804, 814, 849, 925, 927, 947, 984, 1089, 1171, 1219, 1461, 1572, 1584, 1623, P.O. 32, P.O. 33. Acta Astr. Sinica 10 (Suppl.) 25—30 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at Zò-Sè Observatory (1959). W a n L a i , T.-l. Ma, Y.-f. C h i a n g . — Betrifft die Kleinen Planeten 1, 2, 3, 4, 6, 7, 11, 18, 39, 40.

62, 1962

85. Kleine Planeten

449

Acta Astr. Sínica 10 (Suppl.) 59—63 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at Purple Mountain Observatory (1961). — Betrifft die Kleinen Planeten 3, 4, 5, 6, 8, 11, 12, 13, 14, 20, 22, 26, 27, 28, 31, 32, 33, 39, 40, 43, 45, 46, 51, 52, 54, 59, 65, 72, 74, 86, 88, 91, 93, 95, 100, 103, 110, 111, 112, 113, 115, 117, 119, 123, 124, 125, 130, 132, 134, 135, 136, 154, 161, 165, 172, 173, 188, 194, 196, 197, 198, 200, 204, 218, 219, 224, 236, 241, 246, 264, 270, 283, 287, 306, 308, 313, 346, 347, 349, 351, 354, 358, 362, 364, 372, 376, 386, 402, 404, 409, 410, 412, 416, 423, 438, 442, 444, 471, 476, 477, 478, 480, 481, 487, 489, 490, 494, 511, 517, 532, 542, 563, 579, 589, 623, 628, 678, 679, 702, 709, 714, 737, 740, 762, 924, 932, 971, 1071; Komet Candy (1960 n). Ann. Obs. Astr. Zô-Sè 25 194—196 (chines.). Photographie observations of the positions of Minor Planets. Section of Theoretical Astronomy of Zô-Sè Observatory. — Betrifft: 9, 16, 19, 21, 30, 43, 57, 63, 64, 80, 135, 169, 186, 199, 219, 270, 282, 284, 326, 336, 345, 376, 422, 443, 451, 505, 554, 654, 690, 790, 916, 1130, 1362. Astr. Papers prepared for the use of the American Ephemeris and Nautical Almanac 16 341—395. Rectangular coordinates of Ceres, Pallas, Juno, Vesta 1960—1980. P. H e r g e t . Bol. Astr. Obs. Madrid 6 42—45. Observaciones fotográficas de Pequeños Planetas. J . M. T o r r o ja. — Betrifft 1.) Genäherte örter: 6, 8, 11, 14, 15, 17, 19, 21, 25, 26, 32, 45, 52, 54, 56, 63, 79, 103, 116, 196, 216, 287, 451, 471, 694; 2.) Genaue örter: 1, 2, 3, 24, 48, 51, 90. Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 55—110. Observaciones de asteroides y cometas. Período 1943—1960. — Betrifft folgende Kleine Planeten: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16, 17, 18, 19, 20, 21, 22, 23, 24, 25, 26, 27, 28, 29, 30, 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38, 39, 40, 41, 42, 43, 44, 45, 46, 47, 48, 49, 50, 51, 52, 53, 55, 56, 57, 58, 59, 60, 61, 63, 64, 65, 66, 67, 68, 69, 70, 71, 72, 74, 75, 77, 78, 79, 80, 81, 82, 83, 85, 87, 88, 89, 90, 91, 92, 93, 95, 96, 97, 98, 99, 101, 02, 03, 04, 05, 06, 07, 08, 09, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 18, 19, 20, 21, 22, 23, 24, 27, 28, 29, 30, 35, 36, 37, 38, 39, 40, 41, 44, 45, 46, 49, 50, 56, 59, 60, 61, 62, 63, 68, 69, 72, 73, 74, 75, 78, 79, 81, 82, 84, 85, 86, 87, 89, 90, 92, 94, 96, 98, 200, 02, 03, 07, 08, 11, 13, 16, 19, 21, 23, 24, 30, 33, 36, 41, 44, 46, 47, 50, 58, 59, 61, 64, 69, 70, 83, 87, 88, 92, 93, 306, 08, 10, 13, 22, 24, 25, 31, 34, 36, 38, 39, 40, 42, 45, 46, 49, 52, 54, 56, 58, 60, 61, 62, 64, 69, 71, 72, 75, 76, 77, 85, 86, 87, 89, 99, 405, 08, 09, 10, 17, 19, 22, 23, 29, 32, 33, 42, 44, 46, 47, 51, 54, 64, 71, 72, 76, 78, 81, 82, 85, 88, 89, 98, 503, 07, 09, 11, 16, 17, 21, 23, 32, 46, 54, 56, 63, 67, 69. 70, 77, 84, 86, 604, 15, 19, 28, 39, 60, 61, 74, 75, 76, 83, 90, 94, 95, 700, 02, 04, 12, 27, 34, 40, 47, 51, 53, 57, 60, 64, 66, 74, 76, 79, 80, 804, 25, 49, 61, 68, 925, 28, 45, 51, 71, 78, 80, 1021, 22, 36, 1331, 1410. — Kometen vgl. § 92. Bull. Obs. Astr. Beograd 25 1—3, 1961. Observations photographiques de Petites Planètes à Beograd. M. P r o t i t c h . — Betrifft: 7, 10, 11, 23, 29, 51. Bull. Obs. Astr. Beograd 25 6. 1961. Circular elements and double designation. R. S. M i t r i n o v i c . — Betrifft: 1959 RJ, UA, UB, UD, UO, UP, VE, VF, VJ; 1959 RG = 1959 RR. Bull. Obs. Astr. Beograd 25 7—10, 1961. Eléments des orbites des Petites Planètes. R. S. M i t r i n o v i c . — Betrifft: 1959 AA, AB, CA, CB, CD, CE, CF, CG, CH, CJ, CK, CN, CO, CP, CQ, CR, CU, CV, CW, CY, EA, EB, EC, ED, EE, EF, EG, FA, GA, GC, GD, GE, GF, GG, GM, GN, GO, GP, GQ, GR, GS, GT, GU, JA, JB, JC, JD, J E , J F , JG, J H , J J , J K , JL, JN, JO, J P , LC, LD, LE, LG, LJ, LK, NE, NF, NG, NH, NJ, NK, NL, NM, NN, NO, OA, PA, PC, PD, PE, PG, PH, QA, QB, QC, QD, RA, RB, RC, RD, RE, RF, RG, RJ, RK, RL, RP, RQ, RR, RS, RT, RU, RV, RW, RX, RY, RZ, RAj, RB 1 ( RC^ R D l ; RE 1 ; SA, SB, SC, SD, SE, SF, SG, SH, SJ, SK, SL, SM, SN, SO, SP, TA, TB, TC, TD, TE, TF, TG, TH, TJ, TK, TL, TM, TN, TO, TP, TQ, TR, TS, TT, TU, TV, TW. Bull. Obs. Astr. Beograd 25 11, 1961. Elements of 1957 HK, double designation and circular elements. R. S. M i t r i n o v i c . — Betrifft: 1957 H K ; 1959 GG = 1959 J D ; 1957 DE, 1959 GH, GJ, GK, GL, JM, NC, ND, RN. A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1962

29

450

I X . Planeten. Monde

62, 1962

Bull. Obs. Astr. Beograd 25 12—18, 1961. Eléments des orbites des Petites Planètes. R. S. M i t r i n o v i c . — Betrifft: 1955 BB, BC, BE, BH, B J , BK, BM, BS, CA, CB, CC, DD, DG, DH, D J , DL, DM, DN, DO, DP, EA, EB, EC, E F , EG, E H , E J , EK, EL, EM, EN, EO, E P , FD, F E , F J , F K , FL, FM, FN, FO, F P , F R , FS, FV, FW, FY, FZ, F C ^ F D j , F E ! , F F 1 ; F L 1 ; F P 1 ; FM 1 ; FQ 1 ; F R l t FS 1( FT 1 ( GC, GD, HB, HC, H D , H E , HG, H H , H J , HN, HO, HQ, KC, K F , KG, K H , K J , MB, MC, ME, MF, MG, MH, MJ, MK, MN, MP, MT, M ü , MV, MW, MX, MZ, M A r MB 1 ; MCj, MDj, ME 1 ( MF 1S MG 1( OA, OB, OD, OE, QA, QB, QC, QD, QF, QG, QM, QP, QQ, QS, QV, QX, QY, QZ, QA 1( QBj, QCX, QD 1 ; QG 1( QH 1 ( Q J ^ QK 1 ; QL 1 ; QMj, QQj, R F , RO, RQ, RU, RA X , R H 1 ( R K 1 ; SG, SH, SJ, SK, SL, SM, SN, SQ, SR, SS, SV, SW, SX, SY, SZ, SA 1( SB 1 ; SJ 1 ( SK 1 ; SL 1; S 0 1 ; SQ l t SR X , SS 1( SWj, S X j , SD 2 , SE 2 , SF 2 , SM2, SN 2 , S0 2 , SP 2 , SQ2, SS2, ST 2 , SU 2 , SV 2 , TA, TB, TC, TD, TE, TG, TH, TJ, TM, TQ, UD, UE, U J , UK, UL, UM, UP, UQ, UR, UT, UU, UW, U X , UY, UZ, UAj, UB 1 ; UC,, UD 1 ; UE X , UF X , U G j , UH 1 ; U J 1 ; U K j , U L j , UMj, UOj, UQ 1 ; URj, UT 1 ; UU 1 ; VA, VB, VC, VD, VE, VH, VJ, VK, VL, VM, VO, VP, VQ, WC, XC, X E , X J , X K , XL, XM, XO, XQ, XS, XT, XU, YA, YB. Circ. Astr. Obs. Charkow Nr. 25 S. 32—34 (russ.). Verbesserung der Bahnelemente des Kleinen Planeten 792 (Metkalfia). J . A. S e n t s o h u k . — Aus fünf Beobachtungen zwischen 1950 und 1958 werden unter Berücksichtigung der Jupiterstörungen die Bahnelemente verbessert. DOB 12 Nr. 7 Fase. 2. Présentation de 63 Ausonia en 1962. El Universo 16 54. Nuevo asteroide de tipo Hermes. HeD 60 233. De vier grootste planetoïden. T. E. d e V r i e s . — Vorschau f ü r 1963. J . Proc. Roy. Soc. New South Wales 95 153—160 = Sydney Obs. Papers Nr. 41. Minor Planets observed at Sydney Observatory during 1960. W. H . R o b e r t s o n . — Betrifft: 5, 12, 14, 22, 33, 35, 44, 48, 49, 54, 90, 94, 96, 100, 109, 112, 113, 118, 146, 158, 170, 188, 198, 216, 220, 235, 273, 308, 310, 312, 318, 328, 334, 340, 364, 366, 370, 372, 423, 424, 426, 436, 445, 447, 448, 449, 454, 456, 474, 476, 484, 486, 488, 505, 508, 514, 545, 556, 563, 586, 680, 691, 694, 695, 700, 702, 725, 729, 733, 739, 752, 782, 785, 786, 796, 809, 810, 825, 828, 830, 834, 852, 855, 860, 862, 910, 974, 980, 982, 983, 986, 987, 1028, 1042, 1092, 1107, 1111, 1115, 1142, 1197, 1223, 1237, 1310, 1319, 1390. J . Proc. Roy. Soc. New South Wales 95 179—187 = Sydney Obs. Papers Nr. 42. Precise observations of Minor Planets at Sydney Observatory during 1959 and 1960. W. H. R o b e r t s o n . — Betrifft: 1, 4, 18, 39, 40. Meteoor 18 62—68. De planetoïden Ceres, Pallas, J u n o en Vesta in 1962/63. J . M e e u s , T. E. d e V r i e s . Mitt. Astr. Hauptobs. Golossejewo 4 Nr. 2 S. 57—62 (russ. mit engl. Ref.). Results of photographic observations of asteroids. A. B. O n e g i n a . — Betrifft: 1, 2, 3, 4, 6, 18, 40. Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 23 Nr. 1 (171) S. 179—183 (russ. mit engl. Ref.). Positions of Minor Planets from photographic observations a t the Cape Observatory. W. A. S o k o l o w a . — Betrifft: 3, 6, 7, 11, 18, 39. Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 23 Nr. 1 (171) S. 184—186 (russ. mit engl. Ref.). The positions of the Minor Planets from photographic observations at Pulkovo. O. N. T s c h u d o w i t s c h e w a . — Betrifft: 6, 11. Orion Schaffhausen 7 57—58. Neuer «Trojaner»-Planetoid. Publ. Staatl. Pädagog. Inst. Stalino 3 Nr. 4 S. 4 0 ^ 3 , 1960 (russ.). Die Berechnung der Störungen des Kleinen Planeten 826 Henrika. 0 . N. T s c h a j k o . Republic Obs. Johannesburg Circ. 7 2—4. Photographic observations of Minor Planets. J . A. B r u w e r . — Betrifft die Kleinen Planeten 7, 10, 13, 17, 23, 29, 37, 38, 66, 71, 77, 78, 80, 91, 94, 95, 98, 104, 09, 10, 11, 18, 20, 39, 46, 49, 51, 59, 61, 62, 78, 89, 97, 207, 08, 09, 11, 14, 22, 31, 33, 50, 54, 66, 67, 98, 309, 31, 37, 46, 49, 54, 59, 66, 74, 82, 403, 05, 08, 10, 22, 33, 50, 55, 67, 76, 77, 501, 07, 09, 11, 14, 21, 23, 24, 28, 32, 43, 46, 50, 54, 66, 67, 69, 70, 73, 76, 79, 80, 81, 86, 93, 605,

62, 1962

451

86. Jupiter

48, 54, 61, 63, 77, 79, 97, 702, 04, 33, 34, 35, 62, 76, 77, 80, 97, 800, 03, 28, 29, 47, 59, 60, 62, 86, 906, 14, 25, 27, 34, 45, 50, 52, 75, 80, 1001, 13, 24, 42, 99, 1116, 23, 52, 72, 99, 1241, 67, 68, 1865, 75, 1415, 28, 36, 84, 1503, 59, 75, 1194, 1196, 1935 MF, 960. T A B (2) Nr. 150 S. 1967—1972. Positions of Minor Planets and Pluto. H. H i r o s e . — Betrifft die Kleinen Planeten 1, 4, 10, 11, 14, 15, 16, 17, 21, 22, 29, 30, 36, 39, 41, 44, 45, 48, 49, 50, 51, 52, 64, 68, 70, 78, 79, 80, 81, 85, 100, 114, 119, 125, 126, 130, 135, 142, 145, 146, 153, 168, 172, 176, 185, 196, 200, 210, 212, 213, 215, 216, 224, 239, 243, 258, 269, 283, 287, 335, 337, 345, 347, 356, 363, 364, 372, 376, 389, 405, 419, 424, 431, 433, 435, 470, 480, 487, 516, 540, 554, 556, 580, 584, 588, 592, 597, 606, 625, 634, 686, 697, 713, 737, 740, 758, 768, 776, 793, 804, 834, 906, 907, 950, 962, 963, 971, 1055, 1090, 1110, 1129, 1145, 1196, 1223, 1237, 1270, 1304, 1412, 1426, 1428, 1477, 1545, 1546, 1550, 1554, 1559, 1568, 1576, 1579, 1596, 1603, 1609, 1613, 1614, 1615, 1618, 1621. T A B (2) Nr. 153 S. 1983—1991. Vgl. Ref. 3137. U A I Circ 1806, 1807. Ephemeris for Minor Planet 51 Nemausa. P. Naur.

§ 86

Jupiter 8601. W. A. Baranenko, F. K. Katagarow, J u p i t e r b e o b a c h t u n g e n Bull. Astr.-Geod. Ges. UdSSR Nr. 31 S. 44—50 (russ.). 8602. V. Bargmann, L. Motz, On the r e c e n t J u p i t e r and Venus. Science 138 1350, 1352.

discoveries

1960.

concerning

8603. L. Bartha, Ein i n t e r e s s a n t e s G e b i l d e auf J u p i t e r . VdS Nachr. 11 154—155. 8604. J. H. Botham, J u p i t e r and Saturn in 1961. MN ASSA 21 52—53. 8605. S. Cortesi, J u p i t e r : p r é s e n t a t i o n 1961. Orion Schaffhausen 7 32— 41. — Rapport Nr. 9 du «Groupement planétaire SAS». 8606. S. Cortesi, C o n t r i b u t i o n à l ' é t u d e de t r o i s n o u v e l l e s f o r m a t i o n s p e r s i s t a n t e s de J u p i t e r . Orion Schaffhausen 7 106—122, 180. 8607. J. H. Focas, C. Banos, O u t b u r s t s of a c t i v i t y on J u p i t e r . U A I Circ 1809. 8608. W. E. Fox, R e c e n t o b s e r v a t i o n s of J u p i t e r . J B A A 72 63—65. 8609. G. Gaherty jr., Central m e r i d i a n transits. J RAS Canada 56 79—80. * * T. Gehrels, T h e p o l a r i z a t i o n of the sunlit sky and of the of J u p i t e r . Vgl. Ref. 7420. 8610. P. R. Glaser, J u p i t e r 100—105.

in

1961. P a r t

8611. P. R. Glaser, P h o t o g r a p h i n g 247—251.

Jupiter

poles

I I . Strolling Astr. 16 89—95, in

color. Strolling Astr. 16

* * F. J. Heyden, S p e c t r a of V e n u s , J u p i t e r , and Mars. Vgl. Ref. 8223. 29*

452

I X . Planeten. Monde

62, 1962

* * A. D. Kusmin, A. E. Salomonowitsch, 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 of V e n u s a n d J u p i t e r a t 8 m m . Vgl. Ref. 8231. 8612. M. Marin, L a p l a n e t e J u p i t e r . BSAF 76 181—184. 8613. J . Meeus, L a

tache

rouge

d e J u p i t e r . Ciel et Terre 78 347—349.

8614. J . Olivarez, A r e d s p o t p r o j e c t p r o g r a m . Strolling Astr. 16 236—238. 8615. U. dall'Olmo, O s s e r v a z i o n i d i G i o v e d u r a n t e l ' o p p o s i z i o n e Mem SA I t (NS) 32 343—350.

1958.

8616. E. J . Opik, J u p i t e r : c h e m i c a l c o m p o s i t i o n , s t r u c t u r e , a n d o r i g i n of a g i a n t p l a n e t . Icarus 1 200—257 = Contr. Armagh Obs. Nr. 37. — Als kosmogonischer Test f ü r einen Riesenplaneten werden Beobachtungen und theoretische Überlegungen bezüglich der chemischen Zusammensetzung, des Aufbaues und Ursprungs von Jupiter ausführlich untersucht. Mit einer polychromatischen Strahlungsgleichgewichtstemperatur von 112°, die sich auf die Absorptionscharakteristiken der Hauptstrahler Ammoniak und Methan stützt, führen Beobachtungen der Bedeckung von a Arietis auf ein mittleres Molekulargewicht /i = 4.3 für die Atmosphäre von Jupiter. Die optischen Zustandsgrößen der Jupiterscheibe und spektroskopisch bestimmte Häufigkeiten der Moleküle führen auf eine Atmosphäre, die vorwiegend aus Helium (97 %) und Wasserstoffmolekülen (2.3%) besteht. Dies gibt unabhängig von der ersten Methode ein Molekulargewicht von fi = 4.0. Die Wärmestrahlung des Planetenkörpers wird auf das 1.6fache der Einstrahlung abgeschätzt. I m Gegensatz zur Zusammensetzung der Atmosphäre soll der Planetenkörper hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen. Es werden Überlegungen über die Entstehung einer solchen unterschiedlichen Zusammensetzung angestellt. Die Alternative einer Gaskugel aus schwereren Elementen wird geprüft. Die dafür abgeleitete Oberflächentemperatur von 10 4 ° steht dann in Widerspruch zu den Beobachtungen. Ee. * * C. M. Pither, A t r a n s i t m o d e l of M a r s a n d J u p i t e r . Vgl. Ref. 8431. 8617. H. I. Potter, B. N. Strugazkij, O n t h e a s y m m e t r y of t h e f i g u r e of M a j o r P l a n e t s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 23 Nr. 1 (171) S. 145—150 (russ. mit engl. Ref.). — Einige von Kosyrew ausgemessene Aufnahmen von Jupiter und Saturn wurden mit einem Mikrophotometer nochmals vermessen. Abweichungen von der Symmetrie wurden nur in der Lage der Streifen bei Jupiter, nicht aber in der Gestalt der beiden Planeten festgestellt. Sehr. 8618. P. Prihoda, O b s e r v a t i o n of J u p i t e r i n t h e y e a r s 1 9 6 1 a n d R H 43 201—204 (tschech.).

1962.

8619. E. J. Reese, O b s e r v i n g J u p i t e r . Sky Tel. 24 70—74. 8620. E. J . Reese, R o t a t i o n p e r i o d s o n J u p i t e r d u r i n g t h e of 1961 — 1962. Strolling Astr. 16 193—205. 8621. E . J . R e e s e , J u p i t e r : Strolling Astr. 16 260—263.

a new d i s t u r b a n c e

and

apparition

a n «old»

theory.

8622. G. Ruggieri, O s s e r v a z i o n i d i G i o v e e S a t u r n o n e l l e o p p o s i z i o n i 1961. Atti Accad. Gioenia Sei. Nat. Catania (6) 14 117—157 = Oss. Astrofis. Catania Pubbl. (NS) Nr. 48. — Aus Beobachtungen von drei Stationen auf Sizilien werden die Breiten der Bänder auf Jupiter und Saturn, ihre Farben und Helligkeiten sowie die daraus folgenden Rotationsperioden angegeben. Jupiter zeigte 1961 eine außerordentliche Entwicklung des äquatorialen Bandes. Bei Saturn wird die früher beobachtete bläuliche Färbung des A-Rings bestätigt. Verf. (gek.) 8623. W. Sandner, J u p i t e r - B e o b a c h t u n g . Sterne 38 48.

62, 1962 8624. W. Sandner,

86. Jupiter Weitere

453

Jupiter-Beobachtungen.

8625. E. Schärmann, B e o b a c h t u n g e n J u p i t e r . VdS Nachr. 11 153—154.

am

großen

Sterne 38 86—87.

Roten

Fleck

auf

8626. I. T. Sotkin, Ü b e r d e n R i n g u m J u p i t e r . A J UdSSR 39 303—304 (russ.). — Das äußere Aussehen des Äquatorstreifens und seine Lage auf Jupiter gibt nach den vorliegenden Beobachtungen zunächst keinen Anlaß, ihn für den Schatten eines Rings zu halten. Verf. (ü.) 8627. H. Spinrad, G. Münch, L. M. Trafton, R e c e n t s p e c t r o s c o p i c g a t i o n s of J u p i t e r a n d S a t u r n . A J 67 587. — Ref. AAS.

investi-

8628. H. Spinrad, T h e a n o m a l o u s i n c l i n a t i o n of t h e J o v i a n a m m o n i a l i n e s . A p J 136 311. — Ref. in Sky Tel. 24 196, SuW 2 85, VdS Nachr. 12 143. — Die Neigung der Ammoniaklinien infolge des Doppler-Effekts betrug auf 2 Spektrogrammen 22 % bzw. 30 % ± 5 % der Neigung der übrigen solaren Linien; der Erwartungswert beträgt jedoch 5 0 % . Der Widerspruch läßt sich durch Annahme geringerer Rotationsgeschwindigkeit des Ammoniaks innerhalb der Atmosphäre erklären. Ba. * * H. Spinrad, On t h e c o n t i n u o u s s p e c t r u m of V e n u s a n d Vgl. Ref. 8253.

Jupiter.

8629. W. G. Tejfel, O n t h e h e i g h t of t h e u p p e r b o u n d a r y of t h e J u p i t e r ' s R e d S p o t . AC Nr. 232 S. 8—11 (russ.). — Diese Höhe unterscheidet sich praktisch nicht von der Höhe der den Fleck umgebenden wolkigen Oberfläche. Loh. 3630. W. G. Tejlel, P h o t o m e t r y of t h e c o n t i n u o u s s p e c t r u m of t h e e q u a t o r i a l z o n e of J u p i t e r . Mitt. Astrophys. Inst. Alma-Ata 13 54—61 (russ. mit engl. Ref.). — I m Anschluß an den Bl-Stern ß x Sco wurden von der Äquatorzone Jupiters 1959 die absoluten spektralphotometrischen Gradienten in den Gebieten 390—500 m / i und 510—590 m / i abgeleitet. Es ergaben sich 3.32 und 3.60. Der Farbenindex dieser Zone ist 1T04. Loh. 8631. S. K. Wsechswjatskij, S t o r m y p r o c e s s e s o n J u p i t e r . AC Nr. 232 S. 6—7 (russ.). — 1962 Sept./Okt. — Ref. in Urania Kraköw 34 176. * * S. K. Wsechswjatskij, T h e p o s s i b i l i t y of t h e p r e s e n c e of a r i n g of c o m e t s a n d m e t e o r i t e s a r o u n d J u p i t e r . Vgl. Ref. 9153. 8632. F. R. Zabriskie, H y d r o g e n c o n t e n t of J u p i t e r ' s a t m o s p h e r e . A J 67 168—170. — An einigen infraroten Moleküllinien des Wasserstoffs (H 2 ) zwischen 8000 und 8400 A wurden auf vorliegenden Aufnahmen durch Vergleich mit dem Sonnenspektrum die Äquivalentbreiten mehrerer Linien gemessen. Mit der Boltzmann-Gleichung folgt daraus T = 170°. Die Molekülhäufigkeit ergibt sich zu etwa 5 km x a t m oberhalb der reflektierenden Wolkenschicht. Ba. 8633. P r i m e o s s e r v a z i o n i Coelum 30 118—119.

di

Giove

durante

l'opposizione

1962.

8634. A u r o r a o n J u p i t e r ? Sky Tel. 24 16. 8635. D e r « G r o ß e R o t e F l e c k » a u f J u p i t e r . SuW 1962 S. 44—45. Radiostrahlung 8636. C. H. Barrow, D e c a m e t e r - w a v e o b s e r v a t i o n s of J u p i t e r in 1961. AJ 67 111. — Ref. AAS.

454

I X . Planeten. Monde

62, 1962

8637. C. H. Barrow, R e c e n t r a d i o o b s e r v a t i o n s of J u p i t e r a t d e c a m e t e r w a v e l e n g t h s . A p J 135 847—854. — Die Ergebnisse der Jupiterbeobachtungen des Jahres 1961 bei 18.3, 18.7, 19.5 und 24 MHz wurden in Histogrammen zusammengestellt, bei denen das verbesserte Rotationssystem I I I (9h 55 m 29?35) zu Grunde gelegt wurde. Die Ergebnisse wurden mit denen anderer Beobachter verglichen. Die Spektraleigenschaften der Strahlung und die tägliche Häufigkeit des Auftretens werden für jede der vier Frequenzen diskutiert. Vorläufige Polarisationsbeobachtungen bei 18.3 und 24 MHz werden kurz erwähnt, und es wird eine neue Methode zur Untersuchung der Gyrofrequenz auf Jupiter vorgeschlagen. Einige der Radiogeräuschausbrüche von Jupiter folgten einer Periode erhöhter geomagnetischer Aktivität etwa fünf Tage später. Es wird betont, daß gründliche Vergleiche von Sonnen-, geomagnetischer und Jupiter-Aktivität erst durchgeführt werden können, wenn eine ununterbrochene Beobachtung Jupiters eine volle Sichtbarkeitsperiode umfaßt. HHR * * W. P. Bibinowa, A. D. Kusmin, A. E. Salomonowitsch, I. W. Schawlowskij, 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 of V e n u s a n d J u p i t e r a t 3 . 3 cm. Vgl. Ref. 8212. 8638. A. Boischot, M. Ginat, I. Kazes, O b s e r v a t i o n d e la p l a n è t e J u p i t e r à l ' a i d e d u n o u v e a u r a d i o t é l e s c o p e d e N a n ç a y . CR 254 2527—2529. — Im Zeitraum Oktober bis Dezember 1961 wurden mit dem neuen Radioteleskop in Nançay Messungen der Intensität des Jupiter bei der Frequenz von 1430 MHz gemacht. Es ergibt sich eine Strahlungstemperatur von 2850 (±250)°. Die beobachteten Fluktuationen lassen sich nicht mit einem der beiden Rotationssysteme erklären. J . P. M. 8639. T. D. Carr, A. G. Smith, C. S. Higgins, H. Bollhagen, J. May, S t a t i s t i c a l s p e c t r u m of J u p i t e r a t d e c a m e t e r w a v e l e n g t h s . A J 67 572—573. — Ref. AAS. — Ref. in VdS Nachr. 12 186. 8640. D. B. J. Chang, L. Davis jr., S y n c h r o t r o n r a d i a t i o n a s t h e s o u r c e of t h e p o l a r i z e d d e c i m e t e r r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r . A J 67 112—113.— Ref. AAS. 8641. D. B. Chang, L. Davis jr., S y n c h r o t r o n r a d i a t i o n a s t h e s o u r c e of J u p i t e r ' s p o l a r i z e d d e c i m e t e r r a d i a t i o n . A p J 136 567—581. — Ausführliche Rechnungen, die numerisch mit Rechenmaschinen gemacht wurden, ergeben, daß die beobachtete Strahlung des Jupiter im Dezimeterbereich als Bewegung relativistischer Elektronen in einem Dipolfeld ausgelegt werden kann. FS 8642. J.N.Douglas, S t a t i s t i c a l a n a l y s i s of J u p i t e r ' s d e c a m e t e r r a d i a t i o n 1 9 5 0 — 1961. A J 67 574—575. — Ref. AAS. 8643. G. B. A. Ellis, C y c l o t r o n r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r . Australian J . Phys. 15 344—353. — Die Zyklotronstrahlung von Elektronenwolken, die in einem planetaren Magnetfeld eingefangen sind, wird als eine mögliche Ursache f ü r die Radiostrahlung des Jupiter im Dekameterwellenbereich diskutiert. Viele der beobachteten Eigenschaften dieser Strahlung können durch einen solchen Prozeß erklärt werden, wenn man annimmt, daß auf dem Jupiter eine Ionosphäre vorhanden ist, die der irdischen ähnelt. HHR 8644. G. B. A. Ellis, R a d i a t i o n f r o m J u p i t e r a t 4 . 8 M H z . Nature 194 667—668. — Nächtliche Jupiterbeobachtungen bei 4.8 MHz mit einem EWInterferometer (Keulenbreite — 3°; Keule der beiden Einzelantennen: NS: 12°, E W : 45°) zeigen, daß die Maximalintensität der Strahlungsstöße etwa ebenso groß ist wie die bei 19.6 MHz. Ihr Spektrum setzt sich — entgegen den bisherigen Annahmen — demnach wohl noch bis zu viel niedrigeren Frequenzen fort. Die

62, 1962

86. Jupiter

455

Häufigkeit des Auftretens von Strahlungsstößen war kaum von der jovigraphischen Länge abhängig, ihre Durchschnittsintensität änderte sich jedoch stark und h a t t e ein Maximum bei 200° und ein Nebenmaximum bei 25° jovigraphischer Länge im System I I I . HHR 8645. L. Landovitz, L. Marskall, S t i m u l a t e d e l e c t r o n s p i n - f l i p t r a n s i t i o n a s t h e s o u r c e of 18 M H z r a d i a t i o n o n J u p i t e r . Nature 195 1186—1187. — Alle beobachteten Eigenschaften der Radiostrahlung von Jupiter werden zusammenfassend beschrieben und interpretiert. Verschiedene Entstehungsmechanismen werden diskutiert. Von den bekannten Mechanismen (z. B. frei-freiÜbergänge, elektrische Entladungen, Plasmaschwingungen, Synchrotronstrahlung) erklärt keiner alle wesentlichen Eigenschaften der Jupiterstrahlung (z. B. die Beschränkung des Frequenzbereiches auf 18 ± 3 MHz). Es wird deshalb als Strahlungsquelle ein maserähnliches Phänomen vermutet: Elektronen, deren Spin infolge einer Störung im Magnetfeld des Planeten umklappt. Dadurch wird, solange die Störung durch die Jupiterionosphäre wandert, Radiostrahlung stimuliert. Die Frequenz von 18 MHz setzt ein Magnetfeld von H = 6.4 Gauß voraus (da fc = 2.8 x H MHz/Gauß). Alle Eigenschaften der Radiostrahlung Jupiters lassen sich unter plausiblen Annahmen für die Randbedingungen auch quantitativ verstehen. HHR 8646. E. F. McClain, J . H. Nichols, J . A. Waak, I n v e s t i g a t i o n of v a r i a t i o n s in t h e d e c i m e t e r - w a v e e m i s s i o n f r o m J u p i t e r . A J 67 724— 727. — Bei einer Frequenz von 1430 MHz (21 cm) wurde am N R L während einer Periode von 2.5 Monaten ab Mai 1959 Jupiter beobachtet. Zu diesem Zweck wurde ein «Direkt-(total power)-Radiometer» im NRL-26 m-Radioteleskop beim Maryland-Point-Observatorium installiert. Die Meßergebnisse deuten eine Korrelation zwischen beobachteter täglicher Temperaturschwankung und der Rotationsperiode des Jupitersystems I I bzw. I I I an. HHR 8647. A. C. Miller, B. L. Gary, M e a s u r e m e n t s of t h e d e c i m e t e r r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r . A J 67 727—731. — I m August und September 1961 wurde Jupiter bei einer Frequenz von 1440 MHz in 33 Nächten mit dem NRL26 m-Radioteleskop beobachtet. Während der Messungen in 16 Augustnächten wurde die Horn-Speiseantenne so orientiert, daß die polarisierte Strahlungskomponente optimal empfangen wurde, in 17 Septembernächten dagegen rechtwinklig dazu. Die registrierte durchschnittliche (schwarze) Äquivalenttemperatur betrug 3630° ± 3 0 0 ° bzw. 2190° ±400°. Daraus wurde ein Linearpolarisationsgrad von 25—45 % abgeleitet, der mit den Ergebnissen anderer Autoren vereinbar ist. Die beobachteten Schwankungen der Scheibentemperatur, die mit der Planetendrehung korreliert sind, stimmen mit den bereits früher gefundenen überein. Ein schwerwiegendes, unabhängiges Beweisstück für eine Korrelation mit der Umdrehung liefern die Messungen von Morris und Berge, die ein Modell vorschlagen, bei dem die Jupitermagnetpole um 9° ± 3° gegen die Drehachse geneigt sind und bei einer jovigraphischen Länge von 20° ± 10° und 200° ± 10° im System I I I liegen. Die vorliegenden Beobachtungen sind mit diesem Modell vereinbar und zeigen, daß der Magnetpol bei 20° Länge auf der Nordhalbkugel liegt. HHR 8648. D. Morris, 0 . L. Berge, M e a s u r e m e n t s of t h e p o l a r i z a t i o n a n d a n g u l a r e x t e n t of t h e d e c i m e t e r r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r . ApJ 136 276—282. — Ref. in SuW 2 12. — Mit einem Radiointerferometer wurden bei 960 bzw. 1320 MHz Intensität, Polarisation und Quellendurchmesser der nichtthermischen Jupiterstrahlung gemessen. Die geringe Frequenzabhängigkeit der gemessenen Größen deutet auf Strahlung von relativistischen Elektronen in einem Magnetfeld hin. Darauf weist auch die große Ausdehnung und Exzentrizität des dadurch gebildeten Strahlungsgürtels hin. Die Magnetachse ist offenbar gegen die Rotationsachse mit einer Pollänge von 200° bzw. 20° geneigt. Ba.

456

I X . Planeten. Monde

62, 1962

8649. B. L. Morrison, E p h e m e r i s of t h e r a d i o l o n g i t u d e of t h e c e n t r a l m e r i d i a n of J u p i t e r . S y s t e m I I I ( 1 9 5 7 . 0 ) . U . S . Naval Obs. Cire. Nr. 92, 4 S. — Ref. in Sky Tel. 24 132. 8650. M. S. Roberts, C o r r e l a t i o n of J u p i t e r s o l a r a c t i v i t y . A J 67 280. — Ref. AAS.

decimeter

8651. H. J . Smith, J . N . D o u g l a s , F i n e - s t r u c t u r e r a d i o n o i s e . A J 67 120. — Ref. AAS. 8652. H. J . Smith, L o n g i t u d e e f f e c t s i n e m i s s i o n . A J 67 586—587. — Ref. AAS.

in

radiation

Jovian

Jovian

8653. S. E . Strom, K. M. Strom, A p o s s i b l e m e c h a n i s m m e t e r b u r s t s . A J 67 121. — Ref. AAS.

with

decametric

decametric for J o v i a n

radio deca-

8654. S. E . Strom, K. M. Strom, A p o s s i b l e e x p l a n a t i o n for Jovian d e c a m e t e r b u r s t s . A p J 136 307—309 = H a r v R e p r Nr. 598. — I n Analogie zur fokussierenden W i r k u n g der E r d a t m o s p h ä r e auf Radiowellen k a n n m a n die Dezimeterausbrüche in der J u p i t e r s t r a h l u n g auf die Strahlung diskreter Radioquellen zurückführen, die durch die Jupiterionosphäre bei Bedeckung der Quelle in der N ä h e der E r d b a h n fokussiert wird. Die Rotationsperiodizität dieser Ausbrüche ist danach eine Folge günstiger K o m b i n a t i o n e n von Lage der Quelle u n d Magnetfeld des J u p i t e r . Ba. 8655. J o v i a n r a d i o w a v e s a n d s o l a r r a d i a t i o n . Sky Tel. 23 318. — Ref. AAS. Jupitermonde 8656. E. Leutenegger, G e g e n s e i t i g e V e r f i n s t e r u n g b a n t e n . Orion Schaffhausen 7 181—192.

der

Jupiter-Tra-

8657. J . Meeus, T a b l e s of t h e s a t e l l i t e s of J u p i t e r . J B A A 72 80—88, m i t einer Ergänzung in J B A A 72 293. — Zur schnellen genäherten Berechnung der Elongationen der vier großen J u p i t e r m o n d e relativ z u m Ort der Planeten m i t t e werden Tabellen gegeben, aus deren D a t e n m a n das Ergebnis durch Addition zusammensetzen kann. D a s einzige Argument aller Tabellen ist die Zeit. Beispiele unterweisen im praktischen Gebrauch der Tabellen. Gü-Li 8658. W. Sandner, J u p i t e r m o n d e . Sterne 38 126. 8659. T h e G a l i l e a n s a t e l l i t e s of J u p i t e r . J . Astr. Soc. Victoria 15 43—44.

§ 87 Saturn 8701. A. F. O'D. Alexander, T h e P l a n e t S a t u r n . London, F a b e r & F a b e r ; New York, Macmillan Co., 1962. 474 S. Preis 63 s. bzw. $ 12.00. — Besprechung in A J 67 429, Ann d'Astrophys 26 182 (J. H e i d m a n n ) , Ciel e t Terre 78 454 (J. M e e u s ) , H e D 61 122—123 (M. M i n n a e r t ) , Irish A J 6 41—42 (E. J . Ö p i k ) , J B A A 72 410 (P. M o o r e ) , MN ASSA 21 83—84, N A T 1962 S. 73—74 (P. D a r n e l l ) , Obs 82 257 (B. M. P e e k ) , Orion Schaffhausen 8 67—68, Planet. Space Sei. 9 517—518 (E. J . ö p i k ) , Science 138 423 (W. M. S i n t o n ) , Sky

87. Saturn

62, 1962

457

Tel. 24 46, 292—293, 295, Southern Stars 19 188—189, Spaceflight 5 70 (A. W. H e a t h ) , Sterne 38 247 (C. H o f f m e i s t e r ) , Strolling Astr. 16 189—190 (J. W. G o o d m a n ) . 8702. M. S. Bobrow, O n o b s e r v a t i o n s of o c c u l t a t i o n s of s t a r s b y S a t u r n ' s r i n g s . A J UdSSR 89 669—677 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. weist auf die Beobachtungen von Sternbedeckungen durch Saturn hin, aus denen wegen der photometrischen, spektroskopischen und geometrischen Veränderungen des Lichts die optischen Eigenschaften und die räumliche Dichteverteilung der Ringmaterie sowie mögliche Änderungen der Strukturparameter erschlossen werden können. Die Formeln zur Abschätzung der optischen Dicke werden auf vorliegende Beobachtungen angewandt. Ba. 8703. K. Bojda, N o w e p r a w a U k l a d u S l o n e c z n e g o . Urania Krakow 33 338—339. — Es werden drei Beziehungen abgeleitet, die die Entfernungen der Monde des Saturn und des Uranus von ihren Zentralplaneten darstellen sollen. E. R. * * J. H. Botham, J u p i t e r a n d S a t u r n in 1961. Vgl. Ref. 8604. 8704. W. D. Dawydow, S. 109—110 (russ.).

Reif

auf

den

Saturnringen.

Priroda 51 Nr. 4

8705. S. Debarbat, S a t u r n e e t s o n s y s t è m e . BSAF 76 123—129. 8706. P. D. Drake, M i c r o w a v e s p e c t r u m of S a t u r n . Nature 195 893— 894 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (B) Nr. 32/1. — In der Zeit von 1962 März 10 bis Mai 10 wurden an 35 Tagen Beobachtungen des Planeten bei einer Wellenlänge von 10 cm durchgeführt. Benutzt wurde das 85'-Teleskop von Green Bank, das mit einem beweglichen Radiometer ausgerüstet war. Die Ergebnisse dieser Beobachtungen werden mitgeteilt und mit den von Cook und Mitarbeitern (vgl. A J B 60 Ref. 8703) bei 3 cm Wellenlänge erhaltenen verglichen. Die möglichen Deutungen des Ergebnisses werden diskutiert. Henn 8707. J . W. Goodman, S a t u r n

in

1961. Strolling Astr. 16 69—78.

8708. J . W. Goodman, 1 . J . Robinson, W. H. Haas, A n o c c u l t a t i o n of B D —19°5925 b y S a t u r n a n d i t s r i n g s o n J u l y 2 3 , 1 9 6 2 : o b s e r v a t i o n s r e q u e s t e d . Strolling Astr. 16 131—134. 8709. J. W. Goodman, A p r e l i m i n a r y r e p o r t o n t h e o c c u l t a t i o n of B D —19°5925 b y S a t u r n o n J u l y 2 3 , 1962. Strolling Astr. 16 243—245. 8710. R. J. Northcott, O c c u l t a t i o n Canada 56 224—225.

of B D - 1 9 ° 5 9 2 5

* * H.I.Potter, B. N. Strugazkij, On M a j o r P l a n e t s . Vgl. Ref. 8617. * * G. Ruggieri, O s s e r v a z i o n i 1961. Vgl. Ref. 8622.

the

asymmetry

di G i o v e e S a t u r n o

by

S a t u r n . J RAS

of t h e nelle

figure

of

opposizioni

8711. J . Sitler, T h e o r i g i n a n d d e v e l o p m e n t of t h e D o l l f u s w h i t e s p o t o n S a t u r n . Strolling Astr. 16 251—253. * * H. Spinrad, G. Münch, L. M. Tralton, R e c e n t s p e c t r o s c o p i c g a t i o n s of J u p i t e r a n d S a t u r n . Vgl. Ref. 8627. 8712. A. Tronfi, L e o s s e r v a z i o n i 143.

visuali

investi-

d i S a t u r n o . Coelum 30 138—

458

X.

Interplanetare Objekte

62, 1962

8713. O c c u l t a t i o n of a s t a r b y S a t u r n . BAA Circ 442. — Vorhersage f ü r die Bedeckung 1962 Juli 23. 8714. A p r o p o s

d e S a t u r n e . B S A F 76 258.

8715. D o c u m e n t s p o u r l ' é t u d e p h y s i q u e J a p e t . D O B 12 Nr. 7 Pasc. 1, Nr. 8 Fase. 1.

des planètes

et

satellites.

§ 88 Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto * * K. Bojda, N o w e p r a w a

Ukladu

S l o n e c z n e g o . Vgl. Ref. 8703.

8801. D. Eksinger, P l u t o . Vasiona 10 13—15 (serb.). 8802. M. Grosser, T h e D i s c o v e r y of N e p t u n e . Cambridge, Mass., H a r v a r d University Press; London, Oxford University Press, 1962. 9 + 172 S. Preis $ 4.95 bzw. 40 s. — Besprechung in A J 67 795, B S A F 77 207, J RAS Canada 57 142—143 (H. S. H o g g ) , N a t u r e 197 734 (R. A. L y t t l e t o n ) , Sky Tel. 24 296, 25 224—225 (O. J . E g g e n ) . * * H. Hirose, P o s i t i o n s

of M i n o r

Planets

and

P l u t o . Vgl. Ref. 8537.

8803. T. Simon, T h e S e a r c h f o r P l a n e t X . New York, Basic Books, Inc., 1962. 118 S. Preis $3.75. — Besprechung in Sky Tel. 24 364, 25 103—104 (M. D. A s h b r o o k ) . 8804. M. Wähnl, Uranus, Neptun, Uraniasternw. Wien Nr. 5 S. 48—58.

Pluto

und

Transpluto.

8805. D. Wattenberg, D e r S t r e i t u m d e n N a m e n d e s P l a n e t e n Vorträge Schriften Archenhold-Sternw. Berlin-Treptow Nr. 10, 20 S.

Veröff. Neptun.

X. Interplanetare Objekte § 91 Kometen 9101. C. Arpigny, A. Woszczyk, M é c a n i s m e d ' é m i s s i o n d u r a d i c a l N H 2 d a n s l e s c o m è t e s . Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 31 390—395 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 434. — Spektren des hellen K o m e t e n Mrkos (1957 d), die mit hoher Dispersion (27 A/mm im Roten) a m 200zölligen Palomar-Spiegel erhalten wurden, zeigen Unregelmäßigkeiten in den I n t e n s i t ä t e n der Emissionen des dreiatomigen Radikals N H 2 . Wie bei den zweiatomigen Radikalen CN, CH, OH, N H , C 2 k o m m t auch hier in erster Linie die Fluoreszenz als Anregungsmechanismus in Betracht, wobei die Einflüsse der Fraunhoferschen Linien des Sonnen-

62, 1962

91. Kometen

459

spektrums zu berücksichtigen sind. Da die NH 2 -Banden nur in den zentralen Gebieten des Kometenkopfes auftreten, wurde ihre Untersuchung durch das beim Kometen 1957 d besonders helle Spektrum des reflektierten Sonnenlichts erschwert. Es wird empfohlen, ähnliche Beobachtungen bei Kometen mit einem schwachen Kontinuum (z. B. Komet Encke) anzustellen. Bey. 9102. G. Bernasconi, A. Bernasconi, L ' e f f e t t o d e l l a p r o s p e t t i v a n e l l ' a s p e t t o a p p a r e n t e d e l l e c o d e c o m e t a r i e . Coelum 30 3—10. 9103. M. Beyer, P h y s i s c h e B e o b a c h t u n g e n v o n K o m e t e n . X I I . AN 286 219—240 = Mitt. Sternw. Hamburg-Bergedorf 10 Nr. 117. — Mit der Zusammenfassung der in den Jahren 1958—61 am 26 cm-Refraktor der Hamburger Sternwarte erhaltenen Ergebnisse werden die seit 1933 laufenden Berichte über physische Beobachtungen von Kometen fortgesetzt. Von 9 Kometen konnten zum Teil längere Beobachtungsreihen zur Untersuchung der Helligkeitsentwicklung ihres Kopfes und Kerns, der Struktur und Ausdehnung ihrer Koma und gegebenenfalls ihres Schweifs gewonnen werden. Das hier seit mehr als 30 Jahren geübte Verfahren zur Schätzung der Gesamthelligkeit wurde beibehalten, um die Homogenität der bisher erhaltenen Ergebnisse nicht zu gefährden. Andererseits dürften die lichtelektrischen und photographischen Helligkeitsmessungen dieser ausgedehnten und ungleich verdichteten Objekte bislang kaum zuverlässigere Ergebnisse geliefert haben. I m Herbst 1959 gelang es, einen Helligkeitsausbruch des periodischen Kometen Schwassmann-Wachmann 1 in allen Phasen zu verfolgen und die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Materie zu bestimmen. Rätselhaft blieb das Verhalten einer Kondensation, die 1960 April 24 im Schweif des Kometen Burnham (1959 k) auftauchte und am Ort ihrer Entstehung eine stark beschleunigte, der Sonne abgewandte Bewegung annahm. Verf. 9104. J . C. Brandt, A n o t e o n t h e g a s t a i l s of c o m e t s . A J 67 180 = Berkeley Repr. Nr. 199. 9105. T. Carrington, F l u o r e s c e n c e i n c o m e t s a s a M a r k o v p r o c e s s . A p J 135 883—891. — Zur Erklärung der Emissionsspektren zweiatomiger Radikale in Kometenköpfen wird von Swings und Hunaerts folgender Fluoreszenzmechanismus vorgeschlagen: Das eingestrahlte Sonnenlicht regt Vibrations- und Rotationszustände des Moleküls, dessen Elektronenhülle im Grundzustand bleibt, an. Mit diesen Übergängen konkurrieren Rotations- und Rotationsschwingungsübergänge in die tieferen Zustände. Die Besetzung der einzelnen Niveaus wird also durch einen in der Zeit kontinuierlichen Markow-Prozeß bestimmt. Gegenstand der Arbeit ist der Vergleich zwischen strenger Rechnung und näherungsweiser Behandlung durch eine diskrete Markow-Kette. D. M. 9106. H. C. Corben, R e m a r k s o n a c o m e t p r o b e . Vgl. Ref. 1311 S. 380—382. 9107. 0 . W. Dobrowolskij, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e s i n t e r p l a n e t a r e n Med i u m s auf die B e w e g u n g der S y n c h r o n e n der K o m e t e n s c h w e i f e . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 31 S. 3—8 (russ.). — Der Einfluß eines widerstehenden interplanetaren Mediums auf die Bewegung leichter Schweifteilchen wird untersucht und die Gleichung der Synchronen angegeben. Die Deutung der Streifensysteme des Kometen Mrkos 1957 d gelingt bei Annahme sehr kleiner Teilchen ( < 10~5 cm) und hoher Dichte des interplanetaren Mediums (10 20 —10~ 21 g cm - 3 ). Da beide Annahmen wahrscheinlich nicht erfüllt sind, wird Notni die Deutung verworfen. 9108. 0 . W. Dobrowolskij, Ü b e r d i e S t r a h l e n s y s t e m e in d e n K o m e t e n s c h w e i f e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 31 S. 9—15 (russ.). — Nach der Hypothese von Stumpff über die Bildung der Strahlen in den Ionenschweifen der Kometen werden für die Kometen Morehouse und Alcock die Form der Strahlen berechnet, mit der Theorie verglichen und die Dichten in den Comae abge-

460

X. Interplanetare Objekte

62, 1962

schätzt. Die Dichten hegen um 2—3 Zehnerpotenzen über anderweitigen Bestimmungen; Stumpffs Hypothese wird deshalb verworfen. An Stelle der von Stumpff angenommenen gleichförmig beschleunigten Bewegung der Materie in den Schweifstrahlen wird eine — von Stumpff verworfene — gleichförmige Bewegung mit hoher Anfangsgeschwindigkeit vorgeschlagen, deren Betrag mit dem Anfangsabstand des Teilchens vom Kopf wächst. Die Beschleunigung wird durch die Mechanismen von Kahn und Alfven bewirkt. Notni 9109. B. Donn, T h e c h a r a c t e r i s t i c s of d i s t a n t c o m e t s . Ann d'Astrophys 25 319—323. — Eine Analyse von spektroskopischen Beobachtungen und Farben von Kometen mit heliozentrischen Distanzen von mehr als 3.5 AE zeigt, daß die Meßdaten nur erklärt werden können, wenn man annimmt, daß das Sonnenlicht an festen Körnern gestreut wird. Die von Osterbrock gefundenen Orientierungen und Krümmungen zweier Schweife sind mit der Bessel-Bredichinschen Schweiftheorie verträglich. Das Verfahren von Brandt, diese Schweife zum Studium des interplanetaren Mediums heranzuziehen, ist deshalb nicht berechtigt. Stu. 9110. E. Fajsijew, A m e t h o d t o c o m p u t e s y n c h r o n e s a n d s y n d i n a m e s of c o m e t t a i l s of t h e I I a n d I I I t y p e s . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 34 S. 29—58 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. behandelt eine genäherte und die exakte Methode zur Berechnung der Bewegung der Schweifpartikel in kometozentrischen Koordinaten. Die Berechnung kann, ausgehend von den exakten Formeln, so vereinfacht werden, daß unter Verwendung geeigneter Hilfstafeln die Rechenarbeit auf ein Achtel verkürzt wird. Die Tafeln sind im Anhang gegeben; ein Beispiel wird vorgeführt. Ho. 9111. W. G. Fessenkow, On t h e n a t u r e a n d o r i g i n of c o m e t s . AJ UdSSR 39 583—590 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird wahrscheinlich gemacht, daß die kurzperiodischen Kometen aus solchen mit sehr langen Perioden durch wiederholte Störungen der großen Planeten entstehen können. Eine Möglichkeit zur Bestimmung der Masse der locker aufgebauten Kerne ergibt sich aus dem Helligkeitsverlauf des Kometenkopfes. Ho. 9112. J. Grygar, J. KvizovÄ, P h o t o g r a p h i e 43 28—32 (tschech.).

O b s e r v a t i o n of c o m e t s .

RH

9113. J. M. Hammersley, On t h e S t a t i s t i c a l l o s s of l o n g - p e r i o d c o m e t s f r o m t h e s o l a r s y s t e m . I I . Proc. Fourth Berkeley Sympos. Math. Statistics Probability 3 17—78, 1961. — Ref. in Math. Rev. 25 201. 9114. M. Hanvit, F. Hoyle, P l a s m a d y n a m i c s in c o m e t s . I I . I n f l u e n c e of m a g n e t i c f i e l d s . ApJ 135 875—882. — Zur Prüfung der Biermannschen Hypothese über die Beschleunigung ionisierter Kometenschweifmaterie durch solare Korpuskelströme wird untersucht, ob die beobachteten Beschleunigungen durch transversale Magnetfelder verursacht werden können, die im solaren Partikelstrom mitgeführt werden. Nach Ansicht der Verf. scheint das durchaus möglich zu sein, ebenso auch die Erklärung der beobachteten Ejektionsgeschwindigkeiten der Kometenmaterie aus dem Kopf von etwa 10 km/sec und der Filamentstrukturen in Schweifen. Für die Hypothese des mitgeführten transversalen Feldes werden Beobachtungsteste vorgeschlagen. Stu. 9115. M. J. Hendrie, An a n a l y s i s of c o m e t d i s c o v e r i e s . JBAA 72 384— 396. — Die Entdeckung eines neuen, d. h. nicht vorhergesagten Kometen hängt unter anderem ab von der Lage seines Entdeckungsortes relativ zur Position der Sonne, von der scheinbaren Helligkeit, von der Jahreszeit und vom Alter des Mondes, wenn man von der Beschaffenheit des Instrumentes und vom Einsatz des Beobachters absieht. Verf. untersucht an 61 Kometen-Neuentdeckungen zwischen 1948 und 1961 die Häufigkeitsverteilung der Entdeckungen bezüglich

62, 1962

91. Kometen

461

dieser P a r a m e t e r . So wurden z. B. 46 von 61 K o m e t e n , also 76 % , bei einem Mondalter von 1—7 bzw. 22—29 Tagen entdeckt. Gü-Li 9116. F. Hoyle, M. Harwit, P l a s m a d y n a m i c s i n c o m e t s . I . P l a s m a i n s t a b i l i t y . A p J 135 867—874. — Zur P r ü f u n g von Biermanns Hypothese über die Beschleunigung der ionisierten Kometenschweifmaterie durch solare Korpuskelströme untersuchen Verf. den feldfreien Fall. Sie entwickeln ein allgemeines Kriterium f ü r das E i n t r e t e n von Instabilitäten in Plasmen beliebiger Ionenzusammensetzung u n d beliebiger Geschwindigkeitsverteilung. Mit diesem Kriterium wird die Stabilität einer Anzahl von verschiedenen K o m b i n a t i o n e n von kometarischen Gasdichten u n d solaren Partikel -Dichten u n d -Temperaturen untersucht. Die Elektron-Ion-Instabilität k a n n f ü r kurze Zeit anwachsen, wenn die solaren Elektronen genügend «kalt» sind. Sobald die Elektronen jedoch ihre translatorischen Geschwindigkeiten verlieren, wird ihre T e m p e r a t u r hoch genug, u m die Plasmastabilität wieder herzustellen, sogar f ü r die folgenden Generationen einströmender Elektronen. Der gesamte I m p u l s t r a n s p o r t ist vernachlässigbar klein gegenüber dem beobachteten I m p u l s der kometarischen Ionen. Die Plasma instabilität scheint also keinen wesentlichen Beitrag zur Schweifbeschleunigung zu liefern. Stu. 9117. S. M. Joffe, D i e B e s c h l e u n i g u n g e n i n d e n i o n i s i e r t e n K o m e t e n s c h w e i f e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 31 S. 16—22 (russ.). — Verf. m a c h t einen Versuch zur E r k l ä r u n g der hohen, in Kometenschweifen vom T y p I a u f t r e t e n d e n Beschleunigungen u n t e r Heranziehung der solaren Protonenströme. Ho. 9118. D. G. Kendall, J. L. Mott, T h e a s y m p t o t i c d i s t r i b u t i o n of t h e t i m e t o - e s c a p e f o r c o r n e t s s t r o n g l y b o u n d t o t h e s o l a r s y s t e m . Pacific J . Math. 11 1393—1399, 1961. — Ref. in Math. R e v . 25 201. 9119. D. G. Kendall, T h e d i s t r i b u t i o n of e n e r g y p e r t u r b a t i o n s f o r H a l l e y ' s a n d s o m e o t h e r c o m e t s . Proc. F o u r t h Berkeley Sympos. Math. Statistics Probalibity 3 87—98, 1961 = Univ. Obs. Oxford Repr. Nr. 4/1. — Verf. leitet aus den Resultaten von Cowell u n d Crommelin f ü r den Halleyschen K o m e t e n u n d denen von F a y e t , Strömgren, Galibina f ü r 3 Gruppen parabelnaher langperiodischer K o m e t e n W e r t e f ü r die Größen zl_(n) = n 0 — n_,zl + (n) = n + — n 0 , A(n) = zl_(n) + z) + (n) = n + — n_ («Gesamtstörung») a b u n d untersucht deren Verteilung nach der Energie z = 1/a. Hierbei bedeuten n 0 die i n s t a n t a n é mittlere Bewegung im Perihel, a die instantané große Halbachse, n_ u n d n + die i n s t a n t a n e n mittleren Bewegungen im vorausgehenden u n d folgenden Aphel. F ü r die Streuung der «Gesamtstörung» ergibt sich aus allen Reihen der W e r t 0.00075/(A.E.) in Übereinstimmung m i t dem theoretischen W e r t von v a n Woerkom. Böh. 9120. D. G. Kendall, S o m e p r o b l e m s i n t h e t h e o r y of c o m e t s , I. P r o c . F o u r t h Berkeley Sympos. Math. Statistics Probability 3 99—120, 1961 = Univ. Obs. Oxford Repr. Nr. 4 / I I . — Verf. b e t r a c h t e t die B a h n eines K o m e t e n bei jedem E i n t r i t t in u n d Durchgang d u r c h die Planetenzone als einen Zufallsweg längs der Skala der Energiezustände z (Bezeichnung wie im vorstehenden Referat) u n d berechnet f ü r zwei verschiedene A n n a h m e n über die Größe der Eingangsenergie (entsprechend den Vorstellungen von Oort bzw. Lyttleton) u n d f ü r eine spezielle Verteilung der «Gesamtstörung» ein theoretisches z-Spektrum. Aus dem Vergleich m i t dem empirischen z-Spektrum, welches er aus den von Strömgren streng berechneten Eingangsbahnen von 23 langperiodischen Kometen ableitet, werden Folgerungen über H e r k u n f t u n d Entwicklung dieser Objekte gezogen. Böh. 9121. D. G. Kendall, S o m e p r o b l e m s i n t h e t h e o r y of c o m e t s , I I . Proc. F o u r t h Berkeley Sympos. Math. Statistics P r o b a b i l i t y 3 121—147, 1961 = Univ. Obs. Oxford Repr. Nr. 4 / I I I . — E s werden mehrere Sätze über die in der vorangehenden Arbeit aufgestellten F u n k t i o n e n sowie eine Erweiterung dieser

X. Interplanetare Objekte

462

62, 1962

Untersuchung auf andere Verteilungen der Störungen mit daraus resultierenden Böh. theoretischen z-Spektren gegeben. 9122. F. K^pinski, Ze s t a t y s t y k i k o m e t . Post^py Astr. 10 363—364. — Es wird eine Statistik von 840 Kometenerscheinungen vom Jahre 240 v. C. bis zum J a h r e 1960 mit besonderer Berücksichtigung der periodischen Kometen E. R . vorgelegt. 9123. B. J . Le win, On t h e s t r u c t u r e Nr. 229 S. 8—10 (russ.).

of t h e i c y c o m e t a r y

n u c l e i . AC

9124. B. J . Lewin, On t h e c o n s t i t u t i o n of i c y c o m e t a r y n u c l e i . A J UdSSR 39 763—765 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. modifiziert das Whipplesche Modell der Kometenkerne dahin, daß die nichtflüchtige Substanz ebenfalls atomarer bzw. molekularer Natur sei und erst beim Verdampfen der flüchtigen Stoife zu porösen, mikrometeoritischen Partikeln zusammenwächst. Ho. 9125. Rh. Liist, K o m e t e n s c h w e i f e 1962 S. 121—124.

und

interplanetare

Materie.

SuW

9126. R. A. Lyttleton, On t h e s t a t i s t i c a l l o s s of l o n g - p e r i o d c o m e t s f r o m t h e s o l a r s y s t e m . I. Proc. Fourth Berkeley Sympos. Math. Statistics Probability 8 229—244, 1961. — Ref. in Math. Rev. 25 200—201. 9127. M. S. Markowitsch, D i e T e m p e r a t u r d e r K o m e t e n k e r n e . Vgl. A J B 60 Ref. 9114. — Ergänzung in Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 31 S. 52 (russ.). 9128. M. S. Markowitsch, D i e T e m p e r a t u r d e r K e r n e v o n K o m e t e n m i t g r o ß e n A p h e l d i s t a n z e n . Bull. Kommission Kometen Meteore UdSSR Nr. 6 S. 25—31 (russ.). — Die Aktivität der Kometen wird von Ausbrüchen korpuskularer Strahlen auf der Sonne angeregt. Bei geeigneter Stellung der Kometen wird durch den solaren Ionenstrom das Magnetfeld der Erde gestört. Verf. diskutiert an Hand einiger Beispiele die so bedingte Korrelation zwischen geomagnetischen Stürmen und der Kometenaktivität. Ho. 9129. L. S. Marotschnik, On t h e p l a s m a n a t u r e of t h e c o m e t a r y h e a d . A J UdSSR 39 678—688 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden Effekte behandelt, die mit der Plasmanatur der Kometenkoma zusammenhängen. Als Ionendichte in unmittelbarer Nähe des Kernes ergibt sich etwa 10 8 /cm 3 . Als Ursache der Ionisation kommen Stoßwellen der ausströmenden Kometengase nicht in Frage. Ho. 9130. L. S. Marotschnik, S h o c k w a v e s i n c o m e t s . A J UdSSR 39 1067— 1073 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. versucht, die beobachteten Erscheinungen in Kometenköpfen mit Stoßwellen beim Zusammentreffen des Kometen mit Korpuskularstrahlen von der Sonne zu erklären. Oster 9131. L. S. Marotschnik, Ü b e r d i e K o r r e l a t i o n g e o m a g n e t i s c h e r S t ö r u n g e n m i t k o m e t a r i s c h e r A k t i v i t ä t . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 32 S. 38—41 (russ.). — Die Aktivität der Kometen wird von Ausbrüchen korpuskularer Strahlen auf der Sonne angeregt. Bei geeigneter Stellung des Kometen wird durch den solaren Ionenstrom das Magnetfeld der Erde gestört. Verf. diskutiert an H a n d einiger Beispiele die bedingte Korrelation zwischen geomagnetischen Stürmen und der Kometenaktivität. Ho. 9132. M. T. Martel,

Le

spectre

des

comètes.

BSAF 76 167—172.

* * R. W. Nicholls, F r a n c k - C o n d o n f a c t o r s a n d r - c e n t r o i d s t o h i g h v i b r a t i o n a l q u a n t u m n u m b e r s f o r t h r e e b a n d s y s t e m s of CO + a n d a b s o l u t e b a n d s t r e n g t h s f o r t h e c o m e t - t a i l s y s t e m . Vgl. Ref. 1641.

62, 1962 9133. L. C. Peltier,

91. Kometen Cornet

hunting

for

463

amateurs.

Sky Tel. 28 10—13.

9134. L. Remy-Battiau, C o m p o r t e m e n t d e s r a i e s i n t e r d i t e s d e l ' o x y gène d a n s les comètes. II. — R e l a t i o n s avec l ' a c t i v i t é solaire et m é c a n i s m e s d ' e x c i t a t i o n . Ann d'Astrophys 25 171—183 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 122. — Eine Korrelation der Intensitätsveränderungen der beobachteten verbotenen O I-Emissionen mit den b e k a n n t e n solaren P h ä n o m e n e n (helle Fackeln, Sonnenfleckenrelativzahlen etc.) oder den d a m i t zusammenhängenden irdischen Erscheinungen (Schwankungen der erdmagnetischen Kennziffern, Nordlichter etc.) ist nicht vorhanden. Das A u f t r e t e n u n d Verhalten der Emissionen läßt sich weder durch einen Fluoreszenzmechanismus noch durch Elektronen- oder Protonenstöße erklären. Wahrscheinlich spielen Rekombinationsprozesse eine entscheidende Rolle. Bey. 9135. N. Richter, 38 16—18.

Diskussionen

über

Physik

der

Kometen.

Sterne

9136. D. H. Robey, A n e w m o d e l f o r c o r n e t s — t h e c o l d , p a r t i a l l y C o n d e n s e d , m a g n e t i z e d p l a s m a . J . Astronaut. Sei. 9 41—48. — Zahlreiche beobachtete Erscheinungen im Verhalten der Comae von K o m e t e n (Kernverdopplung, K o n t r a k t i o n der Coma bei Annäherung an die Sonne, plötzlicher Helligkeitsanstieg) lassen sich m i t den bisherigen Kometenmodellen nicht befriedigend erklären. Verf. entwickelt eine neue Theorie, in welcher die Coma als Plasma in einem magnetischen Feld u m den K e r n des K o m e t e n angesehen wird. E s wird eine Kontraktionsgleichung aufgestellt u n d m i t gutem Erfolg a m Beispiel des Kometen Encke geprüft. Gü-Li 9137. £ . Roemer, A c t i v i t y i n c o r n e t s a t l a r g e h e l i o c e n t r i c d i s t a n c e . Publ A S P 74 351—365 = U. S. Naval Obs. Repr. Nr. 29. — Donohoe-Vortrag anläßlich der Tagung der A S P a m 21. J u n i 1962. 9138. C. Schuurmans,

Een

nieuw

komeetmodel.

H e D 60 199—201.

9139. Z. Sekanina, O n t h e O r l o v f o r m u l a . BAC 13 34. — Die Herleitung der empirisch schon bestätigten Formel zeigt, daß vernachlässigte Terme keinen bedeutenden Fehler ausmachen. hz 9140. Z. Sekanina, C o l l i s i o n s of c o m e t s w i t h d u s t p a r t i c l e s i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . BAC 13 155—163. — U n t e r Anwendung der Aufschlagtheorie von Stanjukowitsch werden die Einwirkungen des Zusammenstoßes zwischen mikrometeoritischen Körpern u n d Kometenkernen diskutiert. Es wird wahrscheinlich gemacht, d a ß die Kollision eines K o m e t e n k e r n s mit einer relativ dichten Wolke zu Helligkeitsausbrüchen f ü h r e n kann. Ho. 9141. G. Sitarski, O w i e l k i c h z b l i z e n i a c h k o m e t d o J o w i s z a . Urania K r a k o w 33 264—272, 290—298, 326—334. — E s wird allgemeinverständlich über die Geschichte der Untersuchungen von mehreren Kometen, die sich dem J u p i t e r bedeutend angenähert haben, berichtet. E r w ä h n t werden die K o m e t e n Lexell, Brooks, Oterma u n d einige verlorene Objekte. E. R. 9142. K. A. Steins, S. J . Sture, T h e d i f f u s i o n of c o m e t s . A J U d S S R 39 506—515 (russ. mit engl. Ref.). — Diese Rechnungen zur Diffusion von K o m e t e n aus der äußeren Kometenwolke, die v a n Woerkom u n d Oort in Untersuchungen über den Ursprung der K o m e t e n annehmen, sollen zur Frage der «neuen» K o m e t e n beitragen. Zuerst wird gezeigt, daß Lösungen der Diffusionsgleichung f ü r den stationären Zustand bei bestimmten Anfangs- u n d Randbedingungen auch genäherte Lösungen der allgemeinen Diffusionsgleichung sind. D a n n wird untersucht, in welchem Fall die geringste Zahl von «neuen» Kometen angenommen werden m u ß . Die Breite der Zone, in der Störungen durch Fixsterne überwiegen,

464

X . Interplanetare Objekte

62, 1962

wird so klein gefunden, daß die mangelhafte Übereinstimmung der Diffusionstheorie mit den Beobachtungen nicht auf diesen Störungen beruht. Sie kann zum Teil in ungenauen Kenntnissen über nahezu parabolische Bahnen ihre Ursache haben. Der Diffusionsprozeß nähert sich in einigen Millionen Jahren der Stationarität. 0 . G. 9143. K. A. Steins, T h e d i s t r i b u t i o n of c o m e t s of t h e J u p i t e r g r o u p , I I I . A J UdSSR 39 915—920 (russ. mit engl. Ref.). — Diese statistische Untersuchung betrifft die Verteilung der Kometen der Jupiterfamilie. Die Verteilung der Perihele wird mit der entsprechenden Längenverteilung der Perihele der Asteroiden verglichen. Dabei werden die Entdeckungswahrscheinlichkeiten der Kometen und Kleinen Planeten als gleichartig vorausgesetzt. Ho. 9144. P. Swings, C o m p o r t e m e n t des r a i e s i n t e r d i t e s de l ' o x y g è n e dans les c o m è t e s . I. — O b s e r v a t i o n s . Ann d'Astrophys 25 165—170 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 121. — Das in den Spektren vieler Kometen beobachtete Auftreten der verbotenen Emissionen des O I (5577 und 6300—6364 Â) wird an mehreren Beispielen näher untersucht; es wird gezeigt, daß das Intensitätsverhältnis der roten Doppelemission zur grünen (Nordlicht-) Linie bei den verschiedenen Objekten und im zeitlichen Ablauf der Erscheinung stark wechselt. Bey. 9145. P. Swings, P o s s i b l e c o n t r i b u t i o n s of s p a c e c o m e t a r y p h y s i c s . SAO Special Rep. Nr. 111, 20 S. 9146. P. Swings, O b j e c t i v e s Ref. 1311 S. 370—379.

experiments

of space i n v e s t i g a t i o n s

9147. I. L. Thomsen, V i s u a l cornet 151—155 = Carter Obs. Repr. Nr. 29. 9148. K. Tomita, Ü b e r K o m e t e n .

observations.

of c o m e t s .

Southern

Stars

to Vgl. 19

Astr. Herald 55 43—44 (japan.).

9149. F.L.Whipple, On t h e d i s t r i b u t i o n of s e m i m a j o r a x e s among c o m e t o r b i t s . AJ 67 1—9 = Harv Repr (2) Nr. 183. — Die stochastische Theorie der Periodenänderungen von Oort (vgl. A J B 50 Ref. 8018) wird hinsichtlich des Verteilungsgesetzes der Lebensdauer verallgemeinert. Für die langperiodischen Kometen ergibt sich die abgeleitete Verteilung der großen Halbachsen in guter Übereinstimmung mit den Beobachtungen. T. L. 9150. A. Woszczyk, 0 k o m e t a c h . Urania Krakôw 33 130—135, mit einer Bemerkung von F. K ç p i r i s k i S. 216. — Verf. berichtet allgemeinverständlich über den physikalischen Aufbau der Kometen. E. R. 9151. A. Woszczyk, C. Arpigny, M é c a n i s m e d ' é m i s s i o n des b a n d e s de Swan dans les comètes. Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 31 382—389 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 433. — Spektrogramme hoher Dispersion, die vom Kopf des hellen Kometen Mrkos (1957 d) am 200zölligen Palomar-Spiegel erhalten wurden, ermöglichen erstmalig eine Untersuchung der Struktur der Swan-Banden. Die Abweichungen von der im Laboratorium vorgefundenen Struktur werden auf den Einfluß der Fraunhoferschen Linien des Sonnenspektrums auf den Fluoreszenzmechanismus zurückgeführt. Bey. * * A. Woszczyk, L e s p e c t r e du r a d i c a l s p e c t r e s c o m é t a i r e s . Vgl. Ref. 1657.

NH2;

son a p p l i c a t i o n

aux

9152. S. K. Wsechswjatskij, U b e r die p h y s i k a l i s c h e N a t u r , die E n t wicklung und die H e r k u n f t der K o m e t e n . Abh. Univ. Kiew 18 Nr. 3 S. 233—244, 1959 (ukrain. mit russ. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1962 12A536: Es wird ein kurzer Überblick der physikalischen Eigenschaften der Kometen

62, 1962

91. Kometen

465

und der Untersuchungsergebnisse ihrer Spektren angeführt. Es wird bestätigt, daß man aus den Daten über die Verteilung, den Bewegungscharakter und die physikalische Natur der Kometen den Schluß ziehen kann, daß sie sich durch Auswürfe aus der Oberfläche einiger Planeten und ihrer Satelliten gebildet haben. Die Thesen der Auswurftheorie und die Olbers-Fessenkow-Oortsche Hypothese besagen im wesentlichen dasselbe und ergänzen einander. Ra. 9153. S. K. Wsechswjatskij, T h e p o s s i b i l i t y of t h e p r e s e n c e of a r i n g of c o m e t s a n d m e t e o r i t e s a r o u n d J u p i t e r . A J UdSSR 39 290—302 (russ. mit engl. Ref.). — Nach einer Wiederholung der Argumente, die in früheren Arbeiten des Verf. zur Begründung seiner Hypothese vom Ursprung der Kometen aus vulkanischen Eruptionen auf den Planeten von Jupiter bis Neptun vorgebracht wurden, wird versucht, durch Zusammenstellung von Meßergebnissen eine rasche Entwicklung der Saturnringe in den 300 Jahren teleskopischer Beobachtungen nachzuweisen. Aus der Literatur werden gelegentliche Beobachtungen eines schmalen dunklen Streifens im Äquatorband des Jupiter zitiert. Verf. zeigt aus den Beleuchtungsverhältnissen zu den Zeiten der Beobachtungen, daß dieser Streifen als Schatten eines Rings um Jupiter gedeutet werden kann, der schmaler und weniger dicht ist als das Ringsystem um Saturn. O. G. 9154. S. K. Wsechswjatskij, A b s o l u t e m a g n i t u d e s of 1 9 5 4 — 1 9 6 0 com e t s . A J UdSSR 39 1094—1097 (russ. mit engl. Ref.). — Von 62 zwischen 1954 und 1960 beobachteten Kometen werden Bahnelemente und physikalische Zustandsgrößen mitgeteilt. Der Untersuchung sind alle verfügbaren photometrischen Daten und Helligkeitsschätzungen zu Grunde gelegt. Wegen der Veränderlichkeit der reflektierenden Fläche und Intensität des Eigenleuchtens schlägt Verf. vor, die reduzierte Helligkeit H 0 = m — y log r — 5 log A dann als absolute Helligkeit H 1 0 zu bezeichnen, wenn y = 10 gesetzt ist. Dieser Definition entspricht eine Abhängigkeit der Kometenhelligkeit gemäß r - 4 . Ho. 9155. S. K. Wsechswjatskij, C o m e t s , s m a l l b o d i e s , a n d p r o b l e m s of t h e s o l a r s y s t e m . Publ ASP 74 106—115. — Zur Klärung des Ursprungs der interplanetaren Materie einschließlich der Kometen und Meteore werden alte und neue Beobachtungsdaten zusammengestellt und kritisch betrachtet. Zu diesen Daten gehören unter anderem die Perioden von 564 Kometen sowie deren Verteilung und ihre mittleren absoluten Helligkeiten sowie die zeitliche Abnahme derselben als Kriterium für ihr Alter. Verf. kommt zu dem Schluß, daß die Kometen und die meteorischen Partikel durch vulkanische Vorgänge an den Oberflächen der großen Planeten entstanden und nicht von außen in das Planetensystem gelangt sind. Die insgesamt ausgeworfene Masse wird auf 1028 bis 1030 g, also etwa gleich der Masse der Erde, geschätzt. Gü-Li 9156. K. Wurm, D i e I o n i s i e r u n g i n d e n K o m e t e n . = Mitt. Sternw. Hamburg-Bergedorf 24 Nr. 279.

Icarus 1 144—150

9157. ö f f e n t l i c h e A u s z e i c h n u n g f ü r d i e E n t d e c k u n g v o n Astr. Herald 55 158—159 (japan.). 9158. K o m e t e n (russ.). — Ref.

und

Entstehung

A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1962

des

Lebens.

Kometen.

Priroda 51 Nr. 5 S. 64

30

X. Interplanetare Objekte

466

62, 1962

§ 92 Einzelne Kometen 9201. G. van Biesbroeck, C o m e t o b s e r v a t i o n s . AJ 67 4 2 2 ^ 1 2 8 . — Betrifft die Kometen 1959 h, i, j, k ; 1960 o, d, e, f, h, i, j, k, n ; 1961 a, d, e, f; 1957 IV. 9202. E. Leutenegger, D i e K o m e t e n d e s J a h r e s 1961. Orion Schaffhausen 7 123—125. 9203. K. Mayrhofer, D i e p e r i o d i s c h e n K o m e t e n d e s J a h r e s 1962. Sternenbote 5 14—19. — Betrifft die Kometen Schwassmann-Wachmann 2 (19551), Grigg-Skjellerup (19571), Faye (1955 II), Perrine-Mrkos (1955 VII), Harrington-Abell (1954 X I I I ) , Tempel 2 (1957 II), Tuttle-Giacobini-Kresäk (1951IV), Neujmin 3 (1951 V), Whipple (1955 VIII), Ashbrook-Jackson (1956 II), Oterma (1958 IV). 9204. D. D. Meisel, A. L. P. O. C o m e t s S e c t i o n : f i n a l r e p o r t f o r 1961. P a r t I. G e n e r a l d e s c r i p t i o n . Strolling Astr. 16 165—167, 170—171. — Betrifft 1960 n, 1960 i, 1961 d, 1961 f, 1961 e. 9205. J . G . P o r t e r , schrittsbericht.

Comets

9206. E. Boemer, C o m e t 333—335, 537—539. 9207. N e u e

Kometen.

(1961).

notes.

Quarterly J . RAS 3 167—178. — Fort-

Publ ASP 74 82—86, 165—169, 254—256,

Astr. Herald 55 159—160 (japan.).

9208. C o m e t s . BAA Circ 443. — Betrifft 1961 e, 1962 d, 1962 e, 1962 f, 1925 II. 9209. C o m e t n o t e s . J . Astr. Soc. Victoria 15 27—28, 88. 9210. K o m e t e r n e . NAT 1962 S. 26—28. 9211. C o m e t

notes.

Obs 82 128—130.

9212. K o m e t e r . PAT 48 72, 151. 9213. R o m a n n u m e r a l UAI Circ 1808.

designations

of

comets

in

1959

and

1960.

9214. P e r i o d y c z n e k o m e t y w 1962 r. Urania Krakow 33 209. — Ref. — Ein Verzeichnis von 7 periodischen Kometen, deren Wiederkehr im Jahre 1962 zu erwarten ist, wird vorgelegt. E. R. 9215. K o m e t y 1 9 6 1 r o k u . Urania Krakow 33 336—337. — Ref. — Das Verzeichnis enthält die 8 im J a h r e 1961 sichtbar gewesenen Kometen. E. R. * * Komet 1819 III ( = 1951 VI) P/Pons-Winnecke * * Komet 1851 II ( = 1950 II) P/d'Arrest * * Komet 1858 II ( = 1 9 5 1 VI) P/Pons-Winnecke * * Komet 1906 IV ( = 19581) P/Kopff * * Komet 1907 III ( = 1 9 5 1 I V ) P/Tuttle-Giaeobini-Kresdk * * Komet 1909 IV ( = 1950 V) P/Daniel

62, 1962

92. Einzelne Kometen

467

9216. Komet 1910 II ( = 1835 III) P/Halley AA 12 227—231. Preliminary determination of the time of the next perihelion passage of Halley's comet in 1986. M. K a m i e n s k i . — Durch Anwendung einer auf die Kommensurabilität der Umlaufszeiten des Kometen und der Planeten Jupiter und Saturn gestützten «zyklischen Methode» berechnet Verf. den Moment des Periheldurchgangs des Kometen Halley auf den 24. November 1986 mit einer Unsicherheit von ungefähr 0.1 J a h r . E. R. A J 67 286. Preliminary report on a new computation of the orbit of Halley's comet. P. E. Z a d u n a i s k y . — Ref. AAS. DAN 142 304—307 (russ.). Determination of the physical characteristics of cyan halos about Halley comet of 1910 I I . D. O. M o c h n a t s c h . — Mit Hilfe eines vom Verf. aufgestellten Halomodells (vgl. A J B 61 Ref. 9120) wurde auf Grund der Beobachtungen 1910 Mai 31 und Juni 2 und unter Hinzuziehung von Beobachtungen des Kometen 1942 g die von der Sonne in 1.05 AE auf die CNMoleküle ausgeübte Repulsivkraft zu 0.04 cm sec - 2 bestimmt. Als Ausgangsgeschwindigkeit der den Kopf bildenden CN-Moleküle wird 15.5 x 104 cm sec - 1 errechnet. Die Gesamtmasse des Halos lag 2—3 Größenordnungen unter der de3 gesamten CN-Kopfes und wird zu 108 g (nach 12 sec) und 109 g (nach 2100 sec) abgeschätzt. Petri 9217. Komet 1921 II ( = 1921 a) Reid J O 45 250. Passage de la comete 1921 I I Reid devant une étoile. A. D a n j o n . — Betrifft B D 50° 3227. * * Komet 1925 II ( = 1957 IV) P/Schwassmann-Wachmann 1 9218. Komet 1989 VIII ( = 1940 a) P/Kulin UAI Circ 1802, 1803. Periodic comet Kulin (1939 VIII). * * Komet 1942 VI ( = 1959 II) P/Wolf 1 * * Komet 1942 VII ( = 1958IV) P/Oterma 9219. Komet 19431 ( = 1942 g) Whipple-Fedtke-Tevsadse Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Período 1943—1960.

Observaciones

de

cometas.

9220. Komet 19461 ( = 1946 a) Timmers Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123.

Vgl. Komet 1943 I.

9221. Komet 19471 ( = 1946 k) Bester Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. 9222. Komet 19481 ( = 1947 k) Bester Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. BSAF 76 26—27. Notes cométaires. J . M e e u s . Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. 9 S. 44—58, 1961 (russ.). Helligkeitsverteilung, Raumhelligkeit und Materiedichte in den Köpfen der Kometen 1948 I Bester und 1948 IV Honda-Bernasconi. W. P. K o n o p l e w a . 9223. Komet 1948 II ( = 1948 a) Mrkos Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. 30*

468

X. Interplanetare Objekte

62, 1962

9224. Komet 1948 IV ( = 1948 g) Honda-Bernasconi Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. 9 S. 44—58, 1961 (russ.). Vgl. Komet 1948 I. 9225. Komet 1948 V ( = 1948 d) PajduSäkovä-Mrkos Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 8 111—123. Vgl. Komet 1943 I. 9226. Komet 1948 VIII ( = 1942 III) P/Forbes Republic Obs. Johannesburg Circ. 7 4. Vgl. 1957 VIII. 9227. Komet 1948X1 ( = 19481) Eclipse Comet Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 1943 I. * * Komet 1948 i ( = 195611) P/Ashbrook-Jackson 9228. Komet 1949 VI ( = 1949e) P/Shajn-Schaldach BAAH 1963 S. 60. 9229. Komet 1950 II ( = 1943 III) P/d'Arrest BAAH 1963 S. 54—55. 9230. Komet 1950 V ( = 1943 IV) P/Daniel BAAH 1963 S. 56. 9231. Komet 1951 1 ( = 1950 b) Minkowski Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. TAB (2) Nr. 149 S. 1959—1965. Photographie observations of comets. H. H i r o s e , K. T o m i t a , H. K ö s a i . 9232. Komet 1951IV ( = 1907 m ) P/Tuttle-tiiacobini-Kresäk AC Nr. 227 S. 1, Nr. 228 S. 1—2 (russ.); BAA Circ 437, 438; BAAH 1962 S. 60, 1961; BSAF 76 76; Harv Card 1557, 1560; Meteoor 18 16—17; Sky Tel. 23 131; UAI Circ 1788, 1789, 1790, 1791, 1793, 1797, 1801, 1805; VdS Nachr. 11 25—28. 9233. Komet 1951V ( = 1929 III) P/Neujmin 3 BAAH 1962 S. 61, 1961; UAI Circ 1799. 9234. Komet 1951 VI ( = 1945 IV) P/Pons-Winnecke BAAH 1963 S. 57. * * Komet 1951b ( = 1957 VII) P/Arend-Rigaux * * Komet 1951 1 ( = 1960111) P/Schaumasse 9235. Komet 19521 ( = 1951 i) Wilson-Harrington Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. * * Komet 1953 g ( = 1954 X) Abell

62, 1962

92. Einzelne Kometen

469

9236. Komet 1954 X ( = 1953 g) Abell Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 1943 I. 9237. Komet 1954 XIII ( = 1955 a) P/Uarrington-Abell BAA Circ 437; BAAH 1962 S. 58, 1961; Harv Card 1556, 1557, 1560; Sky Tel. 23 131; UAI Circ 1787, 1789, 1794; VdS Nachr. 11 31. * * Komet 1954 g ( = 19551) P/Schwassmann-Wachmann 2 * * Komet 1954 h ( = 1955 VI) Baade * * Komet 1954 k ( = 19561) Haro-Chavira 9238. Komet 1955 I ( = 1948 VII) P/Schwassmann-Wachmann 2 BAAH 1962 S. 55, 1961, 1963 S. 49; TAB (2) Nr. 149; UAI Circ 1794, 1810. 9239. Komet 1955 II ( = 1947 IX) P/Faye BAAH 1962 S. 57, 1961, 1963 S. 50; UAI Circ 1805, 1810. 9240. Komet 1955 III ( = 1955 e) Mrkos Publ ASP 74 60—65. The type I tail of comet 1955 e. F. D. Miller. — Der Komet wurde im Juni 1955 beobachtet. Zu dieser Zeit erreichte er eine heliographische Breite von +80°. Auf drei Objektivprismenspektrogrammen des Typ I-Schweifes erschienen zwei bislang unbeobachtete Strukturen, nämlich die (0,2)-Bande des CO+ bei 6189 und 6239 A, und eine unidentifizierte Emission bei 6600 A. Auf direkten Rotaufnahmen ist das Bild des Typ I-Schweifes sehr ausgeprägt, im Gegensatz zu dem fast völligen Fehlen des Typ I-Schweifes auf ähnlichen Platten im Falle des Kometen 1957 d. Die Existenz eines gut entwickelten Typ I-Schweifes bei einem Kometen in hoher heliographischer Breite und in einer Periode geringer Sonnentätigkeit ist bemerkenswert. Stu. Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. I I S . 55—58 (russ.). Beobachtungen von Kometen 1955. W. P. K o n o p l e w a , E. W. T u r t s c h a n i n o w a . TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9241. Komet 1955IV ( = 1955f) Bacharew-Maelarlane-Krienke Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. 11 S. 55—58 (russ.). Vgl. Komet 1955 III. Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. I I S . 59—69 (russ.). Verteilung der Flächen- und Raumhelligkeit in den Köpfen der Kometen 1955 f Bacharew und 1955 g Honda. W. P. K o n o p l e w a . TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9242. Komet 1955 V ( = 1955 g) Honda Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. 11 S. 55—58 (russ.). Vgl. Komet 1955 III. Publ. Astr. Obs. Kiew Nr. 11 S. 59—69 (russ.). Vgl. Komet 1955 IV. TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 19511. 9243. Komet 1955 VI ( = 1954 h) Baade TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9244. Komet 1955 VII ( = 1909 III) P/Perrine-Mrkos BAAH 1962 S. 57, 1961; BAA Circ 437; Harv Card 1560; UAI Circ 1787, 1794; VdS Nachr. 11 14.

470

X. Interplanetare Objekte

62, 1962

9245. Komet 1955 VIII ( = 1948 VI) P/Whipple BAAH 1962 S. 62, 1961, 1963 S. 51; UAI Circ 1797, 1801, 1805, 1810.

H a r v Card 1573; TAB (2) Nr. 149;

* * Komet 1955 a ( = 1954 XIII) P/Harrington-Abell * * Komet 1955 d ( = 1955 VIII) P/Whipple 9246. Komet 1956 1 ( = 1954 k) Haro-Chavira TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9247. Komet 1956 II ( = 1948 IX) P/Ashbrook-Jackson AC Nr. 231 S. 1—2 (russ.); BAAH 1962 S. 63, 1961, 1963 S. 52; Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123; Harv Card 1572; UAI Circ 1801, 1805, 1809. 9248. Komet 1956 III ( = 1956 b) Mrkos TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9249. Komet 1956 IV ( = 1887 V) P/Olbers TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9250. Komet 1956 V ( = 194911) P/Johnson BAAH 1963 S. 53—54; TAB (2) Nr. 149. 9251. Komet 1956 VI ( = 1928 III) P/Crommelin TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 19511. * * Komet 1956 a ( = 1956 IV) P/Olbers * * Komet 1956 c ( = 1957 VI) Wirtanen * * Komet 1956 e ( = 1957 II) P/Tempel 2 * * Komet 19561 ( = 1956 V) P/Johnson * * Komet 1956 g ( = 1956 VI) P/Crommelin * * Komet 1956 i ( = 1957 1) P/Grigg-Skjellerup 9252. Komet 19571 ( = 1952IV) P/Grigg-Skjellerup BAAH 1962 S. 56, 1961; H a r v Card 1560; TAB (2) Nr. 149; UAI Circ 1787, 1794; VdS Nachr. 11 14. Post§py Astr. 10 85. Badania ruchu komety Grigg-Skjellerup. G. S i t a r s k i . — Ref. PTA. — Es wurden die Störungen in der Bewegung des Kometen GriggSkjellerup berechnet. Mit neu abgeleiteten Elementen wurde die Ephemeride für die Wiedererscheinung des Kometen im Winter 1961/1962 berechnet. E. R. 9253. Komet 1957 II ( = 1951 VIII) P/Tempel 2 BAAH 1962 S. 59, 1961, 1963 S. 51; UAI Circ 1800.

62, 1962

92. Einzelne Kometen

471

9254. Komet 1957 III ( = 1956 h) Arend-Roland AA 12 132—135 = Bull. Astr. Obs. Torun Nr. 29/1. Sur la corrélation entre les variations d'éclat de la comète Arend-Roland (1956 h) et l'activité solaire. S. G r u d z i n s k a . — Aus den zahlreichen von verschiedenen Beobachtern in den Jahren 1957—1958 veröffentlichten Beobachtungen des Kometen Arend-Roland (1956 h) wurden eventuelle Beziehungen zwischen der Sonnenaktivität und den Helligkeitsänderungen des Kometen aufzufinden versucht. Das Ergebnis war negativ. E. R. Abh. Staatl. Pädagog. Inst. Smolensk 1962 Nr. 10 S. 103—104 (russ.). Beobachtungen des Kometen Arend-Roland. L. A. S a m o l j u b o w . — Ref. in R J UdSSR 1963 5.51.507. AN 286 169—178 = Mitt. Stemw. Berlin-Babelsberg Nr. 15. Lichtelektrische Helligkeitsmessungen am Kometen 1956 h Arend-Roland. P. N o t n i . — Es werden Helligkeits- und Farbenmessungen (4 Bereiche) des Kometen 1956 h ArendRoland mitgeteilt. Die Ergebnisse werden gemeinsam mit den Meßreihen von Thiessen und Wehlau diskutiert. Der Farbenindex B—V ist im Beobachtungsintervall praktisch konstant. Die sekundären Helligkeitsschwankungen sind auf Änderungen der Massenabgabe des Kometen zurückzuführen. Eine Korrelation zur Korpuskularstrahlung der Sonne wird vermutet (größere Helligkeit entspricht größerer Sonnenfleckenrelativzahl). Verf. Anzeiger Österreich. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. 97 182—187 = Mitt. Univ.-Sternw. Wien 11 9—14. Helligkeit und Schweifentwicklung des Kometen Arend-Roland (1956 h) nach seinem Periheldurchgang. H. H a u p t . — Vgl. A J B 60 Ref. 9246. Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. Sitzber. Österreich. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. Abt. I I 169 177—189 = Mitt. Univ.-Sternw. Wien 11 21—33. Photometrische Beobachtungen des Kometen Arend-Roland durch Interferenzfilter im Lichte der typischen Kometenemissionen und Bestimmung der Polarisation im Kometenkopf und -schweif. N. R i c h t e r . — Vgl. A J B 61 Ref. 9251. TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9255. Komet 1957 IV ( = 1 9 4 1 VI) P/Schwassmann-Wachmann 1 BAAH 1963 S. 61. Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 31 5—8 (französ.). Anomalies of comet Schwassmann-Wachmann 1925 I I . G. v a n B i e s b r o e c k . — Ref. in Phys. Abstr. 65 881. 9256. Komet 1957 V ( = 1957 d) Mrkos AA 12 136—137 = Bull. Astr. Obs. Torun Nr. 29/11. Sur une corrélation entre les variations secondaires d'éclat de la comète Mrkos (1957 d) et l'activité solaire. S. G r u d z i n s k a . — Es wurde versucht, eine Beziehung zwischen den Sonneneruptionen und der Helligkeit des Kometen Mrkos (1957 d) aufzufinden. Das Ergebnis war negativ. E. R . A p J 135 892—905. The visual région of the spectrum of comet Mrkos (1957d) at high resolution. J . L. G r e e n s t e i n , C. A r p i g n y . — Aus Palomar-CoudéSpektren wurden detaillierte Messungen an den Emissionslinien im Kopf vom Kometen 1957 d vorgenommen. Neue Linien oder Banden waren wegen des starken Kontinuums nicht zu erwarten. Die Resonanz-Fluoreszenz-Banden des C 2 und des NH 2 sind nahezu vollständig aufgelöst. Die Na I-Linien sind bezüglich des Kerns unsymmetrisch. F ü r NH 2 wurden keine deutlichen Linienverschiebungen gefunden. Ein Atlas des visuellen Spektrums ist reproduziert. Das Auftreten von atomaren Linien (Na I, Ca I, Al I, Si I, Mg I und Fe I) in Kometen wird diskutiert. Stu. Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 31 396—413 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 435. Le spectre de la comète Mrkos (1957 d) dans la région visible. A . W o s z c z y k . — Auf 2 Spektrogrammen, die J . L. Greenstein 1957 Aug. 17 und 18

472

X . Interplanetare Objekte

62, 1962

im Coudé-Fokus des 5 m-Palomar-Spiegels vom Kopf des Kometen erhalten konnte, sind 1019 Emissionen innerhalb des Bereichs 4737—6882 A gemessen, ihre Intensitäten geschätzt und ihrem Ursprung zugeordnet. Da der Komet viel Sonnenlicht reflektierte, verursacht das überlagerte Fraunhofer-Spektrum Störungen, die häufig Emissionen vortäuschen, die nicht reell sind. Eine zweite Tabelle enthält diejenigen 51 Emissionen, deren Intensität innerhalb von 24 Stunden stark verändert erschien. Bey. Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 31 414—433 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 436. Le spectre de la comète Mrkos (1957 d) dans la région X 3884—A 4737. A. S t a w i k o w s k i . — Ein von J . L. Greenstein 1957 Aug. 19 im Coudé-Fokus des 5 m-Palomar-Spiegels vom Kopf des Kometen gewonnenes Spektrum hoher Dispersion ist mehrfach mikrophotometrisch registriert und ausgemessen worden. Unter Berücksichtigung der Überlagerungen durch das reflektierte Sonnenspektrum wurden zwischen 3884 und 4737 A 313 Emissionen identifiziert und in einer Tabelle mit ihren Wellenlängen, Intensitäten und Deutungen zusammengestellt. In weiteren Tabellen werden die gemessenen Emissionen mit denjenigen des Kometen Burnham (1959 k) verglichen. Bey. Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. J O 45 364—372. Détermination de la force répulsive et de la vitesse d'éjection des particules constituant la queue courbe de la comète Mrkos 1957 d. G. G u i g a y . — Eine 1957 Aug. 14.17 von A. McClure erhaltene Aufnahme des hellen Kometen Mrkos (1957 d) zeigt neben einem geradlinigen, schmalen Schweif (CO + -Spektrum) stark gekrümmte Strahlen eines breiten Fächers, dessen kontinuierliches Spektrum auf eine staubartige Beschaffenheit schließen läßt. Auf dieses Bündel wird die von Bredichin entwickelte mechanische Theorie der Kometenschweife angewandt und aus der Krümmung der Strahlen eine Repulsivkraft von 1 — ß = 0.75 und eine Auswurfgeschwindigkeit von rund 3 km/sec bestimmt. Bey. Postçpy Astr. 10 91. Widmo komety Mrkos (1957 d) w zakresie 4737—6700 A. A. W o s z c z y k . — Ref. PTA. — I n dem von Greenstein mit dem 5 m-Teleskop am Mount Palomar Obs. erhaltenen Spektrum des Kometen Mrkos (1957 d) wurden ungefähr 1150 Emissionslinien im Bereich 4737—6808 A gemessen. E. R . Sitzber. Österreich. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. Abt. I I 169 191—223 = Mitt. Univ.-Sternw. Wien 11 35—67. Definitive Bahnbestimmung des Kometen 1957 V (Mrkos). G. S c h r u t k a - R e c h t e n s t a m m . — Vgl. A J B 61 Ref. 9253. TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 19511. ZfA 54 67—97 = Sonderdruck Max Planck-Inst. München. Die Bewegung und Form von Strukturen im Schweif des Kometen Mrkos 1957 d. R h . L ü s t . — Struktureinzelheiten im Schweif des Kometen Mrkos 1957 d wurden auf Aufnahmen mit dem 48 inch-Schmidt-Teleskop des Mt. Palomar Observatoriums stereoskopisch und zum Teil auch direkt ausgemessen. Eine geomagnetische Störung ließ die um den 22. August einsetzende Aktivität im Kometenschweif mit solarer Aktivität in Verbindung bringen. Aus beobachteten Geschwindigkeiten von Kondensationen in Richtung der Schweifachse ergeben sich Beschleunigungen zwischen 35 und 80 cm/sec 2 . Die Bewegungen in seitlichen Schweifstrahlen werden besonders diskutiert. I n kopfnahen Strahlen kommen Beschleunigungen von etwa 1000 cm/sec 2 vor. Die festgestellten langsamen Querbewegungen hängen kaum von der Lage der Strukturen im Schweif ab. Eine direkt meßbare K a n t e zeigte spiral- oder schraubenförmige Bewegung. Die Schweifstrahlen sind dünner, als nach der thermischen Diffusionsgeschwindigkeit der Moleküle zu erwarten wäre. Zur Erklärung genügt die Annahme eines Magnetfeldes von 3 X 10 - 6 Gauß. O. G. 9257. Komet 1957 VI ( = 1956 c) Wirtanen TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I.

62, 1962

92. Einzelne Kometen

473

9258. Komet 1957 VII ( = 1950 VII) P/Arend-Rigaux BAAH 1963 S. 59. Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 1943 1. 9259. Komet 1957 VIII ( = 1954IX) P/Encke AC Nr. 230 S. 4 (russ.). Photometrie parameters of comet Encke-Backlund 1960 i. A. M. B a c h a r e w . AC Nr. 231 S. 5—6 (russ.). Photographie observations of the comet EnckeBacklund 1960 i and Seki 1961 f in Duschanbe. I. I b r a g i m o w . Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 31 656—661 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 441. Observations photoélectriques de la comète périodique d'Encke (1960 i). D . M a l a i s e . — Die 1960 erhaltenen Beobachtungen des Kometen wurden unter ähnlichen Bedingungen wie die im Jahre 1957 (vgl. A J B 57 Ref. 8118) gewonnenen ausgeführt und werden mit diesen verglichen. Verf. (ü.) Nachr. Akad. Wiss. Tadshik. SSR (Geol.-Chem., Techn.) 1962 Nr. 1 S. 15—20 (russ. mit tadshik. Ref.). Über einige Besonderheiten der Helligkeitsänderung des Kometen Encke-Backlund. M. S. M a r k o w i t s c h . Republic Obs. Johannesburg Cire. 7 4. Photographie observations of comets. J . A. B r u w e r . TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9260. Komet 1958 I ( = 1951 VII) P/Kopfl BAAH 1963 S. 58. Postçpy Astr. 10 71. Wyznaczenie prowizorycznych elementów orbity komety Kopffa z obserwaeji 1958 r. F. K ç p i n s k i . — Ref. PTA. — Es wurden provisorische Bahnelemente des Kometen Kopff berechnet, die sodann zur Berechnung der Störungen in den Jahren 1958—1964 herangezogen werden. E. R. 9261. Komet 1958 III ( = 1958 a) Burnham TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9262. Komet 1958 IV ( = 1950 III) P/Oterma BAAH 1962 S. 64—65, 1961; UAI Circ 1793, 1805, 1811. ASP Leaflet Nr. 398, 8 S. Violent changes in the orbit of comet Oterma. B. G. M a r s d e n . BSAF 76 353. Singularités de la comète Oterma. Priroda 51 Nr. 2 S. 99 (russ.). Interessante Bahnänderung eines Kometen. D. J . M a r t y n o w . 9263. Komet 1959 II ( = 1950 VI) P/Woll 1 H e D 60 78. Jupiter en de komeet Wolf 1. J . M e e u s . 9264. Komet 1959 III ( = 1959 d) Bester-Hoffmeister J B A A 72 139—140. The original orbit of comet Bester-Hoffmeister (1959 d). B. G. M a r s d e n . — Ableitung der ursprünglichen Bahn aus den von Schubart berechneten oskulierenden Elementen und Diskussion der f ü r 1/a und e gefundenen Werte. T. L. Sterne 38 80. Die ursprüngliche Bahn des Kometen 1959 d Bester-Hoffmeister. B. G. M a r s d e n . 9265. Komet 1959 IV ( = 1959 e) Aleock TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 19511.

474

X. Interplanetare Objekte

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9266. Komet 1959 VIII ( = 1946 V) P/Giacobini-Zinner Acta Astr. Sinica 1« (Suppl.) 16—24 (chines.). Vgl. Ref. 8537. Bol. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123. Vgl. Komet 19431. J O 45 243—246. Photometrie de la comète périodique Giacobini-Zinner (1959 b). P. B a l d e t , C. B e r t a u d . — Aus 18 extrafokalen Aufnahmen des Kometenkopfes, die 1959 Sept. 23—Okt. 25 von Ch. Bertaud auf der Pariser Sternwarte in Meudon mit einer 133 mm-Camera, f = 60 cm, auf Blau-Platten erhalten wurden, sind photographische Gesamthelligkeiten abgeleitet. Die gemessenen Intensitäten wurden an extrafokale Bilder von benachbarten Sternen des HD-Katalogs angeschlossen. Eine dem Ausdruck m t = H 0 + 5 log A + 2.5n log r entsprechende Helligkeitsentwicklung zeigt ein starkes Anwachsen des die Reaktionsfähigkeit des Kometen anzeigenden Exponenten n von r auf dem Wege zum Perihel. Zum Schluß werden die photographischen Gesamthelligkeiten den Ergebnissen anderer Beobachter gegenübergestellt. Bey. TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. 9267. Komet 1959 IX ( = 1959 j) Mrkos Acta Astr. Sinica 10 (Suppl.) 16—24 (chines.). Vgl. Ref. 8537. TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. * * Komet 1959 b ( = 1959 VIII) P/Giacobini-Zinner * * Komet 1959 k ( = 1960 II) Burnham 9268. Komet 1960 II ( = 1959 k) Burnham AA 12 55—57 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 36. Observations of the polarization of the light of comet Burnham (1959 k). T. C i u r l a . — An der Außenstation der Sternwarte Wroclaw in Bialków wurde die Polarisation des Kometen Burnham (1959 k) lichtelektrisch gemessen. E. R. AC Nr. 230 S. 2—3 (russ.). Determination of the brightness of the comet Burnham 1959 k. A. A. D e m e n k o . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 32 S. 42—45 (russ.). Spektralphotometrie des Kometen Burnham 1959 k. P. J e g i b e k o w . J O 45 31—32 = Inst, d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 120. Observation de la diminution d'éclat des étoiles vues à travers la région centrale de la comète Burnham (1959 k). F. D o s s i n . — Ref. in Orion Schaffhausen 7 280. — Gelegentlich von Spektralaufnahmen des Kometen Burnham (1959 k) im Coudé-Fokus (f = 59 m) des 80 cm-Spiegels auf dem Obs. H a u t e Provence wurden beim visuellen Nachführen des Fernrohres mehrfach Fixsterne beobachtet, die beim Vorübergang des Kometen von diesem bedeckt wurden. In 6 bis 7 Fällen gerieten Sterne 10m dabei in die Nähe des Kerns und damit in die umgebende Verdichtung. Bei diesen Gelegenheiten wurde jedesmal eine erhebliche Helligkeitsabnahme der Sterne bis zu l ^ ö wahrgenommen. Bey. Postçpy Astr. 10 91. Obserwacje komety 1959 k Burnham. A. W o s z c z y k . — Ref. PTA. — Am 28. April und am 2. Mai 1960 wurde der Komet Burnham (1959 k) photographisch beobachtet. Es wurden 4 Spektren mit einer SchmidtKamera mit Objektivprisma erhalten. E. R. Strolling Astr. 16 116—124. Comet Burnham 1959 k : Final report, P a r t I I I . Postperihelion period. D. D. M e i s e l . Strolling Astr. 16 154—157. Comet Burnham 1959 k : Final report, P a r t IV. Supplementary notes. D. D. M e i s e l . TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 1951 I. Urania Kraków 33 334. Ruch materii w warkoczach komet. — Ref. der in A J B 61 Ref. 9262 zitierten Arbeit von K. Wurm und P. Maffei.

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92. Einzelne Kometen

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9269. Komet 1960 III ( = 1952 III) P/Schaumasse Boi. Obs. Fabra Barcelona (Astr.) 3 111—123.

Vgl. Komet 1943 1.

* * Komet 1960 i ( = 1957 VIII) P/Encke * * Komet 1960 j ( = 1955 1) P/Schwassmann-Wachmann 2 9270. Komet 1960 n Candy Acta Astr. Sinica 10 (Suppl.) 59—63 (chines.). Vgl. Ref. 8537. J O 45 373—376 = Pubi. Obs. Haute-Provence 6 Nr. 18. Spectrophotométrie de la comète Candy (1960 n). Y. A n d r i l l a t . — Die Ergebnisse der Ausmessung von Spektren, die 1961 J a n . 13—14 vom Kometen Candy (1960 n) erhalten wurden (Registrierkurven in J O 44 147, 1961), sind in einer Tabelle, die neben den Wellenlängen der einzelnen Emissionen auch ihre Intensitäten und Identitäten enthält, wiedergegeben und mit den Spektren der Kometen Mrkos (1957 d) und Burnham (1959 k) verglichen. Bey. Obs 82 73—75 = Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Repr. Nr. 44. C2 Phillips bands in emission from comet Candy (1960 n) ? A. A. W y l l e r . — Kürzlich h a t Flynn über Beobachtungen von intensiven Emissionen im Infrarotspektrum des Kometen Candy berichtet. Sie wurden dem roten CN-System zugeschrieben, obwohl die Durchlässigkeitsmaxima der von Flynn verwendeten Filter um 50—100 A kurzwelliger sind, als die Emissionsspitzen der roten (2,0)- und (3,1)-CN-Banden. I n der vorliegenden Mitteilung wird dagegen versucht, die beobachteten Emissionen mit dem infraroten C 2 -Phillips-System zu identifizieren. Stu TAB (2) Nr. 149. Vgl. Komet 19511. * * Komet 1961a ( = 1948 VIII) P/Forbes * * Komet 1961 b ( = 1957 II) P/Tempel 2 * * Komet 1961 c ( = 1955 II) P/Faye 9271. Komet 1961 d Wilson-Hubbard AC Nr. 229 S. 5—8 (russ.). On the tail of the comet Wilson 1961 d. E. F a j sijew. Ann d'Astrophys 25 301—309 = Pubi. Obs. Haute-Provence 6 Nr. 11. Le spectre de la comète Wilson-Hubbard (1961 d). J . D u f a y , A. B a r a n n e . — In einem 1961 Juli 26.13 mit dem Gitterspektrographen im Coudé-Fokus des 193 cmSpiegels des Obs. Haute Provence erhaltenen Spektrum des Kometenkerns (Dispersion 50 A/mm) konnten die Wellenlängen, Intensitäten und der Ursprung von 38 Emissionen zwischen 3867 und 6300 A bestimmt werden. Die überragende Helligkeit der Natrium D-Linien wird durch die hohe Kerntemperatur im Sonnenabstand 0.425 AE sowie als Folge der großen heliozentrischen Radialgeschwindigkeit (61.4 km/sec) gedeutet. Auch die NH 2 -Emissionen und die Struktur der C2Banden werden näher untersucht. Während die CN-Banden noch schwach angedeutet sind, scheinen die CH-und C 3 -Emissionen ganz zu fehlen. Bey. A p J 136 1138—1139. A search for decametric radiation from the comet Wilson 1961 d. W. C. E r i c k s o n , P. B r i s s e n d e n . — Nach verschiedenen Versuchen mit teils negativem, teils positivem Ergebnis, Radiostrahlung von Kometen zwischen 240 und 1420 MHz zu empfangen, wurde diesmal unter sehr günstigen Empfangsbedingungen bei 26.3 MHz in der Zeit vom 24. 7. 61 bis 12. 8. 62 versucht, den Kometen Wilson 1961 d zu beobachten. Während andere Radioquellen mit Strahlungsflußdichten von einigen IO -24 W m - 2 H z - 1 täglich gut beobachtet werden konnten, hatte die Suche nach Radiostrahlung vom Kometen Wilson ein deutlich negatives Ergebnis. HHR

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X. Interplanetare Objekte

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Cire. Astr.-Geod. Ges. UdSSR 1962 Nr. 5 S. 24—25 (russ.). Über den Typ des Hauptschweifes des Kometen 1961 d. B. A. B a c h a r e w . — Ref. in R J UdSSR 1963 4.51.540. CR 254 2694—2696 = Pubi. Obs. Haute-Provence 6 Nr. 2. Spectre de la comète Wilson-Hubbard (1961 d). J . D u f a y , A. B a r a n n e . Sterne 38 3 9 ^ 1 . Komet Wilson 1961 d. C. H o f f m e i s t e r . U A I Circ 1787. Comet Wilson-Hubbard (1961 d). H. H i r o s e , K . T o r n i t a . 9272. Komet 1961e Humason AC Nr. 227 S. 1 (russ.); BAA Circ 437, 440; H a r v Card 1566, 1575; MN ASSA 21 73; R H 43 11—13 (tschech.); Sky Tel. 24 96; Strolling Astr. 16 99; UAI Circ 1789, 1794, 1798, 1804, 1805, 1806, 1807, 1808; VdS Nachr. 11 13—14, 61—64, 133—135. AC Nr. 229 S. 4 (russ.). Photographic observations of the comet Humason 1961e in Alma-Ata. D. A. R o s h k o w s k i j , K . F. T s c h e r e p a n o w . AC Nr. 232 S. 11—12 (russ.). Observations of the comet Humason 1961e. S. W. W s e c h s w j a t s k i j . A p J 136 688—690. The spectrum of comet Humason (1961e). J . L. G r e e n s t e i n . — Von zwei Spaltspektrogrammen (Dispersion 180 A/mm) des Kometen Humason (1961 e) werden Reproduktionen und eine Tabelle der Messungen und Identifikationen gegeben. Da die Emissionsbanden des Schweifs trotz der heliozentrischen Distanz von 2.6 AE stark auftreten, werden einige Überlegungen über die möglichen Anregungsprozesse angestellt. O. G. A p J 136 1155—1156. Tail activity of comet Humason (1961e). G. v a n Biesbroeck. BSAF 76 319—321. Une comète insolite. J . D u f a y . CR 255 2373—2375 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 126 = Pubi. Obs. Haute-Provence 6 Nr. 19. Observations spectrales et photographiques de la comète Humason (1961e). P. D o s s i n , C. R o u s s e a u . — In der Zeit vom 13. bis 24. Aug. 1962 wurden mit den drei Reflektoren (193 cm, 120 cm, 80 cm) des Obs. H a u t e Provence und verschiedenen Spektrographen insgesamt 10 Spektren des Kopfes dieses Kometen aufgenommen. Diese Spektren werden beschrieben und die gefundenen Banden von CO", COJ und CN identifiziert. Weitere Emissionen sind dem N"£ und C 3 zuzuordnen. Nicht vorhanden sind dagegen Emissionen des C 2 , OH und N H . Auf Besonderheiten im Spektrum, sowie auf die rasche Veränderlichkeit der Schweifstrukturen (Aufnahmen mit der SchmidtKamera) wird hingewiesen. J . P. M. MN ASSA 21 187. Photographic observations of comet Humason (1961 e), obtained a t the Yale-Columbia Southern Station, Canberra, Australia. C. J a c k s o n . Pubi ASP 74 528—529. Objective-prism spectrograms of comet Humason (1961 e). F. D. M i l l e r . Sky Tel. 24 124—125, 136. Comet Humason displays unusual activity. Sky Tel. 24 336—338. Comet Humason still active. Urania Kraków 33 369. Kometa Humasona. — Ref. 9273. Komet 1961 f Seki MN ASSA 21 4—6, 6—7; Orion Sehaffhausen 7 53—57; Republic Obs. Johannesburg Circ. 7 4; UAI Circ 1788, 1789, 1807; VdS Nachr. 11 13,17—18,32. AC Nr. 229 S. 1—3 (russ.). Photographic observations of the comet Seki 1961 f in Duschanbe. A. M. B a c h a r e w . AC Nr. 231 S. 5—6 (russ.). Photographic observations of the comet EnckeBacklund 1960 i and Seki 1961 f in Duschanbe. I. I b r a g i m o w . A p J 136 559—566. Emission-band and continuum photometry of comet Seki (1961 f). C. R . O ' D e l l , D. E. O s t e r b r o c k . — In zwei aufeinanderfolgenden Nächten wurden lichtelektrische Messungen des Kometen Seki (1961 f) mit Interferenzfiltern durchgeführt, deren maximale Durchlässigkeiten bei 4737 A (C2-

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Bande) und bei 4470 A (Kontinuum) liegen, und mit Diaphragmen von verschiedener Größe. Außerdem wurde in der ersten Nacht die spektrale Energieverteilung von 4400 bis 4900 A lichtelektrisch registriert. Vergleichsstern war immer a Leo. Die radiale Verteilung der C 2 -Moleküle im Kopf des Kometen wurde aus dem Modell abgeleitet, das die beobachtete Helligkeitsverteilung der C 2 -Emission am besten darstellt. Zum Vergleich werden entsprechende Ergebnisse für den Kometen Burnham (1959 k) angegeben. O. G. Sterne 88 152—153. Das Spektrum des Kometen 1961 f (Seki). W. G ö t z . * * Komet 1961g ( = 19571) P/Grigg-Skjellerup * * Komet 1961 h ( = 1955 VII) P/Perrine-Mrkos * * Komet 1962 a ( = 1954 XIII) P/Harrington-Abell * * Komet 1962 b ( = 1951IV) P/Tuttle-Giacobini-Kresäk 9274. Komet 1962 c Seki-Lines AC Nr. 228 S. 1, Nr. 230 S. 2 (russ.); BAA Circ 4 3 7 ^ 3 9 ; BSAF 76 37, 116, 390—391; Harv Card 1558—1564, 1578; Kop Akt Medd 418, 419; MN ASSA 21 54—55, 89—92; Nature 193 1234; Orion Schaffhausen 7 221; Sky Tel. 24 96; Sterne 38 243—244, 244—245; Sternenbote 5 38—39; UAI Circ 1790—1799, 1801, 1802, 1804, 1806, 1807; Urania Kebenhavn 19 17; Veröff. Uraniasternw. Wien Nr. 5 S. 114; VdS Nachr. 11 37—39, 53, 64—68, 83—88, 100—105; VdS Nachr. Schnellmitt. Nr. 1. AC Nr. 230 S. 1 (russ.). Observations of the comet Seki-Lines 1962 c in Aschchabad. J . L. T r u t z e , G. A. N a s s y r o w . AC Nr. 231 S. 2—3 (russ.). Photographic observations of the comet Seki-Lines 1962 c in Pulkowo. N. M. B r o n n i k o w a . AC Nr. 231 S. 3—4 (russ.). Photographie observations of the comet SekiLines 1962 c in Swenigorod. A. G. K r y l o w , W. A. J u r e w i t s c h . AC Nr. 231 S. 4—5 (russ.). Photometrical observations of brightness of the comet Seki-Lines 1962 c in Duschanbe. A. M. B a c h a r e w . AC Nr. 231 S. 6—8 (russ.). An a t t e m p t of observation of radio émission of the comet 1962 c. N. F. R y s h k o w , T. M. J e g o r o w a , I. W. G o s s a t s c h i n s k i j , N. W. B y s t r o w a . — Wenn eine bei 21 cm Wellenlänge mit dem Pulkowoer Radioteleskop 1962 April 10, 12 und 13 gemessene Radiostrahlung eines vom Kometenkopf ein wenig in Richtung zur Sonne verschobenen Flecks tatsächlich dem Kometen angehört hat, dann muß diese kometarische Radiostrahlung sowohl nach Lage als auch nach Stärke veränderlich gewesen sein. Loh. BSAF 76 119—121. La comète Seki-Lines (1962 c). C. B e r t a u d , F. B a l d e t . CR 255 1826—1828 = Pubi. Obs. Haute-Provence 6 Nr. 12 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 125. Le spectre de la comète Seki-Lines (1962 c). P. S w i n g s , C. F e h r e n b a c h . — Es werden Spektren des Kometen 1962c beschrieben, die am 13., 15., 24. und 30. April 1962 am Haute Provence Obs. aufgenommen wurden. Eines der Spektren (vom 15. April mit einer Dispersion von 10 A/mm) zeigt zum ersten Male den aufgelösten P-Zweig der 0-0-Bande des CN bis zur 17. Komponente. J . P. M. Sky Tel. 23 242a—242b. Latest pictures of comet Seki-Lines. A. M c C l u r e . Sky Tel. 23 304—309. Comet Seki-Lines, picture album. Sterne 38 217—220. Komet 1962 c Seki-Lines. C. H o f f m e i s t e r . Urania Krakow 33 209—210. Kometa Seki-Lines (1962 c). — Ref. 9275. Komet 1962 d Honda BAA Circ 440—442; BSAF 76 155, 196; H a r v Card 1567—1571; HeD 60 138; Kop Akt Medd 420, 421; MN ASSA 21 73; Sky Tel. 24 96; Sternenbote 5

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X . Interplanetare Objekte

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78—79; U A I Circ 1798—1800, 1802; VdS Nachr. 11 118—119; VdS Nachr. Schnellmitt. Nr. 2, 3. J O 45 255—256 = Publ. Obs. Haute-Provence 6 Nr. 17. Spectre de la comete H o n d a 1962d. M. C. B r e t z . — Beschreibung von drei Spektren des Kometen. * * Komet 1962 e ( = 1956 11) P/Ashbrook-Jackson * * Komet 1962 f ( = 1955 VIII) P/Whipple 9276. Kometen. Verzeichnis der Beobachter und Berechner. G. Adamopoulos J . R . Ainslie M. Antal A. Antalovâ S. Archer S. Arend D. Ballereau L. B a r t h a J . C. B e n n e t t Berth M. Beyer G. v a n Biesbroeck Brückner J . A. Bruwer W . H . F. Calway M. P . Candy P . B. Chanina C. M. Christison S. Codina P . Couteau C. Cristescu L. E . Cunningham C. Dinwoodie S. W . Drosdow J. Dufay M. Dürkefälden P . Egerton B. Emerson J . Febrer C. Fehrenbach J . I. M. F o r s y t h Funk A. M. van Genderen E . Geyer E . C. Gibbons J . L. Greenstein G. Grivel G. Guigay H . d'Halluin

S. C. H a m m a r B. J . Harris I . Hasegawa J. Herrmann K . B. Hindley H . Hirose C. Hoffmeister M. H o n d a N . M. Hoogenhout Ionescu-Vläsceanu C. Jackson Jäger C. de J a g e r C. Luplau Janssen J . A. Jochner A. Jones H . Jergensen W. H . J u l i a n V. K a s t e n M. Keller Kono H . Kösai Kosuth L. Kresäk G. Lea E . Leitmeier E . Leutenegger R . D. Lines C. M. Lowne B. G. Marsden H . Marx A. McClure J . Meeus D. D. Meisel M. A. Mersljakowa S. W . Milburn Miracle B. Mollerus H . Müller

J . A. C. Murray G. A. Nassyrow J . Nelson V. Orlovius L. Oterma P. Palus E . Penzel E . V. Petersen Petrik E . Pohl H . Q. Rasmusen B. R e i p u r t h H . B. Ridley G. Roberts E . Roemer W. E . Sacharow H . Schiffhauer E . Schürmann Z. Sekanina T. Seki K . Silber P. Sixt W . Sorgenfrey H . Spigl Szekely Taylor K . A. Thernöe M. Thomas Timaru K . Tomita J . L. Trutze S. C. Venter S. Vlaicu R . L. Waterfield B. 0 . Wheel H . J . Zeitler B. Z i m m e r m a n n L. L. v a n Zyl

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93. Meteore

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§ 93 Meteore 9301. F. Anderson, R a d i o t e c h n i q u e s of m e t e o r o b s e r v i n g . MN ASSA 21 66—73. 9302. D. L. Astawin-Rasumin, E i n e M e t h o d e , O s z i l l o g r a m m e d e r I n t e n s i t ä t d e s M e t e o r l e u c h t e n s zu e r h a l t e n . Bull. Astr.-Geod. Ges. UdSSR Nr. 32 S. 8—10 (russ.). 9303. A. M. Bacharew, K a t a l o g t e l e s k o p i s c h e r M e t e o r e d e s A s t r o n o mischen O b s e r v a t o r i u m s der Akademie der W i s s e n s c h a f t e n der T a d s h i k i s c h e n S S R ( 1 9 4 0 — 1 9 4 8 ) . Publ. Inst. Astrophys. Duschanbe 9 113—216 (russ.). 9304. D. Barber, H. K. Sutcliffe, C. D. Watkins, S o m e r a d a r o b s e r v a t i o n s of m e t e o r s a n d a u r o r a e a t 300 a n d 500 MHz u s i n g a l a r g e r a d i o teles c o p e — I. O b s e r v a t i o n s of m e t e o r s . J . Atmosph. Terr. Phys. 24 585— 597 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell Bank Repr. Nr. 258. 9305. P. Beckmann, T h e a m p l i t u d e d i s t r i b u t i o n of r a d i o w a v e s s c a t t e r e d b y m e t e o r t r a i l s . BAC 13 232—236. — F ü r die Streuung von Radarwellen an unterdichten Meteoreinschußkanälen wird theoretisch die Verteilung der Amplituden der Signale abgeleitet und mit experimentellen Werten verglichen. F ü r die Verteilungsfunktion wird ein Exponentialausdruck angesetzt und eine Methode zur empirischen Bestimmung des Exponenten angegeben. Ho. 9306. A. T. Belous, J. A. Inosemzew, A. G. Ljubarskaja, A. P. Sawruchin, D i e Z a h l d e r M e t e o r e im L a u f e des J a h r e s u n d i h r e V e r ä n d e r u n g n a c h R a d a r b e o b a c h t u n g e n i n A s c h c h a b a d 1959. Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1962 Nr. 1 S. 24—29 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1962 12A516: E s werden einige Ergebnisse von Radarmessungen bei 72 MHz von Juli 1957 bis Dez. 1959 angeführt. 1957 wurden in 2065 Beobachtungsstunden 974 Meteore registriert, 1958 in 3996 Beobachtungsstunden 2984 und 1959 in 2384 Beobachtungsstunden 15275 Meteore. Die mittlere stündliche Meteorzahl für jeden Monat im J a h r 1959 wird mitgeteilt; die minimale stündliche Meteorzahl ergab sich im Februar (1.0), die maximale im August (10.5). Eine Zunahme der stündlichen Meteorzahl wird in Anwesenheit von Meteorströmen bemerkt, wie durch zahlreiche Beispiele näher erläutert wird. Ra. 9307. R. S. Bibarsow, L. G. Brudny, W. M. Kolmakow, R a d a r b e o b a c h t u n g e n v o n M e t e o r e n i n D u s c h a n b e ( 1 9 5 8 — 1 9 5 9 ) . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 32 S. 32—37 (russ.). — Es wird ein Bericht über die Radarbeobachtungen von Meteoren in den Jahren 1958 bis 1959 gegeben. Die Auswertungen ergeben eine Bestätigung der täglichen Variation der stündlichen Anzahlen der Meteore und des Vorhandenseins des mitternächtlichen Minimums sowie seine Verschiebung. Ho. 9308. R. E. Briggs, S t e a d y - s t a t e s p a c e d i s t r i b u t i o n of m e t e o r i c p a r t i c l e s u n d e r t h e o p e r a t i o n of t h e P o y n t i n g - R o b e r t s o n e f f e c t . A J 67 268. — Ref. AAS. 9309. R. E. Briggs, S t e a d y - s t a t e s p a c e d i s t r i b u t i o n of m e t e o r i c p a r t i c l e s u n d e r t h e o p e r a t i o n of t h e P o y n t i n g - R o b e r t s o n e f f e c t . A J 67 710—723. — Der ständige Zustrom von Materie in den interplanetaren Raum, vermutlich hauptsächlich von Kometen, führt vermöge des Poynting-RobertsonEffektes zu einem stationären Zustand. Bahnbestimmungen nach photographischen

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X . Interplanetare Objekte

62, 1962

Beobachtungen werden übernommen, u m Aussagen über die zu erwartende räumliche Dichteverteilung zu gewinnen. Durch Ableitung eines Skalenfaktors gelingt die Darstellung der photometrischen Zodiakallichtbeobachtungen. Dv. 9810. W. A. Bronstein, B e g l e i t e r s c h e i n u n g e n d e s F l u g e s g r o ß e r M e t e o r e in d e r A t m o s p h ä r e . Geomagnetismus Aeronomie 2 126—133 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 11A538. 9311. H. Brysk, S p e c u l a r e c h o e s f r o m d e n s e m e t e o r t r a i l s . Canadian J . Phys. 40 393—401. — Die von Lovell u n d Clegg (vgl. A J B 48 Ref. 8222) gegebene erste Approximation f ü r die I n t e n s i t ä t der a n Meteorspuren gestreuten Radiowellen wird verallgemeinert. Die dort angenommene gleichmäßige lineare Verteilung der Elektronen wird durch eine zylindrisch symmetrische Gauß-Verteilung ersetzt. D a m i t gelingt die Berechnung der Echointensität der a n Meteorspuren beliebiger Dichte reflektierten Radiowellen sowie ihrer zeitlichen Änderungen. Henn 9312. N. Carrara, P. F. Checcacci, L. Ronchi, R a d a r o b s e r v a t i o n s of m e t e o r e c h o e s a s a m e a n s of i n v e s t i g a t i o n i n t h e f i e l d of m e t e o r a s t r o n o m y a n d p h y s i c s . Nuovo Cimento (10) 24 145—155. — Verf. weisen darauf hin, daß R a d a r b e o b a c h t u n g e n ein wertvolles Hilfsmittel in der Meteorastronomie darstellen. Durch Anwendung dieser Methode lassen sich Informationen über Geschwindigkeits- u n d Radiantenverteilung der Meteore gewinnen, sowie Gesetze über die Schweifbildung in der Hochatmosphäre ableiten. Henn 9313. M. D. Chagkind, D i e D ä m p f u n g s f u n k t i o n g e s t r e u t e r R a d i o w e l l e n a n M e t e o r s p u r e n . Radiotechnik Elektronik 7 343—345 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1962 10A306. 9314 M. D. Chaskind, D i e R e f l e x i o n d e r R a d i o w e l l e n v o n g e n e i g t e n M e t e o r s c h w e i f e n . Radiotechnik Elektronik 7 590—600 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 3.51.359. 9315. A. F. Cook, G. S. Hawkins, F. M. Stienon, M e t e o r t r a i l w i d t h s . A J 67 158—162 = H a r v R e p r (2) Nr. 185. — Die Bestimmung der optischen Spurdicke von photographisch aufgezeichneten Meteoren wird durch Vergleich m i t photographisch erzeugten Sternspuren ermöglicht. Die geringe E n t f e r n u n g der Meteore von der K a m e r a , gering im Vergleich zu den Sternen, r u f t eine geringe Verbreit e r u n g der Meteorspuren durch Fokusabweichungen hervor. Daher werden die Meteorspuren mit extrafokal aufgenommenen Sternspuren verglichen. Aus photographischen Messungen von 33 Meteoren des Geminidenstromes mit dem 48 inchSchmidt-Teleskop a m Mt. P a l o m a r ergaben sich wahre Spurdicken bis zu 7 Metern mit einem Maximalwert bei 1 Meter. Gü-Li 9316. V. B . Eshleman, P. B. Gallagher, R a d a r s t u d i e s of 1 5 t h - m a g n i t u d e m e t e o r s . Vgl. Ref. 1315 S. 245—248. — F ü r R a d a r m e t e o r e bis zur visuellen Helligkeit von 15 m wird die Verteilung der Geschwindigkeit u n d der Masse mitgeteilt. Ho. 9317. E. I . Fialko, E i n i g e m i t t e l s R a d a r g e f u n d e n e s t a t i s t i s c h e c h a r a k t e r i s t i s c h e M e r k m a l e v o n M e t e o r e n . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 4—15 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 7.51.494. 9318. E. I. Fialko, F. I. Peregudow, E. K. Nemirowa, L. P. Serafinowitsch, L. A. Pokrowskij, I. D. Solotarew, G. S. Subarew, E i n i g e E r g e b n i s s e v o n R a d a r b e o b a c h t u n g e n i n T o m s k v o n 1 9 5 7 — 1 9 5 9 . Mitt. Polytechn. I n s t . Tomsk 100 16—19 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1963 6.51.370: Mit dem R a d a r g e r ä t T P I - 2 , dessen Eigenschaften kurz besehrieben werden, wurde im angegebenen Zeitraum die A k t i v i t ä t von sporadischen Meteoren u n d Meteorströmen gemessen. 1957 w u r d e n 130000 Reflexionen, 1958 191500 registriert (gek.). Ra.

62, 1962

93. Meteore

481

9819. E. I. Fialko, A. W. Sajenko, R a d a r b e o b a c h t u n g e n der meteoris c h e n A k t i v i t ä t in T o m s k im R a h m e n des P r o g r a m m s des I G J 1 9 5 7 . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 20—27 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1963 6.51.371: In etwa 602 Stunden wurden mehr als 134000 Reflexionen gemessen (gek.). Ra. 9320. E . I. Fialko, D i e S t ä r k e des v o n e i n e m M e t e o r s c h w e i f r e f l e k t i e r t e n S i g n a l s bei i n t e n s i v e r D i f f u s i o n . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 41—53 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 6.51.373. 9321. E. I. Fialko, D i e V e r t e i l u n g v o n M e t e o r r e f l e x i o n e n ihrer D a u e r . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 54—74 (russ.).

bezüglich

9322. E. I. Fialko, Z u r E n t d e c k u n g s t a b i l e r M e t e o r s p u r e n m i t R a d a r g e r ä t e n . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 85—100 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 5.51.402. 9823. E. I. Fialko, R a d i o e n t d e c k u n g v o n i n s t a b i l e n M e t e o r s p u r e n b e i d e r P h o t o r e g i s t r i e r u n g . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 101—111 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1963 8.51.327: Die Photoregistrierung der Anzahl von Meteoren nach Helligkeitsmarken, die auf dem Schirm der Radarstation entstehen, wird untersucht. Es wird eine genäherte Abhängigkeit der Zahl der registrierten Meteore für instabile Spuren (a < 2 x 10 12 c m - 1 ) von den Parametern der Station angeführt. Der Einfluß der Frequenz der Impulsaussendung und der Wellenlänge auf die stündliche Zahl der entdeckten Meteore wird analysiert (gek.). Ra. 9324. E . I. Fialko, Zur E n t d e c k u n g s t a b i l e r M e t e o r s p u r e n mittels R a d a r . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 112—117 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 3.51.374. 9325. E. I. Fialko, D i e A b h ä n g i g k e i t der m i t t l e r e n s t ü n d l i c h e n M e t e o r z a h l von der S e n d e f r e q u e n z des R a d a r g e r ä t s . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 124—127 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 6.51.375. 9326. J . S. Greenhow, H. K. Sutcliffe, C. D. Watkins, R a d a r o b s e r v a t i o n s o f m e t e o r e c h o e s a t a f r e q u e n c y o f 1 . 3 0 0 MHz. Nature 193 1036—1037.— Simultane Radarbeobachtungen von Meteorspuren bei 1300 MHz und 32 MHz mit derselben 24 m-Parabolantenne während einer Beobachtungszeit von 20 Stunden ergaben, daß die bei 1300 MHz festgestellten 14 Meteore (0.7/h) mit einer mittleren Höhe von 87 km alle auch bei 32 MHz beobachtet wurden, und zwar als lang dauernde Typen mit einer linearen Elektronendichte > 10 12 /cm (entsprechend etwa der nullten optischen Größenklasse). Die 1300 MHz-Echos hätten nach der üblichen Berechnungsmethode etwa 85 db über dem Eigenrauschen liegen müssen, lagen in Wirklichkeit jedoch nur 10 bis 20 db darüber. Die Gründe für diesen Unterschied und die verschiedenen Formen der 1300 MHz-Echos werden diskutiert. HHR 9327. H. D. Gulmedow, P h o t o g r a p h i s c h e B e o b a c h t u n g e n von s p u r e n . Bull. Astr.-Geod. Ges. UdSSR Nr. 32 S. 13—14 (russ.).

Meteor-

9328. H. D. Gulmedow, V i s u e l l e B e o b a c h t u n g e n v o n M e t e o r e n in A s c h c h a b a d im I G J und I G C . Publ. Phys.-Techn. Inst. Akad. Wiss. Turkmen. S S R 8 75—124 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 3.51.500. 9329. I. Hasegawa, G e n e r a l i n d e x - l i s t . T h e o r e t i c a l r a d i a n t p o i n t s o f m e t e o r s a s s o c i a t e d w i t h c o m e t s . DOB 11 Nr. 1 Pasc. 3, 14 S. — Revidierte Ausgabe der in A J B 58 Ref. 8224 zitierten Arbeit. 9330. G. S. Hawkins, R a d a r d e t e r m i n a t i o n o f m e t e o r o r b i t s . Vgl. Ref. 1315 S. 241—244 = Harv Repr (2) Nr. 187. — Es wird erneut nachgewiesen, daß Astronom. J a h r e s b e r i c h t 1962

31

482

X. Interplanetare Objekte

62, 1962

sich die Meteore der größeren Ströme in Bahnen bewegen, deren Verteilung an die der Kometen erinnert. Bei den schwächeren Strömen und den sporadischen Meteoren sind die Verhältnisse uneinheitlich. Fast alle sporadischen Meteore bewegen sich jedoch in rechtläufigen Bahnen. Ho. 9331. J . L. Heritage, W. J . Fay, E. D. Bowen, E v i d e n c e t h a t m e t e o r t r a i l s p r o d u c e a f i e l d - a l i g n e d s c a t t e r s i g n a l a t V H P . J . Geophys. Res. 67 953—964. 9332. A. HruSka, T h e f a l l of m e t e o r i c d u s t t h r o u g h t h e a t m o s p h e r e w i t h i n t e r n a l m o t i o n s . BAC 13 27—30. — Es wird eine Theorie zur Bestimmung der Fallzeit T (Zeitdauer des Niedersinkens) von meteoritischen Staubpartikeln f ü r den Höhenbereich von 100 bis 13 km unter der Voraussetzung abgeleitet, daß die atmosphärischen Gase im betrachteten Bereich im Mittel irreguläre Vertikalgeschwindigkeiten von 10 m/sec haben. Es ergibt sich, daß die Fallzeit T von der gleichen Größenordnung ist wie die Fallzeit der Partikel durch die Troposphäre (13—0 km). Gü-Li 9333. J.-c. Huang, D i e B e z i e h u n g z w i s c h e n d e r I n t e n s i t ä t , d e r A n f a n g s m a s s e u n d d e r A n f a n g s g e s c h w i n d i g k e i t d e r M e t e o r e . Acta Astr. Sinica 7 224—229, 1959 (chines, mit deutschem Ref.). 9334. W. I. Iwanikow, Z u r M e t h o d i k d e r p h o t o g r a p h i s c h e n Photom e t r i e v o n M e t e o r e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 32 S. 25—31 (russ.). — Auf Grund von Untersuchungen werden die Fehler aufgezeigt, die bei photographisch-photometrischen Beobachtungen von Meteoren auftreten. Es handelt sich vor allem um die Auswirkungen der Abbildungsfehler der verschiedenen Objektive, der optisch-chemischen Eigenschaften der verwendeten Emulsionen und um den Einfluß des Hintergrundes. Ho. 9335. W. I. Iwailikow, S p e k t r a l p h o t o m e t r i s c h e Beobachtungen von M e t e o r e n i n D u s c h a n b e 1 9 5 8 — 1 9 6 0 . Publ. Inst. Astrophys. Duschanbe 9 3—65 (russ.). — Verf. gibt einen Bericht über die von August 1958 bis J a n u a r 1961 erhaltenen 20 Spektralaufnahmen heller Meteore. Die Spektren zeigen bis zu 54 Linien, die bis auf Stickstoff den verdampften Atomen der Meteore angehören. Am zahlreichsten sind die Fe-Linien, dann folgen Cr, Co, Ca, Ni und Mn. An ionisierten Atomen finden sich Pe I I , Ca I I , Mg I I und Si II. Ho. 9336. L. W. Iwanissenko, D i e B e a r b e i t u n g d e r Basisphotographien v o n M e t e o r e n . Bull. Astr.-Geod. Ges. UdSSR Nr. 30 S. 53—62 (russ.). 9337. T. Kaliszewski, On t h e s c a t t e r i n g of s h o r t w a v e s f r o m l o w d e n s i t y m e t e o r t r a i l s . J . Atmosph. Terr. Phys. 24 1101—1103. 9338. B. L. Kaschtschejew, W. N. Lebedinez, R a d a r u n t e r s u c h u n g e n von M e t e o r e r s c h e i n u n g e n . Moskau, Verlag des Zwischenbehördlichen Geophysikalischen Komitees beim Präsidium Akad. Wiss. UdSSR, 1961. — Besprechung in A J UdSSR 40 393—395 (I. S. A s t a p o w i t s c h ) . 9339. V. Kasten, D i e F a r b e n d e r M e t e o r e . VdS Nachr. 11 18. 9340. L. A. Katassjow, O n t h e t h e o r y of d e t e r m i n a t i o n of t h e h e i g h t of t h e h o m o g e n e o u s a t m o s p h e r e a n d t h e e x t r a - a t m o s p h e r i c v e l o c i t y of a m e t e o r . A J UdSSR 39 750—752 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird gezeigt, daß für die Ableitung der Höhe der homogenen Atmosphäre sowie der geozentrischen Geschwindigkeit der Meteore außerhalb der Erdatmosphäre photographische Beobachtungen verwendet werden können. Die Reduktionsformeln werden mitgeteilt. Ho.

62, 1962

483

93. Meteore

9341. L. Kohoutek, J . Grygar, A t m o s p h e r i c t r a j e c t o r i e s of t e l e s c o p i c m e t e o r s . R e s u l t s of t h e M o u n t - B e z o v e c m e t e o r e x p e d i t i o n 1958. BAC 13 9—26. — Aus 123 visuellen Beobachtungen teleskopischer Meteore von zwei Hochgebirgsstationen (2.5 km Abstand) aus werden mit Hilfe von teils graphischen, teils analytischen Methoden die charakteristischen Eigenschaften einer bisher nicht erfaßten Gruppe von Meteoren abgeleitet. Neben einer Tabelle der geschätzten Daten (Zeit, Positionen mehrerer Bahnpunkte, scheinbare Helligkeiten) werden folgende Ergebnisse mitgeteilt: Verteilung der Flughöhen für Anfang, Mitte und Ende der Bahnen; Beziehungen zwischen Flughöhe und scheinbarer Helligkeit; Veränderungen in der mittleren Flughöhe im Laufe der Nacht; Radiantenverteilung der beobachteten Meteore. Zum Schluß werden einige abgeleitete Größen bestimmt, so die mittlere geozentrische Geschwindigkeit (36 km/sec), der mittlere Partikelradius (0.41 bis 0.52 mm) und die mittlere Verdampfungsenergie für 1 g Meteoritenmaterie (1.6 bis 3.5 X 1010 erg). Gü-Li 9342. L. Kohoutek, J. Grygar, 70—74 (tschech.).

Heights

9343. H. König, A n l e i t u n g VdS Nachr. 11 75—80.

zur

of

telescopic

Beobachtung

von

meteors.

RH 43

Tagesmeteoren.

9344. I. N. Kowschun, Zur B e s t i m m u n g der Höhe der homogenen E r d a t m o s p h ä r e aus M e t e o r a u f n a h m e n . Geomagnetismus Aeronomie 2 140—147 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 2.51.537. 9345. I. N. Kowschun, Die B e r e c h n u n g der H ö h e der homogenen E r d a t m o s p h ä r e aus M e t e o r p h o t o g r a p h i e n . Geomagnetismus Aeronomie 2 925—927 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 3.51.497. 9346. I. N. Kowschun, U b e r die B e s t i m m u n g des in die B e r e c h n u n g der Höhe der homogenen A t m o s p h ä r e p h o t o g r a p h i e n e i n g e h e n d e n P a r a m e t e r s a und der L , R ( t ) und oc(t). Geomagnetismus Aeronomie 2 928—932 in R J UdSSR 1963 3.51.498. 9347. E. N. Kramer, R. B. Teplizkaja, O u t b u r s t s m e t e o r s . AC Nr. 230 S. 26—29 (russ.). 9348. Z. Kviz, C o s m i c a l v a c u u m , RH 43 163—164 (tschech.).

meteors

F o r m e l n zur aus M e t e o r Koeffizienten (russ.). — Ref.

and l i g h t v a r i a t i o n and

dust

on

the

of

Moon.

9349. B.J.Lewin, P h y s i k a l i s c h e T h e o r i e der M e t e o r e und die m e t e o r i t i s c h e S u b s t a n z im S o n n e n s y s t e m . Übersetzung aus dem Russischen von N . R i c h t e r . Berlin, Akademie-Verlag, 1961. 330 S. Preis DM64.00. — Besprechung in AN 286 286 (H. Oleak), Sky Tel. 24 228, Sterne 39 83—84 (J. Hoppe), Sternenbote 6 131, VdS Nachr. 12 54—55 (J. H e r r m a n n ) . 9350. B. J . Lewin, On t h e f r a g m e n t a t i o n of m e t e o r bodies. AC Nr. 230 S. 18—22 (russ.). 9351. B. Lewin, F r a g m e n t a t i o n of m e t e o r bodies. Nature 196 527—529. — Nach der klassischen physikalischen Theorie der Meteore werden die absoluten maximalen photographischen Größen m M der 360 von Hawkins und Southworth untersuchten Meteore auf Werte m M + reduziert, die Anfangsmassen M0 = 19, Anfangsgeschwindigkeiten v 0 = 10 km/sec und einer Zenitdistanz des Radianten cos z = 1 entsprechen. Für 358 Meteore erhält man mjj = +0™62. Unter Berücksichtigung des Zerbrechens von Meteorkörpern beträgt die mittlere (quadratische) Abweichung nur ;£0™16. Das Zerbrechen von Meteorkörpern hängt von ihrer Masse ab und beeinflußt die Größenverteilung der Meteore. Alle früheren 3]

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X . Interplanetare Objekte

62, 1962

Bestimmungen der Massenverteilung der Meteorkörper, die u n t e r der A n n a h m e gemacht wurden, daß die Größenverteilung der Meteore n u r von der Massenverteilung der Meteorkörper a b h ä n g t , sollten daher ü b e r p r ü f t werden. Zä. 3352. B.-A. Lindblad, O b s e r v a t i o n e r

av

e l d k u l o r . P A T 43 99—111.

9353. K. A. Ljubarskij, Ü b e r u n b e r ü c k s i c h t i g t e E f f e k t e b e i d e r B e s t i m m u n g d e r L e u c h t k r a f t f u n k t i o n d e r M e t e o r e . Bull. Kommission K o m e t e n Meteore U d S S R Nr. 7 S. 36—50 (russ.). — Zur Bestimmung der Häufigkeitsverteilung der Meteore auf die verschiedenen Helligkeitsklassen a n H a n d von Beobachtungen eines oder mehrerer Beobachter leitet Verf. auf Grund theoretischer Überlegungen Formeln ab u n d vergleicht diese Ergebnisse mit den f r ü h e r erhaltenen Resultaten. Die eigentlichen Schwierigkeiten liegen in der Praxis in der wenig genauen Feststellung der Helligkeit der nichtpunktförmigen Leuchterscheinung verschiedener Länge u n d Dauer. Ho. 9354. K. A. Ljubarskij, I. N. Latyschew, U n t e r s u c h u n g s e r g e b n i s s e t e l e s k o p i s c h e r M e t e o r e i m I G J u n d I G C i n T u r k m e n i e n . P u b l . Phys.-Techn. I n s t . Akad. Wiss. T u r k m e n . SSR 8 125—174 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 3.51.501. 9355. A. Marks, E f e k t y a k u s t y c z n e t o w a r z y s z ^ c e m e t e o r o m . Urania K r a k o w 33 17—18. — Es erfolgt eine Beschreibung der durch die Stoßwelle während eines Meteorflugs durch die E r d a t m o s p h ä r e verursachten Erscheinungen. E. R. 9356. B. A. Mclntosh, T h e m e t e o r i c h e a d e c h o . J . Atmosph. Terr. Phys. 24 311—315. — Verf. b e m ü h t sich u m eine scharfe Definition des Begriffes «Kopfecho», eine Erscheinung, die sich bei photographisch aufgezeichneten Radarbeobachtungen von Meteoren als scharf abgezeichnete geradlinige oder U-förmige Spur a m Beginn der meist stark zerstreuten Echospur zu erkennen gibt. Zur E r k l ä r u n g der E n t s t e h u n g von Kopfechos werden zwei Theorien (McKinley/Millman einerseits und Browne/Kaiser andererseits) gegenübergestellt. Keine der beiden Theorien kann die Beobachtungen vollkommen erklären. Gü-Li 9357. L. R. McNarry, F o r w a r d s c a t t e r of r a d i o s i g n a l s v i a m e t e o r t r a i l s a n d s h o r t - l i v e d s o l a r r a d i o b u r s t s . N a t u r e 193 1271—1272. — Simultanbeobachtungen m i t 20 E m p f ä n g e r n , die im A b s t a n d von 5 MHz über den Bereich 20 bis 120 MHz verteilt sind, ließen zwei Arten von Strahlungsstößen erkennen: solare Stöße mit oder ohne F e i n s t r u k t u r — von anderen Beobachtern als T y p I l l - S t r a h l u n g s s t ö ß e identifiziert — u n d Stöße von ähnlicher Dauer, außerordentlich komplex, aber nicht solaren Ursprungs. I h r e Eigenschaften werden im einzelnen beschrieben. Alle Indizien d e u t e n darauf hin, daß es sich bei ihnen zweifellos u m a n Meteorspuren vorwärts gestreute Fernseh- u n d R u n d f u n k sendungen handelt. Es erhebt sich die Frage, ob u n d bis zu welchem Ausmaß diese Erscheinungen bei solaren Beobachtungen zu Verwechslungen g e f ü h r t haben. HHR 9358. P. M. Millman, T h e I. G. C. ( 1 9 6 1 ) v i s u a l m e t e o r p r o g r a m m e — P r o g r e s s R e p o r t N o . 7. J R A S Canada 56 226—228. 9359. P. M. Millman, 263—267.

Photographic

meteor

spectra.

J R A S Canada 56

9360. P. M. Millman, T h e m e t e o r r a d a r e c h o — a n o b s e r v a t i o n a l s u r v e y . Vgl. Ref. 1315 S. 235—240. — Zur Klassifizierung der meteorischen R a d a r echos u n d zum Vergleich der umfangreichen R a d a r b e o b a c h t u n g e n m i t visuellen Beobachtungen stehen r u n d 27000 visuell beobachtete Meteore zur Verfügung. I n der gleichen Zeitspanne werden erheblich mehr R a d a r e c h o s registriert als Meteore gesichtet. Eine eindeutige Beziehung zwischen beiden P h ä n o m e n e n ist immer noch nicht zu gewinnen. Ho.

62, 1962

93. Meteore

485

9361. E. K. Nemirowa, D e r C h a r a k t e r m e t e o r i s c h e r R a d i o e c h o s b e i d e r B e o b a c h t u n g d e s R e s o n a n z e f f e k t e s b e i 10 m W e l l e n l ä n g e . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 1»« 35—40 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 6.51.372. 9862. £ . K. Nemirowa, D i e R e s o n a n z s t r e u u n g v o n R a d i o w e l l e n d u r c h p a r a b o l i s c h e M e t e o r s p u r e n . Mitt. Polytechn. Inst. Tomsk 100 75—84 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 8.51.326. 9363. C. S. Nilsson, A. A. Weiss, R a d i o - e c h o o b s e r v a t i o n s of m e t e o r s in t h e A n t a r c t i c . Australian J . Phys. 15 1—19 = Sonderdruck Division Radiophys. C. S. I. R. O. Chippendale. — Radaruntersuchungen mit kohärenten Impulsen von Meteoren in der Antarktis bei 34 MHz lieferten für 10 % der Echos Daten von Höhe und Richtung der Reflexionspunkte. Die zeitlichen Änderungen dieser Daten sowie die tageszeitlichen Änderungen der gesamten Echorate werden analysiert und diskutiert. Alle diese Änderungen sind im Einklang mit den Vorhersagen auf Grund des Drei-Quellen-Modells für die Verteilung der Radianten sporadischer Meteore. Diese Verteilung, die symmetrisch zur Ekliptik ist, besteht aus einer breiten Apexquelle und konzentrierten Quellen nahe der Sonne und der Antisonne. Es ergibt sich, daß die integrierten Intensitäten der drei Quellen nahezu gleich groß sind. Einflüsse der Ionosphäre auf die Echorate werden nachgewiesen. HHR 9364. C. P. Olivier, M e t e o r R e p o r t s . A m e r i c a n M e t e o r S o c i e t y f o r 1961. Flower and Cook Obs. Repr. Nr. 137, 19 S. 9365. J . Pagaczewski, D z i e n n e r o j e m e t e o r y c z n e . Urania Krakow 33 362—369. — Es wird ein zusammenfassender Bericht über die Methode der Radarortung von Meteorströmen am Tage gegeben. E. R. 9366. G. H. Pettengill, A n e w t e c h n i q u e f o r i n v e s t i g a t i o n of m e t e o r e c h o e s a t U H F . J . Geophys. Res. 67 409—411. — Durch Messung der DopplerVerschiebung der Echos von schnell aufeinanderfolgenden Radarimpulsen an Meteoren können Radialgeschwindigkeiten und genähert die Radialbeschleunigungen abgeleitet werden, woraus bei Kenntnis der Anfangsentfernung des Meteors von der Antenne die Bahngeschwindigkeit folgt. Die Geschwindigkeitsverteilungen von sporadischen Meteoren innerhalb 7 1 / 2 Stunden Beobachtungszeit und von Meteoren des Perseidenstromes werden in Diagrammen dargestellt. Gü-Li 9367. J . Pokorny, D i f f r a c t i o n e f f e c t s in m e t e o r i c f o r w a r d s c a t t e r . BAC 13 167—174. — Es werden theoretische Betrachtungen über die Vorwärtsstreuung elektromagnetischer Wellen an den Ionenwolken der meteoritischen Einschußkanäle angestellt. Dazu werden Formeln abgeleitet, die den Verhältnissen in der Wirklichkeit angepaßt sind. Ho. 9368. R. Rigollet, U n e n o u v e l l e m é t h o d e d ' o b s e r v a t i o n photograp h i q u e d e s m é t é o r e s d ' o r i g i n e c o s m i q u e . J O 45 181—223 = Contr. Station d'Obs. Forcalquier Nr. 1. — Die Methode bedient sich zweier Kameras mit parallelen Achsen und azimutaler Montierung ohne Nachführung. Die Belichtung der einen Kamera wird in rascher Folge (Ofl) zwecks Bestimmung der Winkelgeschwindigkeit des bewegten Objekts unterbrochen, in langsamer Folge (4 m ), um den Sternspuren Ortsmarken aufzuprägen. Die zweite Kamera dreht sich langsam um die optische Achse, ebenfalls mit Unterbrecher, wodurch ermöglicht wird, die Zeit der Erscheinungen zu bestimmen. Die Methoden der Messung und Rechnung werden behandelt und zwei Beispiele (helles Meteor und Satellit Echo I) durch Abbildungen belegt. C. H. 9369. J. Rosinski, J. M. Pierrard, O n B o w e n ' s h y p o t h e s i s . J . Atmosph. Terr. Phys. 24 1017—1030. — I n Übereinstimmung mit einer von E. G. Bowen aufgestellten Hypothese (vgl. A J B 57 Ref. 82105) wird bei 8 von den 9 größten Regenfallanomalien eine Korrelation zur Meteoraktivität gefunden. Die Stark-

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regenfälle treten im Mittel 50 Tage nach den Meteorschauern auf. So lange dauert es, bis die meteoritischen Staubpartikel, die hier als Kondensationskerne wirken, die Tropopause erreicht haben. Gü-Li 9370. A. P. Sawruchin, P h o t o g r a p h i s c h e B e o b a c h t u n g e n v o n s p u r e n . Bull. Astr.-Geod. Ges. UdSSR Nr. 32 S. 11—12 (russ.).

Meteor-

9371. A. P. Sawruchin, D i e e r s t e n P h o t o g r a p h i e n d e r Ionisationss p u r e n v o n M e t e o r e n in d e r U d S S R . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1962 Nr. 1 S. 127—128 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1962 9A503: Es wurden photographische Beobachtungen von Meteorspuren durchgeführt. Dazu verwendete man eine photographische Kamera (F = 5 0 m m ; 1 : 1.5) und einen panchromatischen Film von hoher Empfindlichkeit von 35 mm Breite. Im Oktober 1960 wurden zwei, im August 1961 zehn Spuren photographiert. Für die Hälfte der Spuren wurden 2—6 einzelne ö r t e r in der Spur festgelegt. In einer Tabelle werden Zeiten, Helligkeit, Leuchtdauer nach Beobachtungen mit Doppelfernrohr (D = 80 mm) und die Länge in Graden angegeben. Ra. 9372. A. N. Simonenko, V e r b e s s e r u n g d e r L e u c h t k r a f t f u n k t i o n w e g e n d e s F e h l e r s b e i d e r H e l l i g k e i t s b e s t i m m u n g e i n e s M e t e o r s . Bull. Kommission Kometen Meteore UdSSR Nr. 7 S. 51—52 (russ.). 9373. A. N. Simonenko, Z w e i N o m o g r a m m e z u r B e s t i m m u n g d e r D r i f t p a r a m e t e r v o n M e t e o r s p u r e n . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.Techn., Chem., Geol.) 1962 Nr. 5 S. 128—129 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 4.51.543. 9374. I. T. Sotkin, A f o r m u l a AC Nr. 228 S. 28—29 (russ.).

for d e t e r m i n a t i o n

of m e t e o r

number.

9375. I. T. Sotkin, A. N. Tschigorin, D i e V e r w e n d u n g d e r R e c h e n m a s c h i n e z u r B e a r b e i t u n g d e r v i s u e l l e n S t a t i s t i k v o n M e t e o r e n . Bull. Astr.Geod. Ges. UdSSR Nr. 30 S. 45—52 (russ.). 9376. I. T. Sotkin, D i e B e o b a c h t u n g d e r M e t e o r e . Circ. Astr.-Geod. Ges. UdSSR 1961 Nr. 2 S. 17—19 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 4.51.548. 9377. R. B. Southworth, D e c e l e r a t i o n Ref. AAS. 9378. W. E. Stepan, On d e t e r m i n a t i o n t e o r s . AC Nr. 227 S. 28—29 (russ.).

of r a d i o

m e t e o r s . A J 67 283. —

of r a d i a n t s

of t e l e s c o p i c

me-

9379. P. B. Storebe, R a i n f a l l i n i t i a t i o n b y m e t e o r p a r t i c l e s . Nature 194 524—527. — Durch die größere Geschwindigkeit einer meteoritischen Partikel im Vergleich zu Wolkentröpfchen kommt es zu mehrfachen Kollisionen mit diesen. Das Wachstum der Tröpfchen wird unter vereinfachenden Annahmen berechnet. Wirksam sind bei diesem Prozeß nur meteoritische Partikel mit einer Größe von rund 10 fi. Bro. 9380. W. Turski, O b a d a n i u g e n e z y i d y n a m i c z n e j s t r u k t u r y r o j u m e t e o r ö w p r z y u z y c i u e l e k t r o n o w e j m a s z y n y c y f r o w e j . Postgpy Astr. 10 159. — Ref. PTA. — Am Obs. Jodrell Bank wurde eine Analyse der mit dem Meteorschwarm der Giacobiniden verbundenen Probleme durchgeführt. Es wurde die Bahn des Kometen Giacobini-Zinner bestimmt, eine numerische Integration der Bewegungsgleichungen der aus dem Kometenkern ausgeworfenen Partikel durchgeführt und mit dem Beobachtungsmaterial verglichen. F ü r diese Berechnungen wurde ein Programm für eine «Mercury»-Ziffemmaschine vorbereitet. Die Ergebnisse bestätigen die Hypothese, daß die Giacobiniden zwischen den Jahren 1894 und 1898 aus dem Kometen ausgeworfen wurden. E. R.

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93. Meteore

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9381. F. Verniani, O n t h e d e n s i t y of m e t e o r o i d s . I. T h e d e n s i t y of b r i g h t p h o t o g r a p h i c m e t e o r s . Nuovo Cimento (10) 26 209—230. — Unter Verwendung der Beobachtungsergebnisse von Whipple (vgl. A J B 54 Ref. 8262) sowie von Hawkins und Southworth (vgl. A J B 58 Ref. 8230, 61 Ref. 9330) wird die Dichte von 512 Meteoren berechnet. Im ersten Teil wird die Methode auseinandergesetzt und dann auf helle Meteore angewandt. Es ergibt sich dabei, daß die Meteore in mehreren Typen auftreten, die sich in ihrer physikalischen Konstitution wesentlich unterscheiden. Die meisten Feuerkugeln zeigen eine poröse Struktur und nur etwa 15% sind feste Körper. Dieses Ergebnis ist in Übereinstimmung mit dem Kometenmodell von Whipple (vgl. A J B 50 Ref. 8026). Dichte und Verteilung der Meteore variieren von einem Strom zum anderen. Der relative Prozentsatz von festen und porösen Körpern unterscheidet sich anscheinend nicht wesentlich für sporadische und Strommeteore. Henn 9382. A. v. d. Vorm, G a f S t o c k h o l m 40 m e t e o r e n p e r m i n u u t ? Meteoor 18 26. 9383. T. E. de Vries, A s t r o n o m i s c h nieuws. Standaardterminologie v o o r m e t e o o r w a a r n e m e r s . Meteoor 18 17—18. 9384. A. D. Wheelon, A m p l i t u d e d i s t r i b u t i o n f o r r a d i o s i g n a l s r e f l e c t e d b y m e t e o r t r a i l s . I I . J . Res. National Bureau Standards (D) 66 241—247. — Ref. in Phys. Abstr. 65 1494. * * S. K. Wsechswjatskij, T h e p o s s i b i l i t y of t h e p r e s e n c e of a r i n g of c o m e t s a n d m e t e o r i t e s a r o u n d J u p i t e r . Vgl. Ref. 9153. 9385. I o n o s p h ä r i s c h e U n t e r s u c h u n g e n ( M e t e o r e ) . S a m m l u n g A u f s ä t z e n N r . 8. Moskau, Akad. Wiss. UdSSR, 1962. 120 S. (russ.).

von

9386. M e t e o r o b s e r v i n g b y r a d a r . Sky Tel. 23 316—317. — Ref. AAS. 9387. W a r s t w a m i k r o m e t e o r y t ô w w w y s o k i c h w a r s t w a c h a t m o s f e r y . Urania Krakow 33 177. — Ref. — Es wird über eine Schicht von Mikrometeoriten in der Hochatmosphäre berichtet. Die Beobachtungen hierzu stammen aus dem J a h r e 1961. E. R. 9388. Beobachtungen und Mitteilungen Uber einzelne Meteore BSAF 76 53, 100. Bolides, étoiles filantes. BSAF 76 116. Observation d'un bolide. — Warloy - Bâillon, 1962 März 13. Ciel et Terre 78 390. Bolide. A. J u n g b l u t . — Luxemburg, 1962 Dez. 7. Coelum 30 24, 56, 96, 119, 151—152, 178—179. Meteoriti. J B A A 72 136—138. An exploding fireball. D. A. R . S i m m o n s , T. L. E v a n s . — Nord-Schottland, 1961 Juni 18. J RAS Canada 56 212—213. The Rouleau fireball and an assessment of a d a t a collecting system. J . V. H o d g e s . — Ref. RAS Canada. Meteoritika Nr. 22 S. 110—111 (russ.). Der helle Bolid vom 5. Juni 1960. M. S. F e d t s c h u n . — Die Feuerkugel wurde im Gebiet von Shitomir (Ukraine) wahrgenommen. MN ASSA 21 3. Daylight meteor of 4th J a n u a r y 1962. A. G. F. M o r r i s b y . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1962 Nr. 3 S. 128 (russ.). Bearbeitung einer Meteorphotographie. G. A. N a s s y r o w . — 1953 Aug. 12. — Ref. in R J UdSSR 1963 8.51.472. Orion Schaffhausen 7 50. Helles Meteor. — Niederbipp, 1961 Sept. 17. Orion Schaffhausen 7 220. Helles Meteor. K . A m r e i n . Sky Tel. 23 323. Three bright fireballs in spring skies. — Arizona, 1962 März 31; Kansas-Nevada, 1962 April 18; New Jersey, 1962 April 23. Sky Tel. 24 19. The New Jersey fireball of April 23, 1962. C. P. O l i v i e r .

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Urania Krakow 33 53—54. J a s n y bolid. J . U l a n o w i c z . — Verf. berichtet über einen hellen Boliden am 14. Sept. 1961 über Ostrowiec. E. R. VdS Nachr. 11 18. Helle Meteore. E. G e y e r , J . W i n t e r , W. M a l s c h . — Gera, 1961 Sept. 7, Karlsruhe, 1961 Dez. 2. VdS Nachr. 11 32—33. Feuerkugelradianten. H . K ö n i g . VdS Nachr. 11 54. Sehr helle Meteore. V. K a s t e n . VdS Nachr. 11 54. Meteorbeobachtungen. R. S c h i w y , K . - H . B r ü c h e r . — Meschede und Kiel, 1962 Febr. 27 und März 7. VdS Nachr. 11 69. Tagesmeteor. P. F r a n k . — Velden/Vils, 1962 April 24. VdS Nachr. 11 90. Meteorbeobachtung. B. B r a u n e r . — Herford, 1962 Mai 19. VdS Nachr. 11 133. Beobachtungen an Meteoren. V . K a s t e n , K . K r e f f t , E. H ä r i n g jr., L. D. S c h m a d e l . — Hildesheim, Bad Vilbel, Berlin, Wiesbaden, 1962 Juni 16, 25, Sept. 1, 13.

Einzelne Meteorströme 9389. Aquariden Bull. Astr.-Geod. Ges. UdSSR Nr. 32 S. 3—7 (russ.). Die Häufigkeit der DeltaAquariden 1960. I. T. S o t k i n , N. A. L i p a j e w a . Meteoor 18 50—51. De Delta-Aquariden. G. C o m e l l o . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1962 Nr. 6 S. 119—120 (russ.). Ephemeride des Radianten der jj-Aquariden 1962. A. N. S i m o n e n k o . — Ref. aus R J UdSSR 1963 6.51.507: Aus 55 in 6 Mainächten 1962 beobachteten Meteoren wurde die Ephemeride des Stroms ermittelt. Während der maximalen Stromaktivität h a t t e sich die Radiationsfläche merklich verkleinert. Loh. 9390. Alirigiden Sterne 38 127—128. Beobachtungen von Meteorströmen. W. S c h r ö d e r . 9391. Draconiden Meteoor 18 53—54. o en £ Draconiden. G. C o m e l l o . Sterne 38 127—128. Beobachtungen von Meteorströmen. W. S c h r ö d e r . 9392. Geminiden BAC 13 108—112. Visual Geminids 1958. J . G r y g a r , L. K o h o u t e k , Z. K v i z , J . M i k u s e k . — Aus systematischen visuellen Meteorbeobachtungen zur Zeit des Geminidenstroms wird die Häufigkeitsverteilung der Meteorhelligkeiten abgeleitet. An der Gewinnung der empirischen Unterlagen waren 8 Beobachter beteiligt. Überwacht wurde die Zenitgegend. Ho. BAC 13 176—178. Radio-echo observations of the Geminid meteor stream in 1959. Z. P i a v c o v a . — Mit dem Radarteleskop in Ondrejov wurden die Echos der Geminiden in der Zeit vom 8. bis 19. Dezember 1959 beobachtet. Das Maximum der langdauernden Echos fiel auf die ersten Nachmittagsstunden des 13. Dezember. Das Häufigkeitsmaximum der kleineren Partikel lag etwa anderthalb Tage früher. Sky Tel. 23 66. Geminid meteors widely observed. Ho. 9393. Giacobiniden MN 123 459—470 = Astr. Contr. Univ. Manchester (2) Jodrell Bank Repr. Nr. 252. The formation of the Giacobinid meteor stream. J . G. D a v i e s , W. T u r s k i . — Ref. in VdS Nachr. 12 98—99. — Zur Beantwortung der Frage, wann sich die Partikel des Meteorstromes der Giacobiniden, die in den Jahren 1933 und 1946 als starke Meteorschauer beobachtet wurden, von ihrem zugehörigen

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Kometen Giacobini-Zinner (1900 III) losgelöst haben, werden die Bewegungsgleichungen von Partikeln auf Bahnen dicht vor oder hinter dem Kometen integriert. Die Störungen der Planeten bis einschließlich Saturn werden berücksichtigt. Die elektronisch durchgeführte Integration umfaßt die Zeit von 1893 bis 1959. Durch Variation einiger der Elemente von mehr als 100 Probebahnen von Partikeln wird gefunden, daß beide Giacobiniden-Schauer von Partikeln herrühren, die den Kometen Anfang 1894 verlassen haben. Gü-Li Sky Tel. 24 325. Giacobinid meteor shower origin. 9394. Leoniden J RAS Canada 56 215—221, 257—261. The Leonid shower of 1833. H. S. Hogg. Meteoor 18 52. Terugkeer van de Leoniden. Meteoor 18 68—69. Leoniden 1962. G. C o m e l l o . Sky Tel. 23 64—66. Leonid meteors give unexpected display. — Ref. in Urania Kraköw 33 337. 9395. Orioniden AC Nr. 227 S. 24—26 (russ.). Observations of Orionids in Kasan. H. G u l m e d o w . — 1961 Okt. 9396. Perseiden AC Nr. 227 S. 26—28 (russ.). Observations of anomalous Perseids in Sofia. N. S. N i k o l o f f , M. P. K a l i n k o f f . — 1956, 1958, 1959. AC Nr. 228 S. 26—28 (russ.). Observations of Perseids in 1961. L. P. B a s s u r manowa. AC Nr. 229 S. 29—30 (russ.). Visual observations of the Perseid stream in Sofia in 1961. M. K a l i n k o f f , R. R u s s e f f . AC Nr. 229 S. 30—32 (russ.). Visual observations of the Perseid stream in 1959. M. K a l i n k o f f . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 33 S. 20—26 (russ. mit engl. Ref.). Investigations of a photographic meteor train. U. S c h o d i j e w . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 33 S. 27—37 (russ. mit engl. Ref.). The diurnal displacement and ephemeris of the Perseid radiant. B. G. B a l a n . — Auf Grund eines umfangreichen, in den Jahren 1956 bis 1959 mit Hilfe von Überwachungsaufnahmen gewonnenen Beobachtungsmaterials des Perseidenstroms wurden die Lage des Radianten f ü r einen bestimmten Zeitpunkt sowie die Richtung und Größe der täglichen Bewegung bestimmt. Die Abweichung eines einzelnen Meteors vom Radianten liegt im Mittel bei 0°6. Ho. Meteoor 18 45—48. Een geslaagde Perseidencampagne. M. A l b e r t s , J . v a n Diggelen. Meteoor 18 52—53. Perseiden 1962. Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1962 Nr. 3 S. 127 (russ.). Bearbeitung von vier Meteorphotographien vom August 1961. E. S. J u s c h k e w i t s c h . — Ref. in R J UdSSR 1963 8.51.471. Sterne 38 127—128. Beobachtungen von Meteorströmen. W. S c h r ö d e r . Sterne 38 162—163. Beobachtung der Maxima der Perseiden in den Jahren 1959 und 1961. SuW 1962 S. 86. Die Perseiden. F. L i e n e m a n n . VeröfF. Uraniasternw. Wien Nr. 5 S. 114. Maxima der Perseiden in den Jahren 1959 und 1961. L. B a r t h a . 9397. Phoeniciden J . Astr. Soc. Victoria 15 84. The Phoenicid meteor shower.

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X. Interplanetare Objekte

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JBAA 72 266—272. The Phoenicid meteor shower of 1956 December 5. H . B. R i d l e y . — Ein bisher unbekannter Strom von Meteoren am Südhimmel, nach der Lage des Radianten «Phoeniciden» genannt, t r a t am 5. Dezember 1956 auf. Er wurde visuell von 27 Beobachtern und außerdem radarastronomisch festgestellt. Seine heliozentrische Bahn ist abgeleitet und eine Beziehung zum Kometen 1819 IV wahrscheinlich gemacht worden. Ho. 9898. Quadrantiden Urania Krakow 33 7—11. Kwadrantydy. J . P a g a c z e w s k i . — Verf. berichtet über die Geschichte der Entdeckung, die Aktivität, die Radianten, die Geschwindigkeiten und die Bahn des Meteorschwarms der Quadrantiden. E. R. 9399. Skorpioniden AC Nr. 230 S. 24 (russ.). Radiants of telescopic Scorpionids in 1961. U. S c h o d i j e w , I. I b r a g i m o w . 93100. Ursiden A p J 136 315—316. A new minor meteor shower. W. A. F e i b e l m a n . 93101. Virginiden Meteoor 18 13—14. Virginidencampagne 1962. G. C o m e l l o . Meteoor 18 15—16. De Virginiden. J . v a n D i g g e l e n .

§ 94 Meteorite 9401. E . W . A d a m s , R. M. Huffaker, A p p l i c a t i o n of a b l a t i o n a n a l y s i s t o s t o n y m e t e o r i t e s a n d t h e t e k t i t e p r o b l e m . Nature 193 1249—1251. — F ü r kugelförmige Glaskörper werden die Abbrandraten in Abhängigkeit von Eintrittswinkeln und Eintrittsgeschwindigkeiten berechnet und mit den knopfähnlichen Australiten verglichen. F ü r die Entstehung der «Sanges» bei Australiten ergibt sich ein kleines Geschwindigkeitsintervall. Zä. 9402. L. H. Ahrens, P o s s i b l e Z r - H f f r a c t i o n b e t w e e n E a r t h a n d o r i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 1077—1079.

mete-

9403. A. Amiruddin, W. D. Ehmann, T u n g s t e n a b u n d a n c e s in m e t e o r i t i c a n d t e r r e s t r i a l m a t e r i a l s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 1011—1022. — Mit Hilfe der Neutronenaktivierung wurde die Häufigkeit von Wo in Meteoriten, Tektiten, Obsidianen, Tiefseesedimenten und 2 Standard-Gesteinen bestimmt. Die Wo-Gehalte von 16 Chondriten liegen zwischen 0.08 und 0.19 ppm. Mit diesen Werten erhält man für Wo die kosmische Häufigkeit 0.11 (Si = 10®). Achondrite haben Wo-Gehalte zwischen 0.005 und 0.12 ppm. Die Analysen von Sideriten und von abgetrennten meteoritischen Metallphasen zeigen für Wo in meteoritischer Materie einen deutlichen siderophilen und lithophilen, aber nur sehr schwachen chalkophilen Charakter. Die Wo-Häufigkeiten in Tektiten, Obsidianen und in einem «impact glass» sind ähnlich, aber größer als in den Standard-Gesteinen G—1 Granit und W—1 Diabas, während Tiefseesedimente wesentlich höhere Wo-Konzentrationen haben. Zä. 9404. E. Anders, M e t e o r i t e a g e s . Rev. Modern Phys. 34 287—325. — Eine ausführliche Zusammenstellung der wichtigsten Ergebnisse aller Isotopenmes-

62, 1962

94. Meteorite

491

sungen, die für,Altersbestimmungen a n Meteoriten in Frage kommen, wird gegeben: die irdischen Alter, die Entstehungsalter, die kosmischen Bestrahlungszeiten, die kurzlebigen R a d i o a k t i v i t ä t e n einschließlich der Uredelgase. Die Bibliographie u m f a ß t die meisten neueren Arbeiten. Die aufgezeigten Schwierigkeiten deuten an, wie sehr dieses Gebiet noch im Flusse ist. Zä. 9405. M. H. Briggs, M e t e o r i t e s a n d p l a n e t a r y o r g a n i c m a t t e r . Obs 82 216—218. — Verf. zeigt auf Grund von Abschätzungen, d a ß die auf der E r d e aufgefundenen Kohlenwasserstoffe zum Teil meteoritischen Ursprungs sein können. Ordnet m a n dem meteoritischen Staub die gleiche Kohlenstoffhäufigkeit zu wie den Meteoriten, — 0.05 Gewichtsprozent —, so b e t r ä g t die jährliche Ablagerungsrate an organischer Materie 2 g/km 2 ; dem entspricht eine Gesamtablagerung von 1017 g auf der Erdoberfläche. W ä h r e n d diese Menge durch biologische Prozesse sicher weitgehend umgesetzt ist, k a n n die Oberflächenstruktur unbelebter Planeten durch die Ablagerung erheblich verändert worden sein. Ba. 9406. M. H. Briggs, R e c e n t a d v a n c e s i n t h e i n v e s t i g a t i o n of o r i t e s . Sei. Progr. 50 376—387. — Ref. in Phys. Abstr. 65 1868.

mete-

9407. E. S. Burxer, K. I. Lasebnik, K. N. Alexe jewa, D e r G e r m a n i u m g e h a l t i n S t e i n m e t e o r i t e n . Meteoritika Nr. 22 S. 94—96 (russ.). 9408. K. D. Cherry, T h o r i u m N a t u r e 195 1184—1186.

and

uranium

contents

of

australites.

9409. E. R. DuFresne, E.Anders, O n t h e c h e m i c a l e v o l u t i o n o f t h e carbonaceous chondrites. Geochim. Cosmochim. Acta 26 1085—1114. Fehlerberichtigung in Geochim. Cosmochim. Acta 27 293. — Mit Hilfe von Röntgen-Strahlbeugung wurde die Mineralzusammensetzung von neun kohligen Chondriten bestimmt. Die früheren Ergebnisse k o n n t e n bestätigt sowie zwei u n b e k a n n t e Minerale gefunden werden. E s wurden Beobachtungen gemacht, die f ü r eine langanhaltende Einwirkung von Wasser sprechen. Es wird die Hypothese vertreten, d a ß die Protokörper eine innere Atmosphäre enthielten und durch eine Eisschicht a n der Oberfläche abgedichtet waren. Zä. 9410. J. Feitknecht, W. Herr, W. Hoffmeister, I s o t o p e n z u s a m m e n s e t z u n g v o n R u t h e n i u m i n M e t e o r i t e n . Helvetica Phvs. Acta 85 289—291. — Ref. in Phys. Abstr. 65 2311. 9411. W. E. Fensler, E. F. Knott, A. Olte, K. M. Siegel, T h e e l e c t r o m a g n e t i c p a r a m e t e r s of s e l e c t e d t e r r e s t r i a l a n d e x t r a t e r r e s t r i a l r o c k s a n d g l a s s e s . Vgl. Ref. 1308 S. 545—565. 9412. R. A. Fish, G. G. Goles, A m b i e n t x e n o n : a k e y t o t h e h i s t o r y of m e t e o r i t e s . N a t u r e 196 27—31. — Zur Bestimmung von J-Xe-Intervallen wird eine Methode vorgeschlagen, das Urxenon vom radiogenen Xenon durch fraktioniertes Entgasen zu trennen. Zä. 9413. L. H. Fuchs, O c c u r r e n c e of w h i t l o c k i t e i n c h o n d r i t i c Science 137 425—426.

meteorites.

9414. R. Gallant, F r e q u e n c y of m e t e o r i t e f a l l s t h r o u g h o u t t h e a g e s . N a t u r e 193 1273—1274. — E s wird eine Bemerkung über fossile Meteorite, die vor dem späten Q u a r t ä r gefallen sind, gemacht. Zä. 9415. P . W . G a s t , T h e i s o t o p i c c o m p o s i t i o n of s t r o n t i u m a n d t h e a g e of s t o n e m e t e o r i t e s . I. Geochim. Cosmochim. Acta 26 927—943. — E s werden neue Rb-Sr-Analysen von 4 Ca-reichen Achondriten u n d 5 Chondriten mitgeteilt. Alle Achondrite haben dieselben Si^'/Sr^-Werte. Beardsly h a t gegen-

492

X . Interplanetare Objekte

62, 1962

über den anderen Chondriten viel mehr R b . Die Zeit seit der letzten Differenzierung liegt bei 4.3 bis 4.7 x IO9 a. ' Zä. * * J. Geiss, H. Oeschger, U. Schwarz, T h e a s r e v e a l e d b y i s o t o p i e c h a n g e s in E a r t h . Vgl. Ref. 13514.

h i s t o r y of c o s m i c r a d i a t i o n t h e m e t e o r i t e s a n d on t h e

9416. W. Gentner, I s o t o p e n v e r s c h i e b u n g e n i n M e t e o r i t e n a l s A u s k u n f t s q u e l l e der Vergangenheit der kosmischen Strahlung und d e r F r ü h g e s c h i c h t e u n s e r e s P l a n e t e n s y s t e m s . Vgl. Ref. 1333 S. 21—39. 9417. P. S. Goel, T. P. Kokman, C o s m o g e n i c c a r b o n - 1 4 in m e t e o r i t e s a n d t e r r e s t r i a l a g e s of « f i n d s » a n d c r a t e r s . Science 136 875—876. — Ref. in Phys. Abstr. 65 1663. 9418. G. G. Goles, E . Anders, A b u n d a n c e s of i o d i n e , t e l l u r i u m and uranium in meteorites. Geochim. Cosmochim. Acta 26 723—737, mit einer Berichtigung in Geochim. Cosmochim. Acta 27 981. — Mittels Neutronenaktivierung wurden J , Te u n d U in 12 Chondriten bestimmt. Der U-Gehalt b e t r ä g t bei allen Chondriten etwa 0.01 p p m , während J u n d Te in der Reihenfolge: gewöhnliche Chondrite, Enstatitchondrite, kohlige Chondrite zunehmen. Zä. 9419. R. Green, T h e r m o e l e c t r i c Res. 67 908—909.

currents

in

meteorites.

J . Geophys.

9420. D. I. Grigorjew, K o s m i s c h e M i n e r a l o g i e — e i n n e u e r Zweig d e r W i s s e n s c h a f t . Bote Akad. Wiss. U d S S R 1962 Nr. 4 S. 21—24 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 4.51.1. 9421. D. Heymann, J. M. Fluit, S p u t t e r i n g b y 2 0 - k e V A r + i o n s a t n o r m a l i n c i d e n c e o n m e t e o r i t e s . J . Geophys. Res. 67 2921—2924. — Als Beitrag zur Frage, inwieweit Meteorite im R a u m einer Erosion ausgesetzt sind, werden ein Eisen- u n d zwei Steinmeteorite m i t 20 keV-A+-Ionen bombardiert u n d die Erosionsraten gemessen. Der Eisenmeteorit wird etwas stärker erodiert als die Steinmeteorite. Die Differenz zwischen den Strahlungsaitern der Steinu n d Eisenmeteorite läßt sich nicht auf deren verschiedene mechanische Festigkeit zurückführen, vielmehr scheinen verschiedene Ursprungsgebiete d a f ü r verantwortlich zu sein. Zä. * * D. Heymann, 0 . A. Schaelfer, Vgl. Ref. 13523.

Constancy

of

cosmic

ray

in

time.

9422. H. Hintenberger, H . K ö n i g , H. W a n k e , Ü b e r den Heliumund N e o n g e h a l t von S t e i n m e t e o r i t e n und deren radiogene u n d kosm o g e n e A l t e r . Z. Naturforschung 17a 1092—1102. — I n 24 Steinmeteoriten wurden der He- u n d Ne-Gehalt u n d deren Isotopenzusammensetzungen bestimmt. Die radiogenen He 4 -Alter liegen zwischen 0.4 u n d 4.5 X IO9 a. Die Bestrahlungszeiten durch die kosmische Strahlung liegen zwischen 0.3 u n d 26 x IO9 a. Eine Korrelation zwischen diesen beiden Altern wurde nicht gefunden. Die großen Schwankungen im He 3 /Ne 2 1 -Verhältnis können nicht allein durch unterschiedliche chemische Zusammensetzungen erklärt werden. Zä. 9423. A. A. Jawnel, D a s V e r h ä l t n i s d e r v e r s c h i e d e n e n F o r m e n E i s e n s i n C h o n d r i t e n . Meteoritika Nr. 22 S. 74—82 (russ.).

des

9424. A. A. Jawnel, Z u s a m m e n s e t z u n g , S t r u k t u r u n d K r i s t a l l i s a t i o n s b e d i n g u n g e n d e r E i s e n m e t e o r i t e . Meteoritika N r . 22 S. 83—93 (russ.). — Das ausführliche Referat über Arbeiten des Verf. u n d anderer befaßt sich m i t den Phasenzuständen des Systems Fe—Ni, erweitert durch Co, P u n d S, u n d u n t e r Berücksichtigung von Umkristallisationen. Bei den Eisenmeteoriten werden

62, 1962

94. Meteorite

493

Spuren von Ga u n d Ge als Unterscheidungsmerkmal herangezogen. Die inhomogene Zusammensetzung der verschiedenen Phasen des Meteoreisens weist in Übereinstimmung m i t experimentellen D a t e n auf Nichtgleichgewichtsbedingungen u n d unterschiedliche T e m p e r a t u r e n bei der Kristallisation hin. Bei der E n t stehung sehr großer Kristalle der a- u n d y-Phasen d ü r f t e n quasistationäre Verhältnisse geherrscht haben. Die Phasenuntersuchungen geben auch Aufschluß über den Abkühlungsprozeß der Eisen-Nickel-Schmelzen. Druckbedingungen u n d Zeitskala der Umkristallisationen bedürfen noch weiterer Klärung. Petri 9425. S. S. Kabalkina, D i a m a n t e n (russ.).

in M e t e o r i t e n .

9426. A. A. Kaduschin, G. G. Worobjew, D i e oriten und T e k t i t e n mit Hilfe eines Meteoritika Nr. 22 S. 104—109 (russ.).

Priroda 51 Nr. 6 S.110

U n t e r s u c h u n g von MeteInfrarotspektrometers.

9427. K. Keil, O n t h e p h a s e c o m p o s i t i o n of m e t e o r i t e s . J . Geophys. Res. 67 4055—4061. — E s wurden 73 Chondrite mittels Flächenplanimetrie von Anschliffen auf den Ni-Fe-, Troilit-, Chromit- u n d Silikatgehalt untersucht. Chondrite mit mehr als 1 3 % Ni-Fe gehören zur H-Gruppe, solche mit weniger als 1 3 % zur L-Gruppe. Die mittlere Zusammensetzung betrug 11 Gew.% metallisches Ni-Fe, 5 . 3 % Troilit, 0 . 2 5 % Chromit u n d 8 3 . 4 % Silikat. Zä. 9428. E. L. Krinow, P r i n c i p l e s of M e t e o r i t i c s . Vgl. A J B 60 Ref. 9470. — Weitere Besprechung in Gerlands Beiträge Geophys. 71 72 (C. H o f f m e i s t e r ) , Naturwissenschaften 49 528 (E. P r e u s s ) . 9429. D. Krummenacher, C. M. Merrihue, B. 0 . Pepin, J. H. Reynolds, M e t e oritic krypton and barium versus the general isotopic anomalies i n m e t e o r i t i c x e n o n . Geochim. Cosmochim. Acta 26 231—249. * * B. J. Lewin, P h y s i k a l i s c h e T h e o r i e d e r M e t e o r e u n d o r i t i s c h e S u b s t a n z i m S o n n e n s y s t e m . Vgl. Ref. 9349. * * B.-A. Lindblad, O b s e r v a t i o n e r

av

eldkulor.

die

mete-

Vgl. Ref. 9352.

9430. J. F. Lovering, L. G. Parry, Thermomagnetic analysis of coe x i s t i n g n i c k e l - i r o n m e t a l p h a s e s in iron m e t e o r i t e s a n d the t h e r m a l h i s t o r i e s of t h e m e t e o r i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 361—382. — I n einer größeren Zahl Eisenmeteorite wurde mittels thermomagnetischer Analyse der Nickelgehalt in den verschiedenen Phasen bestimmt. Die Resultate sind m i t denen der Mikrosonde in Übereinstimmung u n d im Einklang m i t der Vorstellung, daß die Metallphasen von Fe-Meteoriten bei einem Druck von etwa 25000 a t m im Temperaturintervall von 300 bis 375° C entstanden sind. Auch die Eisenmeteorite mit geringem u n d hohem Ni-Gehalt sind mit dem Modell verträglich, wonach sie dem K e r n eines größeren Protokörpers angehört haben. Zä. 9431. A. F. Marchai, L e s p i e r r e s t o m b e e s d u c i e l . Industrie Nr. 7, 1962. — Besprechung in Ciel et Terre 78 454 (J. F. B r o u e t ) . 9432. R. R. Marshall, C o s m i c r a d i a t i o n a n d t h e K 4 0 — A r 4 0 «ages» of i r o n m e t e o r i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 981—992. — Das durch Spallationsreaktionen der kosmischen Strahlung in Eisenmeteoriten gebildete A 40 u n d das aus dem Zerfall des K 4 0 entstandene A 40 werden berechnet u n d mit den in der Literatur angegebenen Messungen des He 3 u n d A 40 verglichen. Der A 4 0 -Gehalt der Eisenmeteorite Toluca u n d Canon Diablo ist nur zu erklären, wenn sie eine kompliziertere Entstehungsgeschichte h a t t e n , als m a n bisher für Eisenmeteorite a n n a h m . Das in Canon Diablo gemessene K 3 9 /K 4 1 -Verhältnis s t i m m t auf weniger als 2 % mit dem irdischen Wert überein. Zä.

494

X . Interplanetare Objekte

62, 1962

9433. R. R. Marshall, T h e c o m p o s i t e o r i g i n of h e a v y e l e m e n t s a n d i r o n m e t e o r i t e s . Icarus 1 95—111. — Die ungewöhnliche Isotopenverteilung von Blei und Xenon in Meteoriten kann am besten durch die Annahme einer begrenzten Zahl diskreter Kernsynthesenperioden vor der Entstehung des Sonnensystems erklärt werden. Verf. diskutiert ein Modell mit drei solchen Perioden, die für die Entstehung der r-Prozeß-Nukleiden verantwortlich sind: die ersten beiden Perioden vor 13.4 und 7.5 X 109 Jahren, die dritte zu Beginn der Bildung des Sonnensystems. Das Alter der Erde (aus der Xe 136 -Häufigkeit in der Atmosphäre) beträgt etwa 4.2 X 109 Jahre. Voigt 9434. R. R. Marshall, M a s s s p e c t r o m e t r i c s t u d y of t h e l e a d in c a r b o n a c e o u s c h o n d r i t e s . J . Geophys. Res. 67 2005—2015. — I n 4 kohligen Chondriten wurde die Isotopenzusammensetzung des Bleis untersucht. Sie unterscheidet sich nur schwach von der des Urbleis in dem Eisenmeteoriten Canon Diablo. Einige enthalten kleine Mengen radiogener Anteile, die entweder auf ein größeres Alter (5.1 X 109 a) oder auf Inhomogenitäten des Urbleis zurückgeführt werden. Der Bleigehalt beträgt 1 bis 4 ppm. Zä. 9435. B. Mason, M e t e o r i t e s . London—New York, J o h n Wiley & Sons, Inc., 1962. 12 + 274 S. Preis 60 s. bzw. $ 7.95. — Besprechung in Phys. Today 16 Nr. 7 S. 60—61 (E. A n d e r s ) , Planet. Space Sei. 11 996—997 (E. J . Ö p i k ) , Science 188 887—888 (D. E. F i s h e r ) . 9436. T. B. Massalski, F. R. Park, A q u a n t i t a t i v e m e t a l l o g r a p h i c s t u d y of f i v e o c t a h e d r i t e m e t e o r i t e s . J . Geophys. Res. 67 2925—2934. 9437. C. Mayer-Böricke, M. M. Biswas, W. Gentner, y - s p e k t r o s k o p i s c h e U n t e r s u c h u n g e n a n S t e i n m e t e o r i t e n . Z. Naturforschung 17a 921—924. — Die von der kosmischen Strahlung hauptsächlich aus Si, AI und Mg in 5 Steinmeteoriten erzeugten Positronenstrahler AI26 (T 1 / a = 740000 a) und Na 22 (T 1/2 = 2.6 a) wurden mittels y-y-Koinzidenzspektroskopie gemessen. Die Ergebnisse für AI29 deuten auf einen räumlich konstanten Fluß der kosmischen Strahlung hin. Zusammen mit dem bekannten Ne 22 -Gehalt des Chondriten Bruderheim ergibt sich aus dessen Na 2 2 -Aktivität eine kosmische Bestrahlungszeit von 26 X 106 a. Zä. 9438. E. Merz, T h e d e t e r m i n a t i o n of h a f n i u m a n d z i r c o n i u m in m e t e o r i t e s b y n e u t r o n a c t i v a t i o n a n a l y s i s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 347—349. 9439. B. A. Mirtow, M e t e o r i c m a t t e r a n d s o m e g e o p h y s i c a l prob l e m s of t h e u p p e r a t m o s p h e r e . ARS J 32 143—151. — Englische Übersetzung der in A J B 60 Ref. 9486 zitierten Arbeit. 9440. C. B. Moore, H. Brown, T h e t i t a n i u m in s t o n y m e t e o r i t e s .

d i s t r i b u t i o n of m a n g a n e s e and Geochim. Cosmochim. Acta 26 495—502.

9441. V. R. Murthy, T h e i s o t o p i c c o m p o s i t i o n of s i l v e r in i r o n o r i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 481—488. 9442. V. R. Murthy, I s o t o p i c a n o m a l i e s of m o l y b d e n u m i r o n m e t e o r i t e s . J . Geophys. Res. 67 905—907.

in

metesome

9443. V. R. Murthy, C.C.Patterson, P r i m a r y i s o c h r o n of z e r o a g e f o r m e t e o r i t e s a n d t h e E a r t h . J . Geophys. Res. 67 1161—1167. — Es wird eine Übersicht über die neuesten Messungen des Urbleis in Eisenmeteoriten gegeben. Innerhalb der angegebenen Fehler ist das Urblei in Meteoriten mit dem irdischen Urblei identisch. Zusammen mit einigen Isotopenhäufigkeiten von Steinmeteoriten ergibt sich für die «Geochrone» eine Steigung von 0.59 ^ 0.01. Zä.

62, 1962

94. Meteorite

9444. G. Newkirk jr., J. A. Eddy, U p p e r from coronagraphic measurements 119. — Ref. AAS.

495

l i m i t of m e t e o r i t i c in t h e s t r a t o s p h e r e .

influx A J 67

9445. W. Nichiporuk, H. Brown, P l a t i n u m and iridium abundances i n m e t e o r i t e s . Phys. Rev. Letters 9 245—246. — Ref. in Phys. Abstr. 65 2311. 9446. N. NikoloH, B u l g a r i s c h e M e t e o r i t e . Priroda (Sofia) 11 Nr. 4 S. 78 —80 (bulgar.). — Ref. aus R J U d S S R 1963 8.51.482: Kurze Mitteilungen über U m s t ä n d e bei Fällen u n d F u n d e n bulgarischer Meteorite, mit deren E n t d e c k u n g u n d Erforschung 1956 begonnen wurde. Insgesamt wurden 4 Meteorite entdeckt. E s wird ein Literaturverzeichnis (14 Quellenangaben) gegeben, in dem diese Meteorite im Detail beschrieben werden. • Ra. 9447. H. H. Nininger, A s k a Q u e s t i o n a b o u t M e t e o r i t e s . Denver, Col., American Meteorite Laboratory, 1961. 3 + 87 S. Preis $ 1.25. — Besprechung in J R A S Canada 56 235 (P. M. M i l l m a n ) . 9448. D. W. Parkin, W. Hunter, M e t e o r i t e s a n d c o s m i c 842 S. 105—163. — Ref. in Ann. Geophys. 18 399—400.

dust.

Vgl. Ref.

9449. J. Peebles, R. H. Dicke, T h e t e m p e r a t u r e of m e t e o r i t e s and D i r a c ' s c o s m o l o g y a n d M a c h ' s p r i n c i p l e . J . Geophys. Res. 67 4063— 4070. — Auf Grund des Machschen Prinzips u n d Diracs Kosmologie sollte die Gravitation im Lauf der Zeit abnehmen. Dies h a t zur Folge, d a ß die Sonnenstrahlung zu früheren Zeiten größer war u n d planetarische Körper größeren E r w ä r m u n g e n ausgesetzt waren. Abschätzungen an K-A-Altern von Meteoriten zeigen, d a ß sich die Gravitation u m nicht mehr als u m den 10 _ 1 0 ten Teil verkleinert h a b e n kann. Das Ergebnis ist m i t allen Kosmologien m i t veränderlichen Gravitationskräften verträglich. Zä. * * P. J. Peebles, R. H. Dicke, C o s m o l o g y a n d t h e r a d i o a c t i v e a g e s of t e r r e s t r i a l r o c k s a n d m e t e o r i t e s . Vgl. Ref. 4488. 9450. J. Pokrzywnicki, meteorytöw (szkic

O pozornym kierunku statystyczny). Post^py

decay

spadköw niektorych Astr. 10 237—251.

9451. J. Pokrzywnicki, D i a m e n t y w m e t e o r y t a c h . Urania K r a k o w 33 273—274. — Ref. der in A J B 61 Ref. 7172 zitierten Arbeit von R . N. Wentorf jr. u n d H . P . Bovenkerk. 9452. W. I. Potschtarew, E. G. Guskowa, D i e m a g n e t i s c h e n E i g e n s c h a f t e n v o n M e t e o r i t e n . Geomagnetismus Aeronomie 2 749—758 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 1.51.524. 9453. N. Richter, E x p e r i m e n t e l l e U n t e r s u c h u n g e n z u r Beleuchtung i n t e r p l a n e t a r e r M a t e r i e . I. Teil. P h o t o m e t r i s c h e Untersuchungen a n S t e i n - u n d E i s e n m e t e o r i t e n . Veröff. Sternw. Sonneberg 5 157—193 = Mitt. Karl-Schwarzschild-Obs. T a u t e n b u r g Nr. 3. — Ref. in Sterne 39 87—88. — An 13 rotierenden Steinmeteoriten u n d 3 Eisenmeteoriten wurde das mittlere Reflexionsvermögen durch Anschluß an eine Magnesiumoxydfläche bestimmt. Ferner wurden die mittleren Phasenkurven u n d das Polarisationsvermögen in Abhängigkeit vom Phasenwinkel gemessen. Die Untersuchungen geschahen bei den isophoten Wellenlängen von 520, 480 u n d 425 n m . Verf. 9454. A. E . Ringwood, M. Seabrook, C o h e n i t e a s a p r e s s u r e indicator i n i r o n m e t e o r i t e s - I I . Geochim. Cosmochim. Acta 26 507—509.

X. Interplanetare Objekte

496

62, 1962

9455. A. E. Ringwood, L. Kaufman, T h e i n f l u e n c e of h i g h p r e s s u r e o n t r a n s f o r m a t i o n e q u i l i b r i a in i r o n m e t e o r i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 999—1009. — Zur Klärung der Bildung der Eisenmeteorite werden die Fe-Ni-Phasendiagramme bei verschiedenen, jeweils festen Drucken berechnet. Aus der in Eisenmeteoriten gegebenen Phasenverteilung (Kamazit, ot-Ni-Fe, Taenit, y-Ni-Fe und Plessit, Mischform) und den Phasendiagrammen läßt sich folgern, daß das meteoritische Nickeleisen Drucken zwischen 30000 und 60000 atm ausgesetzt war. Unter diesen Bedingungen hätten sich auch die Widmannstättenschen Figuren in weniger als 108 a ausbilden können. Beimengungen seltener Nickelmetalle (P, S, C) können das Bild nicht grundsätzlich verändern. Zä. 9456. P. R. Rushbrook, W. D. Ehmann, I r i d i u m i n s t o n e meteorites b y n e u t r o n a c t i v a t i o n a n a l y s i s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 649— 657. — Die in der Nähe einer abgeschlossenen Neutronenschale liegenden stabilen Iridiumisotope Ir 191 und Ir 193 sollten wegen ihres großen Einfangquerschnittes für Neutronen im Kosmos besonders häufig vorkommen. Die Messung der von thermischen Neutronen in Meteoritenproben durch die (n, 7)-Reaktion am Ir 191 erzeugten Aktivität ermöglicht eine Bestimmung des Iridiumgehalts. Die an 7 Meteoriten durchgeführten Messungen ergeben die mittlere Häufigkeit von Iridium, bezogen auf Si = 106, zu 0.38. Dieser Wert liegt niedriger als der von Cameron aus Theorien der Kernsynthese berechnete. Die Abweichung kann durch eine chemische Fraktionierung bei der Entstehung von Meteoriten durch quasivulkanische Eruptionen, wie sie Fish vorschlägt, erklärt werden. D. M. * * R. Schall, D e r M e t e o r i t e n e i n s c h l a g — e i n e A u f g a b e d e r f a h r t a n d i e B a l l i s t i k . Vgl. Ref. 1786.

Raum-

9457. R. A. Schmidt, A u s t r a l i t e s a n d A n t a r c t i c a . Science 138 443—444. — Durch Barnes (vgl. Sei. American 205 58, 1961) wurde angenommen, daß die Australite durch Aufschlag eines großen Meteoriten oder Asteroiden in Wilkes Land in der östlichen Antarktis entstanden sind. Die Ergebnisse geophysikalischer Untersuchungen stützen diese Annahme, können aber noch keinen zwingenden Beweis liefern. Henn 9458. H.-J. Schugk, G l a s m e t e o r i t e . 9459. M. Shima,

Boron

in

VdS Nachr. 11 29—30.

meteorites.

J . Geophys. Res. 67 4521—4523.

9460. C. W. Sill, C. P. Willis, T h e b e r y l l i u m c o n t e n t of s o m e m e t e o r i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 1209—1214. — In Meteoriten und einigen Gesteinen wurde die Be-Konzentration fluorometrisch bestimmt. Die Werte liegen für 13 Chondrite und einen Achondriten zwischen 0.020 und 0.058 ppm. Das entspricht im Mittel einer kosmischen Häufigkeit von 0.64 (Si = 106) gegenüber einem Wert von 20 von Cameron (1959) und Suess und Urey (1956). Für je eine Probe Diabas, Basalt, Granit und Shale steigen die Be-Konzentrationen vom 16fachen des meteoritischen Durchschnitts im Diabas bis zum 160fachen im Shale an. Zä. 9461. C. S. Smith, N o t e o n t h e h i s t o r y of t h e W i d m a n n s t ä t t e n t u r e . Geochim. Cosmochim. Acta 26 971—972.

struc-

9462. I. E. Starik, G. P. Lowzjus, E. W. Sobotowitsch, S. M. Graschtschenko, M. M. Schaz, A. W. Lowzjus, D i e i s o t o p e Z u s a m m e n s e t z u n g d e s B l e i s in M e t e o r i t e n im Z u s a m m e n h a n g m i t P r o b l e m e n i h r e r H e r k u n f t . Bull. Kommission zur Bestimmung des absoluten Alters geolog. Formationen Akad. Wiss. UdSSR 1962 Nr. 5 S. 12—25 (russ.). 9463. H. Stauffer, On t h e p r o d u e t i o n r a t i o s of r a r e g a s i s o t o p e s in s t o n e m e t e o r i t e s . J . Geophys. Res. 67 2023—2028. — Von 12 Meteoriten

94. Meteorite

62, 1962

497

wurde der He-, Ne- u n d A-Gehalt u n d deren K-A-Alter bestimmt. Die durch die kosmische Strahlung erzeugten Spallationsprodukte werden mit der chemischen Zusammensetzung verglichen. Zä. 9464. H. Staulfer, M. Honda, Cosmic-ray-produced stable isotopes i n i r o n m e t e o r i t e s . J . Geophys. Res. 67 3503—3512. — I n einigen FeMeteoriten wurde die Isotopenzusammensetzung von Vanadium, Kalzium u n d K a l i u m mit der Isotopenverdünnungsmethode gemessen. V 50 , Ca 46 , Ca 43 u n d K 4 0 sind durch Spallationsprodukte der kosmischen Strahlung s t a r k angereichert. Es wird eine empirische Formel f ü r die Konzentration eines stabilen Spallationsp r o d u k t s in Eisenmeteoriten angegeben. Strahlungsalter werden d u r c h Vergleich der K 4 0 -Konzentration mit der der stabilen Isotope abgeschätzt. Zä. 9465. H. E. Suess, H. Wänke, R a d i o c a r b o n content and terrestrial a g e of t w e l v e s t o n y m e t e o r i t e s a n d o n e i r o n m e t e o r i t e . Geochim. Cosmochim. Acta 26 475—480. — Bei Steinmeteoriten mit Falldaten (Fälle) b e t r ä g t der mittlere C 1 4 -Gehalt 48.2 dpm/kg, bei dem Eisenmeteoriten Aroos 5.5 d p m / k g . Das irdische Alter einiger F u n d e b e t r ä g t bis zu 20000 J a h r e oder mehr. Zä. 9466. H. J. Svec, G. D. Flesch, J.Capellen, T h e a b s o l u t e a b u n d a n c e of t h e c h r o m i u m i s o t o p e s i n s o m e s e c o n d a r y m i n e r a l s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 1351—1353. 9467. S. R. Taylor, M e t e o r i t i c a n d t e r r e s t r i a l r a r e e a r t h a b u n d a n c e p a t t e r n s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 81—88. — Die bisherigen Messungen der seltenen E r d e n in Meteoriten u n d auf der E r d e werden diskutiert. Es zeigt sich, d a ß die relativen Häufigkeiten in Chondriten u n d basischen Gesteinen sehr ähnlich sind. Die leichteren Elemente zeigen in Gesteinen der Erdoberfläche eine Anreicherung, was vielleicht auf eine Fraktionierung infolge unterschiedlicher Atomradien zurückzuführen ist. Zä. 9468. S. R. Taylor, T h e c h e m i c a l c o m p o s i t i o n o f a u s t r a l i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 685—722. — Verf. gibt eine umfassende Untersuchung der chemischen Zusammensetzung dieser Gruppe der Tektite. Die Ergebnisse von 17 vollständigen u n d 7 teil weisen Analysen werden mitgeteilt u n d die Einzelheiten der analytischen Methoden dargelegt. Ein Vergleich mit den Elementhäufigkeiten in Chondriten sowie in terrestrischem Material wird durchg e f ü h r t . Die festgestellte Ähnlichkeit mit letzterem schließt aber einen extraterrestrischen Ursprung nicht aus. Die Untersuchung f ü h r t zu dem Ergebnis, daß die Australite entweder auf der Oberfläche der E r d e oder auf einem der E r d e ähnlichen Planeten entstanden sein müssen. Henn 9469. S. Umemoto, I s o t o p i c c o m p o s i t i o n o f b a r i u m s t o n e m e t e o r i t e s . J . Geophys. Res. 67 375—379. 9470. K . Utech, F r e q u e n c y N a t u r e 193 56—57.

of

meteorite

and

falls t h r o u g h o u t

9471. V. Vand, C o s m i c a l c a t a s t r o p h e s — c o l l i s i o n s t h e E a r t h . R H 43 145—148 (tschech.).

cerium

in

the

ages.

of m e t e o r s

with

9472. H. Voshage, H. Hintenberger, Massenspektrometrische Untersuc h u n g e n v o n K a l i u m a u s E i s e n m e t e o r i t e n . P h y s . Verhandlungen 13 172. — Ref. 9473. H. Voshage, E i s e n m e t e o r i t e a l s R a u m s o n d e n f ü r d i e U n t e r suchung des I n t e n s i t ä t s v e r l a u f e s der kosmischen Strahlung währ e n d d e r l e t z t e n M i l l i a r d e n J a h r e . Z. Naturforschung 17a 422—432. A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1962

32

498

X. Interplanetare Objekte

62, 1962

— In Eisenmeteoriten wurde die Isotopenzusammensetzung des K untersucht, das überwiegend durch Spallationsprozesse gebildet wird. Die Bestrahlungszeiten aus dem K 4 1 /K 4 0 -Verhältnis sind um den Paktor 1.3 bis 1.8 größer als die nach der Cl36- oder A 39 -Methode ermittelten. Die Diskrepanz wird mit einer Zunahme der kosmischen Strahlungsintensität gedeutet. Zä. der 9474. G. P. Wdowykin, N. W. Pomorzewa, N e u e s ü b e r d i e N a t u r o r g a n i s c h e n V e r b i n d u n g e n k o h l i g e r C h o n d r i t e . Geochimija 1962 Nr. 2 S. 1106—1107 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1963 6.51.527. 9475. B. Weaving, M a g n e t i c a n i s o t r o p y Geochim. Cosmochim. Acta 26 451—455. 9476. F. L. Whipple, M e t e o r i t i c Ref. AAS.

erosion

in in

chondritic space.

* * A. T. Wilson, G. Mueller, O r i g i n of p e t r o l e u m s i t i o n of t h e l u n a r m a r i a . Vgl. Ref. 83234.

meteorites.

A J 67 285—286. — and

the

compo-

9477. A. P. Winogradow, D a s V o r k o m m e n d e r c h e m i s c h e n E l e m e n t e i n d e r S o n n e u n d i n S t e i n m e t e o r i t e n . Geochimija 1962 Nr. 4 S. 291— 295 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1962 9A506: Die Häufigkeiten der Elemente in der Sonne (nach Aller, 1961) und in Steinmeteoriten (Chondrite) werden nach jüngsten experimentellen Angaben miteinander verglichen. F ü r alle Elemente, mit Ausnahme von 29 Cu — 3 °Zn, 47 Ag — 48 Cd und 79 Au — 8 0 Hg, h a t sich die Oddo-Harkinssche Regel bestätigt. Die gesetzmäßige Abnahme des Vorkommens der Elemente innerhalb jeder Untergruppe des Periodischen Systems von den leichten zu den schweren Elementen mit Ausnahme der Elemente der II. Periode — Li, Be, B — wird betont. Es wurde eine gute Übereinstimmung der mittels verschiedener Methoden und von verschiedenen Autoren für die Sonne und die Steinmeteorite ermittelten Angaben gefunden. Die Gleichartigkeit der Verteilungskurven der Elemente in der Sonne und den Steinmeteoriten bedeutet, daß das Material der Planeten unseres Sonnensystems nicht aus anderen Räumen der Galaxis eingefangen wurde. Ra. 9478. J. A. Wood, M e t a m o r p h i s m i n c h o n d r i t e s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 739—749. — Vier Arten von Meteoriten mit unterschiedlichem Grad an Rekristallisation wurden mineralogisch untersucht. Relativ gut erhaltenes «primäres» Material besteht aus reduzierten Chondren und einer oxydierten Matrix aus ultrafeinem Magnetit, die kein metallisches Eisen enthält. Es wird vorgeschlagen, daß die rätselhaften Chondren als Flüssigkeitströpfchen aus einem sich abkühlenden Gas entstanden sind und sich später in den Planeten oder Asteroiden angesammelt haben. Als typischer Vertreter eines solchen nicht metamorphisierten Chondriten wird Renazzo angesehen. Zä. 9479. J. A. Wood, C h o n d r u l e s a n d t h e o r i g i n of t h e t e r r e s t r i a l p l a n e t s . Nature 194 127—130. — Es wird eine neue Hypothese über die Entstehung der Chondren der Steinmeteorite aufgestellt, wonach diese neben Staubteilchen als erste Kondensationsprodukte aus der Gasphase entstehen können. Durch verschiedenes Abwandern dieser Teilchen sind die unterschiedlichen Dichten der Planeten zustande gekommen. Zä. 9480. J. Zähringer, I s o t o p i e - E f f e k t u n d H ä u f i g k e i t e n d e r E d e l g a s e i n S t e i n m e t e o r i t e n u n d a u f d e r E r d e . Z. Naturforschung 17a 460— 471. — Es wird über Messungen von Uredelgasen verschiedener Meteoritenarten berichtet. Dabei wurden vor allem die Meteorite ausgewählt, deren A 36 /A 38 -Verhältnis auf das Vorhandensein von Uredelgasen hindeutet. Reines Spallationsargon sollte ein A 36 /A 38 -Verhältnis von 0.6 besitzen, bei den meisten Chondriten ist es aber größer. Es wurde geprüft, ob diese Meteorite stets auch K r und Xe enthalten

62, 1962

94. Meteorite

499

u n d ob eine Beziehung zum A 3 6 -Überschuß besteht. Auch das Xe 1 2 9 -Problem wurde weiter verfolgt. Aus den unterschiedlichen Häufigkeiten u n d Isotopenzusammensetzungen der Uredelgase m u ß der Schluß gezogen werden, d a ß die verschiedenen Meteoritenarten sowie die irdische Materie unterschiedliche E n t stehungsgeschichten besitzen. E s wird der Versuch u n t e r n o m m e n , die Uredelgase aus einem gemeinsamen solaren Gas abzuleiten. Henn 9481. R e s e a r c h e s o n M e t e o r i t e s . Herausgegeben von C. B. M o o r e . New York, J o h n Wiley & Sons, Inc., 1962. 12 + 227 S. Preis $ 7.00. — Besprechung in A J 67 569, A R S J 82 788, J R A S Canada 56 234—235 (P. M. M i l l m a n ) , Planet. Space Sei. 9 597—598 (E. J . Ö p i k ) , P u b l A S P 74 441—442 (I. H a l l i d a y ) , Science 136 1113 (D. E . F i s h e r ) , Sky Tel. 23 223—224. 9482. H e r k u n f t

der Meteorite.

9483. W i e v i e l k o s m i s c h e Nr. 1 S. 127—128 (russ.).

Orion Schaffhausen 7 281.

Materie

fällt

auf

die

Erde ?

9484. M e t e o r i t i c

i n f a l l . Sky Tel. 23 140. — Ref. AAS.

9485. M e t e o r i t e

network.

9486. C o l l e c t i n g 9487. H o w

the

51

Sky Tel. 23 303.

meteorites.

old are

Priroda

Southern Stars 19 123—124.

m e t e o r i t e s ? Southern Stars 19 142—143. Meteoritenkataloge

9488. E . L. Krinow, K u r z e r K a t a l o g d e r M e t e o r i t e d e r z u m 1. J a n u a r 1 9 6 2 . Meteoritika Nr. 22 S. 1 1 4 ^ 1 2 6 (russ.).

UdSSR

bis

9489. L. G. Kwascha, K a t a l o g d e r M e t e o r i t e d e r S a m m l u n g d e s M e teoritenkomitees der Akademie der Wissenschaften der U d S S R b i s z u m 1. J u l i 1 9 6 1 . Meteoritika Nr. 22 S. 127—156 (russ.). 9490. J . Pokrzywnicki, N o w e m e t e o r y t y . Urania K r a k o w 33 49. — Ein Verzeichnis von 9 in den J a h r e n 1931—1961 gefallenen Meteoriten wird gegeben. E. R. 9491. S. I. Ryng, Die Meteoritensammlung der Kommission für M e t e o r i t e des I n s t i t u t s f ü r Geologie der A k a d e m i e der Wissens c h a f t e n d e r W e i ß r u s s i s c h e n S S R . Publ. Inst. Geol. Wiss. Akad. Wiss. Weißruss. SSR 1961 Nr. 3 S. 303—307 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1962 9 A 5 1 5 : Die Sammlung u m f a ß t 37 b e n a n n t e Meteorite. Es ist ein Verzeichnis m i t kurzen Beschreibungen der Objekte beigefügt. Ra. Einzelne Meteorite 9492. K . N. Alexejewa, M u l t i p l e f a l l of P r i b r a m m e t e o r i t e s photog r a p h e d . I V . P h y s i c a l p r o p e r t i e s of t h e s t o n e m e t e o r i t e P r i b r a m . BAC 13 175—176 (russ. mit engl. Ref.). — Von einem 13 g schweren Stück des Pfibram-Steinmeteoriten werden physikalische Zustandsgrößen abgeleitet: Dichte, Porosität, spezifische W ä r m e , magnetische Suszeptibilität u n d Elastizitätskoeffizient. Ho. 9493. E . Anders, T w o m e t e o r i t e s of u n u s u a l l y s h o r t cosmic-ray e x p o s u r e a g e . Science 138 431—433. — Die Chondrite Cold Bokkeveld u n d F a r m i n g t o n scheinen die E r d e nach Verlassen des Mutterkörpers in weniger als 2 x 105 J a h r e n erreicht zu haben. E n t w e d e r s t a m m e n diese Meteorite vom Mond, 32*

500

X. Interplanetare Objekte

62, 1962

oder, was wahrscheinlicher ist, die Stoßzeiten f ü r interplanetare Objekte sind im allgemeinen wesentlich kürzer als bisher angenommen wurde. Verf. (ü.) 9494. S. A. Aristow, D e r d s u n g a r i s c h e ( A r m a n t y ) M e t e o r i t . Meteoritika Nr. 22 S. 112—113 (russ.). — E s erfolgt eine kurze Beschreibung eines im J a h r e 1956 im Gebiet des mongolischen Altai entdeckten Eisenmeteoriten, dessen Masse auf 50—60 Tonnen geschätzt wird. Ho. 9495. A. E. Bainbridge, H. E. Suess, H. Wänke, T h e t r i t i u m c o n t e n t of t h r e e s t o n y m e t e o r i t e s a n d o n e i r o n m e t e o r i t e . Geochim. Cosmochim. Acta 26 471—474. — Die T - A k t i v i t ä t in den Steinmeteoriten Bruderheim u n d Harleton ergab 0.49 u n d 0.32 dpm/g. F ü r den Walters-Meteoriten k o n n t e das F a l l d a t u m (28. J u l i 1946) bestimmt werden. Der Eisenmeteorit Aroos h a t in Übereinstimmung mit anderen Autoren wiederum nur ein Zehntel der erwarteten T-Aktivität. Zä. 9496. D. P. Bobrowilik, C h e m i s c h - m i n e r a l o g i s c h e U n t e r s u c h u n g e i n e s B r u c h s t ü c k e s des Meteoriten «Poltusk» aus der S a m m l u n g des naturwissenschaftlichen Museums der Akademie der Wissenschaft e n d e r U k r a i n i s c h e n S S R i n L w o w . Bote Univ. Lwow (Geol.) 1962 Nr. 1 S. 147—154 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 4.51.568. 9497. D. P. Bobrowilik, A. A. Jassinskaja, M i n e r a l o g i s c h e Untersuchung e i n e s B r u c h s t ü c k e s d e s M e t e o r i t e n v o n P o l t u s k . Mineralog. Sammelwerk Geol. Ges. Univ. Lwow 1961 Nr. 15 S. 312—315 (russ. m i t engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1963 5.51.529. 9498. W. A. Bronstein, Ü b e r d i e F a l l u m s t ä n d e d e s K a a l i j a r w e r o r i t e n . Bull. Astr.-Geod. Ges. U d S S R Nr. 30 S. 39—44 (russ.).

Mete-

9499. W. A. Bronstein, Über die Fallumstände des Kaalijarwer M e t e o r i t e n . Meteoritika Nr. 22 S. 42—46 (russ.). — Am Fall des Kaalijarwer Meteoriten wird die Theorie der Bildung von Aufschlaggruben von Stanjukowitsch angewandt u n d Masse wie Geschwindigkeit f ü r verschiedene Varianten berechnet. Ho. 94100. R. E. Cech, M e t a l l o g r a p h y of t h e W a s h i n g t o n C o u n t y met e o r i t e . Geochim. Cosmochim. Acta 26 993—998. 94101. S. Charalambus, K. Goebel, T r i t i u m a n d a r g o n 3 9 i n t h e B r u d e r h e i m m e t e o r i t e . Geochim. Cosmochim. Acta 26 659—663. — Die T- u n d A 39 A k t i v i t ä t b e t r ä g t in Übereinstimmung m i t anderen Autoren 0.44 bzw. 0.01 dpm/g. Aus dem He 3 - u n d A 3 8 -Gehalt wurde die Bestrahlungszeit 28 ± 3 Millionen J a h r e berechnet. Zä. 94102. N. B. Diwari, A b s c h ä t z u n g der Fallgeschwindigkeit einiger Stücke des Sichote-Aliner Meteoritenregens. Meteoritika Nr. 22 S. 31—41 (russ.). — Auf Grund theoretischer Überlegungen werden Beziehungen abgeleitet zwischen der Geschwindigkeit, mit der ein Meteorit auf dem E r d b o d e n aufschlägt, seinem Durchmesser, seiner Masse u n d der Tiefe wie auch dem Durchmesser der erzeugten Grube. Die theoretischen Resultate werden mit den E r f a h rungen beim Meteoritenregen im Sichote-Alin-Gebirge verglichen. Ho. 94103. M. I. Djakonowa, W. J. Charitonowa, D i e c h e m i s c h e Zusammensetzung der Chondren der Meteorite Nikolskoje und Saratow. Meteoritika Nr. 22 S. 71—73 (russ.). 94104. E. R. DuFresne, E. Anders, O n t h e retention of primordial n o b l e g a s e s i n t h e P e s y a n o e m e t e o r i t e . Geochim. Cosmochim. Acta 26 251—262.

62, 1962

94. Meteorite

501

94105. W. G. Fessenkow, K. P. Florenskij, I. T. Sotkin, N. I. Pjawtschenko, D i e N a t u r d e s t u n g u s i s c h e n F a l l s . Priroda 51 Nr. 8 S. 24—42 (russ.). 94106. E. L. Fireman, T h e E h o l e m e t e o r i t e , i t s a c q u i s i t i o n a n d i t s r a d i o a c t i v i t y . J . Geophys. Res. 67 2592—2594. — Im August 1961 wurde in Angola ein Meteorit beobachtet und aufgefunden. Meßergebnisse vom Gehalt des Meteoriten an Argon 37, Argon 39 und Tritium werden mitgeteilt. Sehr. 94107. H. Hintenberger, H. König, H. Wanke, U r e d e l g a s e i m M e t e o r i t e n B r e i t s c h e i d . Z. Naturforschung 17a 306—309. — In diesem Meteoriten, der ebenso wie der Meteorit von P a n t a r Hell-Dunkel-Strukturen aufweist, wurden Uredelgase gefunden. Sie sind wie bei dem genannten Chondriten auch nur in den dunkleren Teilen enthalten. Die Isotopenzusammensetzungen für die Uredelgase Helium und Neon wurden berechnet. Sodann wird die Frage diskutiert, ob die in den Meteoriten aufgefundenen Uredelgase die Mengen- und Isotopenverhältnisse der Edelgase am Ende der Elementsynthese darstellen, oder ob diese Verhältnisse später Änderungen erfahren haben. Das radiogene Heliumalter des Meteoriten wird zu 1.63 X 109 Jahren abgeschätzt. Henn 94108. H. S. Hogg, T h e 174—179.

Tunguska

meteoric

event.

J RAS Canada 56

94109. £ . Jérémine, J. Orcel, A. P. Sandrea, L a m é t é o r i t e d e SainteM a r g u e r i t e en C o m i n e s ( N o r d ) . — C h u t e d u 9 j u i n 1962. CR 255 749—751. — Es wird eine ausführliche mineralogische Beschreibung des zwischen dem 8. und 9. J u n i 1962 auf einem Kartoffelacker in der Nähe von Sainte-Marguerite en Comines niedergegangenen Meteoriten gegeben. Danach handelt es sich um einen Steinmeteoriten mit Chondriteinschlüssen und einem hohen (23 bis 30%) Gehalt an Troilit, Nickeleisen und Chromit. J . P. M. 94110. 0 . A. Kirowa, D i e m i n e r a l i s c h e Z u s a m m e n s e t z u n g u n d die S t r u k t u r d e s E i s e n m e t e o r i t e n S u s s u m a n . Meteoritika Nr. 22 S. 61—70 (russ.). — Der im November 1957 in 32 m Tiefe gefundene Meteorit wiegt 18.8 kg und ist mineralogisch sehr gleichmäßig zusammengesetzt. Er gehört zu den mittelfein strukturierten Oktaedriten und zeichnet sich durch eine feine Magnetithaut aus, die sich bis in Spaltrisse hinein erstreckt. Seine abgerundete Form könnte teilweise auf Transport in einem Gletscher oder Flußbett zurückzuführen sein. Petri 94111. H. König, K. Keil, H. Hintenberger, U n t e r s u c h u n g e n a n Steinmeteoriten mit extrem hohem Edelgasgehalt. II. Der Chondrit T a b o r . Z. Naturforschung 17a 357—358. — Die Analyse des Bronzit-Chondriten von Tabor, der 1753 in Böhmen als Steinregen niederfiel und ähnliche Hell-Dunkel-Strukturen wie die Chondriten von P a n t a r und Breitscheid aufweist, ergab hohe Beträge an Uredelgasen. Die gefundenen Mengen sowie ihre Isotopenverhältnisse sind ähnlich den früher in den beiden genannten Meteoriten gemessenen. Besonders bemerkenswert ist das 4 He/ 20 Ne-Verhältnis des Urgases, für das sich der Wert 540 ergibt. Es ist der bisher höchste Wert, der in urgashaltigen Meteoriten festgestellt wurde. Henn 94112. H.König, F. Wlotzka, U n t e r s u c h u n g e n a n S t e i n m e t e o r i t e n m i t e x t r e m hohem Edelgasgehalt. III. Über den Sitz der leichten Ure d e l g a s e i m C h o n d r i t e n P a n t a r . Z. Naturforschung 17a 472—476. — In einer früheren Arbeit (vgl. A J B 61 Ref. 9449) wurden im Chondriten P a n t a r in den dunklen Teilen größere Mengen leichter Uredelgase gefunden. Diese dunkleren Teile wurden durch sekundäre Veränderung der ursprünglich hellen Meteoritenmaterie, insbesondere durch Abscheidung von Troilit gedeutet. Der Sitz der Uredelgase wurde daher in diesem neugebildeten Troilit vermutet. In vorliegender Arbeit wird versucht, durch Kombination von Edelgasanalysen und

502

X . Interplanetare Objekte

62, 1962

Mineraltrennungen darüber Aufschluß zu gewinnen. Das wesentliche Ergebnis der Untersuchungen ist, daß die H a u p t m e n g e der Uredelgase vorwiegend a n Minerale gebunden zu sein scheint, die sehr feinkörnig sind u n d zusammen mit Nickeleisen im Meteoriten a u f t r e t e n . Es handelt sich dabei wahrscheinlich u m neugebildetes Nickeleisen u n d neugebildeten Troilit. Henn 94113. M. E . Lipschutz, D i a m o n d s i n t h e D y a l p u r m e t e o r i t e . Science 138 1266—1267. — Durch Anwendung der Röntgen-Technik gelang Verf. der Nachweis von D i a m a n t im genannten Steinmeteoriten. Es ist der vierte Meteorit, in dem das Mineral gefunden wurde. Die Diamantkriställchen gleichen den im Novo Urei-Meteoriten festgestellten. Henn 94114. U. B. Marvin, C r i s t o b a l i t e i n t h e C a r b o i r o n m e t e o r i t e . 196 634—636.

Nature

94115. C. M. Merrihue, R. 0 . Pepin, J. H. Reynolds, R a r e g a s e s i n the c h o n d r i t e P a n t a r . J . Geophys. Res. 67 2017—2021. — Der Chondrit P a n t a r 129 enthält in der dunklen Phase mehr Uredelgase u n d einen höheren Xe -Überschuß als in der hellen Phase. Die Häufigkeiten der anderen Edelgase sind denen des Pesjanoe- u n d Kapoeta-Meteoriten ähnlich. Zä. 94116. W. I. Nekrassow, J. M. Jemeljanow, B e e i n f l u ß t e d i e t u n g u s i s c h e K a t a s t r o p h e d a s W a c h s e n d e s W a l d e s ? Priroda 51 Nr. 2 S. 102—105 (russ.). 94117. L. N. Pljaschkewitsch, E i n i g e D a t e n ü b e r d i e Z u s a m m e n s e t z u n g u n d d i e S t r u k t u r d e s E i s e n m e t e o r i t e n E l g a . Meteoritika Nr. 22 S. 51 —60 (russ.). — Am 29. August 1959 wurde in 20 m Tiefe ein 28.8 kg schwerer Meteorit gefunden, von dem ein 62 g schweres Stück eingehend untersucht wurde. Hiernach gehört das F u n d s t ü c k in die Gruppe der feinstrukturierten Oktaedrite aus der Klasse der Eisenmeteorite. 10—15% seiner Masse bilden Silikateinschlüsse, die zum Teil Chondren ähneln. I n seiner mineralogischen Zusammensetzung ist Orthoklas besonders auffällig. Die recht mannigfaltige S t r u k t u r läßt Spuren eines sekundären Schmelzvorgangs erkennen. Petri 94118. H. Stauffer, H. C. Urey, M u l t i p l e f a l l of P r i b r a m meteorites p h o t o g r a p h e d . I I I . R a r e gas i s o t o p e s in t h e V e l k ä s t o n e m e t e o r i t e . BAC 13 106—108. —• Das Isotopenverhältnis von Argon, Neon u n d Helium wird f ü r zwei Exemplare des mehrfachen Meteoriten von P r i b r a m bestimmt. Das Alter dieses Chondriten liegt bei 4 X 109 J a h r e n . Der kosmischen Strahlung scheint der K ö r p e r erst seit r u n d 10' J a h r e n ausgesetzt gewesen zu sein. Ho. 94119. D. Tilles, P r i m o r d i a l g a s i n t h e W a s h i n g t o n C o u n t y m e t e o r i t e . J . Geophys. Res. 67 1687—1689. — Der Washington County A t a x i t e n t h ä l t n a c h Schaeffer u n d Fisher sowie Signer u n d Nier überschüssiges He 4 u n d Ne 2 0 , welche als Uredelgase gedeutet wurden. I n dieser Arbeit wird darauf hingewiesen, d a ß unterschiedliche He 4 /Ne 2 0 -Verhältnisse d u r c h DifFusionsverluste entstanden sein könnten. Zä. 94120. D. Wattenberg, D a s R ä t s e l d e s T u n g u s k a - M e t e o r s . Wiss. Fortschritt 12 H . 11/12, 10 S. = Mitt. Archenhold-Sternw. Berlin-Treptow Nr. 63. 94121. B. Weaving, T h e m a g n e t i c p r o p e r t i e s t e o r i t e . Geophys. J . R A S 7 203—211. 94122. B. I. Wronskij, Ü b e r die Auffindung E l g a . Meteoritika Nr. 22 S. 47—50 (russ.).

of

the

des

Brewster

me-

Eisenmeteoriten

94123. J. Zähringer, Ü b e r d i e U r e d e l g a s e i n d e n A c h o n d r i t e n K a p o e t a u p d S t a r o e P e s j a n o e . Geochim. Cosmochim. Acta 26 665—680. — Die

62, 1962

94. Meteorite

503

Achondrite Kapoeta und Staroe Pesjanoe enthalten große Mengen He, Ne und A als Uredelgase. Auch He 3 ist im Verhältnis von He 4 /He 3 = 3800 als Uredelgas vorhanden. Ne 20 /Ne 22 ist in diesen beiden Meteoriten ca. 30 % größer als in atmosphärischem Ne. Durch fraktioniertes Entgasen bei verschiedenen Temperaturen konnten die Uredelgase von den radiogenen und Spallationsanteilen getrennt werden. Die relative Häufigkeit von He, Ne und A stimmt erstaunlich gut mit den zu erwartenden kosmischen Häufigkeiten überein. Die Gase müssen von einer undifferenzierten protoplanetarischen Wolke stammen. Zä. 94124. L ' i n t r o u v a b l e m é t é o r i t e d e 1908. La Nature 90 66. 94125. M e t e o r i t e n r e g e n in d e r N ä h e S. 119 (russ.). — 1959 April 7. — Ref. 94126. D a s — Ref.

Tunguska-Meteor

ein

von

P r i b r a m . Priroda

51 Nr. 1

K o m e t e n k e r n ? Sterne 38 203—205.

94127. M i n e r a l o g i s c h e U n t e r s u c h u n g e n a n B o d e n p r o b e n a u s d e m F a l l g e b i e t d e s t u n g u s i s c h e n M e t e o r i t e n . Sterne 38 241. — Ref. 94128. J e s z c z e j e d n a h i p o t e z a o k o s m o l i c i e T u n g u s k i m . Urania Krakow 33 19. — Ref. der in A J B 61 Ref. 94111 zitierten Arbeit von W. G. Fessenkow. 94129. S p a d e k w i e l k i e g o d e s z c z u m e t e o r y t ô w w o k o l i c y B r u d e r h e i m ( K a n a d a ) w d n i u 4 . I I I . 1 9 6 0 r. Urania Krakôw 33 305—306. — Ref. der in A J B 61 Ref. 94105 zitierten Arbeit von R. E. Folinsbee und L. A. Bayrock. Organismen in Meteoriten 94130. E. Anders, F. W. Fitch, S e a r c h f o r o r g a n i z e d b o n a c e o u s c h o n d r i t e s . Science 138 1392—1399.

elements

in

car-

94131. M. H. Briggs, P r o p e r t i e s of t h e o r g a n i c m i c r o s t r u c t u r e s of s o m e c a r b o n a c e o u s c h o n d r i t e s . Nature 195 1076—1077. — In den kohligen Chondriten Orgueil, Murray und Mokoia konnten keine sogenannten «organized elements» gefunden werden. Es waren lediglich einige Mikrostrukturen zu finden, die auch auf anorganischem Weg zu erklären sind. Das Problem der Organismen in Meteoriten wird einer kritischen Betrachtung unterworfen. Zä. 94132. M. H. Briggs, G. B. Kitto, C o m p l e x o r g a n i c m i c r o - s t r u c t u r e s t h e M o k o i a m e t e o r i t e . Vgl. Ref. 1318 S. 1126—1127.

in

94133. G. Deflandre, R e m a r q u e s c r i t i q u e s s u r la p r é s e n c e s u p p o s é e d e microorganismes d'origine e x t r a - t e r r e s t r e dans des météorites. CR 254 3405—3407. — Von G. Claus und B. Nagy (vgl. A J B 61 Ref. 9416) wurden mikroskopisch kleine Elemente mit einer organisierten Struktur beschrieben, die die Autoren in zwei Steinmeteoriten (Orgueil und Ivuna) gefunden hatten und als Fossilien von extraterrestrischen Mikroorganismen ansprechen. Verf. weist darauf hin, daß es außerordentlich schwierig sei, bei der verwendeten Präparierungsmethode (Pulverisieren des meteoritischen Materials) jeden Einfluß einer irdischen Verunreinigung auszuschließen. Zu der Neuartigkeit der beschriebenen Strukturen weist er darauf hin, daß keineswegs alle Pollen der auf der Erde vorkommenden Pflanzen bis heute bekannt seien, es sich also sehr wohl um solche handeln könne. Einzig und allein die Methode der Untersuchung von Dünnschliffen des meteoritischen Materials — in Dünnschliffen konnten die fragliehen Elemente nicht nachgewiesen werden — kann nach Meinung des Verf. zu einem eindeutigen Beweis führen. J . P. M.

X. Interplanetare Objekte

504

62, 1962

94134. F. Fiteh, H. P. Schwarcz, E. Anders, « O r g a n i z e d e l e m e n t s » b o n a c e o u s c h o n d r i t e s . Vgl. Ref. 1318 S. 1123—1125.

in

car-

94135. P. H. Gregory, I d e n t i t y of o r g a n i z e d e l e m e n t s f r o m m e t e o r i t e s . N a t u r e 194 1065. — E s werden einige der sogenannten «organized elements» nach den Abbildungen von Claus u n d Nagy als Sporen u n d Pollen identifiziert. Zä. 94136. F. Lienemann, M i k r o f o s s i l i e n i n M e t e o r i t e n ? VdS Nachr. 11 131. 94137. P. Morrison, C a r b o n a c e o u s « s n o w f l a k e s » a n d t h e o r i g i n of l i f e . Science 135 663—664. 94138. G. Mueller, I n t e r p r e t a t i o n of m i c r o - s t r u c t u r e s in carbonac e o u s m e t e o r i t e s . N a t u r e 196 929—932. — Die Mikrostruktur der kohligen Chrondrite läßt sich weitgehend mineralogisch beschreiben; die Notwendigkeit, teils organische E n t s t e h u n g annehmen zu müssen, scheint nicht gerechtfertigt zu sein. Zä. 94139. B. Nagy, G.Claus, D. J . Hennessy, O r g a n i c p a r t i c l e s embedded in m i n e r a l s in t h e O r g u e i l a n d I v u n a c a r b o n a c e o u s c h o n d r i t e s Vgl. Ref. 1318 S. 1129—1133. 94140. P. Palik, F u r t h e r l i f e - f o r m s i n t h e O r g u e i l m e t e o r i t e . N a t u r e 194 1065. — E s werden 6 fadenähnliche S t r u k t u r e n beschrieben, die in dem Orgueil Chondriten gefunden wurden. Zä. 94141. R . Pearson, L i f e - f o r m s i n c a r b o n a c e o u s c h o n d r i t e s . N a t u r e 194 1064—1065. — Die von Claus u n d Nagy beschriebenen «organized elements» werden angezweifelt u n d auf die Vielfalt von Pollen in der Atmosphäre hingewiesen. Zä. 94142. K. Przibram, Ü b e r d i e F l u o r e s z e n z o r g a n i s c h e r S p u r e n in a n o r g a n i s c h e n S t o f f e n u n d i h r e V e r b r e i t u n g i n d e r N a t u r . Geochim. Cosmochim. Acta 26 1045—1054. — Eine weitverbreitete, durch 365 mfi erregbare bläuliche Fluoreszenz, die durch mäßiges Tempern o f t verstärkt, durch Glühen immer vernichtet wird u n d die sich im atmosphärischen S t a u b u n d in Niederschlägen, in Oberflächengewässern, in sedimentären u n d auch in m a g m a t i schen Mineralien sowie in manchen Meteoriten vorfindet, ist durch Spuren organischer Substanzen bedingt u n d nicht identisch m i t dem Ewles-Effekt (Fluoreszenz adsorbierten Wassers). Eine systematische Untersuchung k ö n n t e zu geologisch interessanten Ergebnissen führen. Verf. 94143. H. C. Urey,

Lifelike

forms

in

94144. H. C. Urey, O r i g i n of l i f e - l i k e d r i t e s . Vgl. Ref. 1318 S. 1119—1123. 94145. H. Welsh,

Fossils

in

m e t e o r i t e s . Science 137 623—626. forms

meteorites.

in

carbonaceous

chon-

J B A A 72 353.

94146. M i k r o o r g a n i z m y w m e t e o r y t a c h . Urania K r a k ö w 33 107—108. — Ref. der in A J B 61 Ref. 9416 zitierten Arbeit von G. Claus u n d B. Nagy. Mikrometeorite 94147. W. D. Crozier, F i v e y e a r s of c o n t i n u o u s c o l l e c t i o n of b l a c k , m a g n e t i c s p h e r u l e s f r o m t h e a t m o s p h e r e . J . Geophys. Res. 67 2543— 2548. — I n Neu-Mexiko wurden von 1956—1960 magnetische Kugeln gesammelt. F ü r Teilchen m i t einem Durchmesser > 5 ft wurden im Mittel 2.8 X 1 0 - 3 Teilchen/m 2 sec gemessen. Dies entspricht einer Massenzunahme der E r d e von 1.6 X 105

62, 1962

505

94. Meteorite

T o n n e n / J a h r . Teilchen mit Durchmessern über 40 f.i sind sehr selten. Die Daten sind m i t den gefundenen Ablagerungen im antarktischen Eis vergleichbar. Auch Satelliten- u n d Raketenergebnisse von Mikrometeoriten geben entsprechende Einfallsr a t e n , wenn Korrekturen für die U m w a n d l u n g berücksichtigt werden. Zä. 94148. E. Heckscher, M i k r o m e t e o r i t e n e i n f a n g Nachr. 11 3 9 ^ 0 , W e l t r a u m f a h r t 13 48—49.

durch

Raketen.

VdS

94149. C. L. Hemenway, R. K. Soberman, E. F. Fullam, M i c r o m e t e o r i t e c o l l e c t i o n f r o m a r e c o v e r a b l e s o u n d i n g r o c k e t . I . A J 67 116. — Ref. AAS. 94150. C. L. Hemenway, R. K. Soberman, Studies of micrometeorites o b t a i n e d f r o m a r e c o v e r a b l e s o u n d i n g r o c k e t . Vgl. Ref. 1315 S. 256— 266. — Mitteilung über Untersuchungen der Auswirkung der unmittelbaren Aufschläge von Mikrometeoriten. Als Auffangfläche ist eine 6 ¡x dicke Mylar-Folie mit Hilfe einer Ionosphärensonde befördert worden. Die Messungen fanden im Höhenbereich von 80 bis 168 km s t a t t . Ho. 94151. T. N. Nasarowa, U n t e r s u c h u n g des meteoritischen Staubes d u r c h R a k e t e n u n d k ü n s t l i c h e E r d s a t e l l i t e n . K E Nr. 12 S. 141—144 (russ.). — Ref. in Phys. Abstr. 66 342—343. — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 11 305—309. 94152. D. W . Parkin, W . Hunter, A. E. Brownlow, M e t a l l i c c o s m i c dust w i t h a m o r p h o u s a t t a c h m e n t s . N a t u r e 193 639—642. — Auf den ScillyInseln wurde von Mai bis September 1961 in der Atmosphäre S t a u b gesammelt. E s werden 4 Partikel beschrieben, die aus Metall bestehen u n d in ein wahrscheinlich organisches Material der Dichte 2 bis 2.3 eingebettet sind. Diese Teilchen werden als kosmischer Staub angesehen u n d im Zusammenhang m i t Whipples Kometenmodell diskutiert. Zä. 94153. R. K. Soberman, C. L. Hemenway, M i c r o m e t e o r i t e c o l l e c t i o n a r e c o v e r a b l e s o u n d i n g r o c k e t . I I . A J 67 121. — Ref. AAS. 94154. F. W . Wright, P. W. Hodge, S p a c e d e n s i t y of d u s t i n t h e s p h e r e . N a t u r e 195 269.

from strato-

94155. M i c r o m é t é o r i t e s r é c o l t é e s p a r f u s é e . La N a t u r e 90 22. 94156. M i c r o m e t e o r i t e c o l l e c t i n g w i t h a h i g h - a l t i t u d e r o c k e t . Sky Tel. 23 84—85. — Ref. AAS. — Ref. in Mitt. Archenhold-Sternw. Berlin-Treptow 1962 S. 42. 94157. A n t a r c t i c m i c r o m e t e o r i t e s . Sky Tel. 24 335. — Ref. in VdS Nachr. 12 99. Tektite 94158. E . W . Adams, R. M. Huffaker, P a r e n t b o d y h y p o t h e s i s f o r o r i g i n o f t e k t i t e s . N a t u r e 195 681—684. — Aus der Größe u n d der A b b r a n d r a t e der Australite wird eine atmosphärische Eintrittsgeschwindigkeit von 6.5—11.2 km/sec berechnet. Irdischer Ursprung solcher Glaskugeln ist unmöglich. Bei außerirdischer H e r k u n f t sollte die Geschwindigkeit 7 km/sec nicht unterschreiten. Es wird ein satellitenähnlicher Einfang des Protokörpers nach O'Keefe vorgeschlagen. Zä. 94159. V. E . Barnes, T e k t i t e s . ICSU R e v . 4 75—81. 94160. V. E. Barnes, K. Pitakpaivan, O r i g i n of i n d o c h i n i t e National Acad. Sei. USA 48 947—955.

t e k t i t e s . Proc.

506

X . Interplanetare Objekte

62, 1962

94161. E. C. T. Chao, I. Adler, E. J. Dwornik, J. Littler, M e t a l l i c s p h e r u l e s i n t e k t i t e s f r o m I s a b e l a , P h i l i p p i n e I s l a n d s . Science 135 97—98. — Verf. haben aus Eisen-Nickel bestehende Kügelchen bis zu 0.5 m m Durchmesser in fünf Tektiten im Bezirk Isabela auf den Philippinen gefunden. Die Ergebnisse der Untersuchung dieser Kügelchen stützen die Theorie eines asteroiden oder meteoritischen Ursprungs der Tektite. Henn 94162. L. P. Greenland, J. F. Lovering, t e k t i t e s . N a t u r e 196 1195—1196. 94163. G. S. Hawkins, S. K. Rosenthal, Special Rep. Nr. 105, 16 S.

Selective The

volatilization

trajectory

of

from

tektites.

SAO

94164. P. D. Lowman jr., T e k t i t e s v s . t e r r e s t r i a l r o c k s : a c o m p a r i s o n of v a r i a n c e i n c o m p o s i t i o n s . Geochim. Cosmochim. Acta 26 561—579. — Die chemischen Analysen von 60 Gesteinen u n d Sedimenten wurden mit Tektitenanalysen verglichen. E s ergibt sich ein systematischer Unterschied. Tektite können nicht durch K o m e t e n oder Meteoriteneinschlag aus willkürlich verteiltem Material der Erdoberfläche entstanden sein, es sei denn, bei dem Entstehungsprozeß h a t eine chemische Differenzierung stattgefunden. Zä. 94165. J. A. O'Keeie, K. L. Dunning, P. D. Lowman jr., b u b b l e s . A J 67 278—279. — Ref. AAS.

Neon

in

tektite

94166. J. A. O'Keeie, P. D. Lowman jr., K. L. Dunning, G a s e s i n t e k t i t e b u b b l e s . Science 187 228. — Die Untersuchung der Spektren von Gasentladungen in den Blasen eines Tektiten ergab Neon, Helium u n d Sauerstoff. E s wird angenommen, daß Neon u n d Helium während des Atmosphärenfluges in den Körper eingedrungen sind, während der Sauerstoff in der Schmelzphase des Meteoriten eingeschlossen wurde. Verf. (ü.) 94167. W. H. Pinson jr., C. C. Schnetzler, R u b i d i u m - s t r o n t i u m correlat i o n of t h r e e t e k t i t e s a n d t h e i r s u p p o s e d s e d i m e n t a r y m a t r i c e s . N a t u r e 193 233—234. — Sandproben, aus denen möglicherweise Tektite gebildet wurden, werden analysiert u n d insbesondere das Rb/Sr-Isotopenverhältnis bestimmt. Bei einigen Tektiten ist Sr angereichert, wie bei einem Hochtemperaturprozeß zu erwarten ist. Endgültige Schlüsse über das Quellenmaterial lassen sich noch nicht ziehen. Zä. 94168. H. P. Schwarcz, A p o s s i b l e o r i g i n of t e k t i t e s b y s o i l f u s i o n i m p a c t s i t e s . N a t u r e 194 8—10.

at

94169. I. E. Starik, G. G. Worobjew, E. W. Sobotowitsch, M. M. Schaz, S. M. Graschtschenko, E n t s t e h u n g u n d A l t e r d e r T e k t i t e . Bull. Kommission zur Bestimmung des absoluten Alters geolog. Formationen Akad. Wiss. U d S S R 1962 Nr. 5 S. 26—34 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1963 5.51.537. 94170. I. E. Starik, E. W. Sobotowitsch, M. M. Schaz, S. M. Graschtschenko, Ü b e r d i e H e r k u n f t d e r T e k t i t e . Meteoritika Nr. 22 S. 97—103 (russ.). — Der Versuch, aus dem Blei :Uran-Verhältnis verschiedener Tektite A n h a l t s p u n k t e über die H e r k u n f t zu gewinnen, f ü h r t noch zu keinem Erfolg. E s wird festgestellt, d a ß die Ergebnisse nicht im Widerspruch zur A n n a h m e der hypothetischen lunaren N a t u r der Tektite stehen u n d auch mit einer neueren Auffassung verträglich sind, wonach sie Teile aus Kometenkernen sein sollen. Ho. 94171. H. P. Taylor jr., S. Epstein, O x y g e n i s o t o p e s t u d i e s o n t h e o f t e k t i t e s . J . Geophys. Res. 67 4485-^1490.

origin

94172. S.B.Taylor, C o n s e q u e n c e s f o r t e k t i t e c o m p o s i t i o n of a n o r i g i n b y m e t e o r i t i c s p l a s h . Geochim. Cosmochim. Acta 26 915—920. — Aus der

62, 1962

94. Meteorite

507

chemischen Zusammensetzung der Tektite u n d Meteorite k a n n m a n berechnen, d a ß der Anteil a n meteoritischer Materie bei den meisten Tektiten 0 . 1 % nicht übersteigt. Bei den indonesischen Tektiten mit höherem Ni- u n d Cr-Gehalt k a n n der meteoritische Anteil bis 1.3% ausmachen. Falls Tektite durch Meteoreinschlag entstanden sind, m u ß dieser eine sehr hohe Eintrittsgeschwindigkeit gehabt haben. Zä. 94173. S. R. Taylor, F u s i o n of s o i l d u r i n g m e t e o r i t e i m p a c t , a n d c h e m i c a l c o m p o s i t i o n of t e k t i t e s . N a t u r e 19a 32—33.

the

94174. H. C. Urey, O r i g i n of t e k t i t e s . Science 137 746—748. 94175. E. Viste, E. Anders, C o s m i c - r a y e x p o s u r e h i s t o r y of t e k t i t e s . J . Geophys. Res. 67 2913—2919. — Falls Tektite extraterrestrischen Ursprungs wären, sollte die kosmische Strahlung durch Spallationsreaktionen aus Si, AI u n d Mg u n d anderen den Positronenstrahler AI 26 (Tj, 2 = 740000 a) erzeugt haben. An insgesamt 79 Proben von Australiten, Philippiniten u n d Indochiniten wurden mit der y-y-Koinzidenzmethode die AI 2 6 -Aktivitäten bestimmt. Die im Vergleich zu Meteoriten sehr niedrigen Al 2 6 -Aktivitäten machen eine extraterrestrische Herk u n f t unwahrscheinlich, sie läßt sich jedoch nicht ausschließen, sofern entweder die Bestrahlungszeit höchstens 105 a dauerte, oder aber die Tektite in Mutterkörpern von mehr als 50 m Radius abgeschirmt waren. Zä. 94176. G. G. Worobjew, Ü b e r d i e V e r w e n d u n g v o n L o c h k a r t e n b e i U n t e r s u c h u n g v o n T e k t i t e n . Meteoritika Nr. 22 S. 157—161 (russ.). 94177. U r a n g e h a l t

der

d e r T e k t i t e . Sterne 38 47. — Ref. Meteoritenkrater

94178. E. C. T. Chao, J. J. Fahey, J. Littler, D. J. Milton, S t i s h o v i t e , S i 0 2 , a very high pressure new mineral from meteor crater, Arizona. J . Geophys. Res. 67 4 1 9 - 4 2 1 . 94179. S. Kaho, Ü b e r M e t e o r i t e n k r a t e r . Astr. Herald 55 175—178 (japan.). 94180. E. L. Krinow, M e t e o r i t e n k r a t e r a u f d e r E r d o b e r f l ä c h e . Meteoritika Nr. 22 S. 3—30 (russ.). — Verf. behandelt die Vorgänge bei der E n t s t e h u n g meteoritischer K r a t e r a n der Erdoberfläche. E r diskutiert die Größe der Vertiefungen als F u n k t i o n der Auftreffgeschwindigkeit u n d der einschlagenden Masse sowie die Besonderheiten bei der Bewegung d u r c h die unteren Schichten der E r d a t m o s p h ä r e , die zur Ausbildung des Streufeldes der verschieden großen K ö r p e r f ü h r e n . Gleichzeitig wird die geographische Verteilung der Meteoritenkrater erkennbar. Ho. 94181. M. W. Woroschilow, E i n M e t e o r i t e n k r a t e r i m w e s t l i c h e n n i s c h e n G e b i r g e . Priroda 51 Nr. 3 S. 107—109 (russ.).

Saja-

94182. C z y n o w a metoda identyfikacji kraterow kosmicznych? U r a n i a K r a k o w 33 48. — Ref. der in A J B 61 Ref. 94163 genannten Arbeit von E . C. T. Chao, J . J . F a h e y u n d J . Littler. 94183. A r g e n t i n e m e t e o r i t e s . Sky Tel. 24 132. — Ref. in VdS Nachr. 12 75.

508

X . Interplanetare Objekte

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§ 95 Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein * * J . L. Alpert, I n v e s t i g a t i o n of t h e i o n o s p h e r e a n d of t h e i n t e r p l a n e t a r y g a s w i t h t h e a i d of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s a n d s p a c e r o c k e t s . Vgl. Ref. 7501. * * M . B a d e r , P r e l i m i n a r y E x p l o r e r 12 d a t a o n p r o t o n s b e l o w 2 0 k e V . Vgl. Ref. 76120. 9501. G. T. Best, T. N. L. Patterson, T h e c a p t u r e of s m a l l absorbing p a r t i c l e s b y t h e s o l a r r a d i a t i o n f i e l d . Planet. Space Sei. 9 801—809. — F ü r die Bedingungen zum E i n f a n g kleiner absorbierender Teilchen durch das Gravitations- u n d Strahlungsfeld der Sonne werden grundlegende Rechnungen beschrieben u n d die Ergebnisse graphisch dargestellt. Sie geben die minimalen Stoßp a r a m e t e r f ü r den Einfang als F u n k t i o n von Teilchengröße u n d Annäherungsgeschwindigkeit an. Ee. 9502. F. Börngen, N. Richter, E x p e r i m e n t e l l e U n t e r s u c h u n g e n z u r B e l e u c h t u n g i n t e r p l a n e t a r e r M a t e r i e . I I . Teil. S t r e u u n g u n d P o l a r i sation elektromagnetischer Wellen an Wolken feiner Partikel unr e g e l m ä ß i g e r G e s t a l t . Veröff. Sternw. Sonneberg 5 195—224 = Mitt. K a r l Schwarzschild-Obs. T a u t e n b u r g Nr. 4. — Ref. in Sterne 39 87—88. — An freischwebenden Teilchen, die sowohl hinsichtlich ihrer Größe als auch ihrer geometrischen F o r m u n d ihrer stofflichen Beschaffenheit e x a k t definiert sind, wurden die Streufunktionen u n d die Abhängigkeit des Polarisationsvermögens vom Streuwinkel experimentell bestimmt. E s handelt sich sowohl u m dielektrische als auch um metallische Partikel von der Größenordnung 10 - 4 cm. Probleme der Mehrfachstreuung u n d E x t i n k t i o n wurden gleichfalls behandelt. Die Untersuchungen geschahen bei den isophoten Wellenlängen von 520 n m , 480 n m u n d 425 n m . Verf. 9503. J . C. Brandt, A n e m p i r i c a l m o d e l of t h e i n t e r p l a n e t a r y m e d i u m . A J 67 111—112. — Ref. AAS. 9504. J . C . B r a n d t , R. W. Michie, I n t e r p l a n e t a r y g a s . V I I . A s e m i - e m p i r i c a l m o d e l . A p J 136 1023—1031 = Berkeley Repr. Nr. 213. — Theoretische Überlegungen über Expansionsgeschwindigkeit u n d Dichte der interplanetaren Materie in Sonnennähe stimmen b r a u c h b a r mit den entsprechenden Beobachtungen überein. FS 9505. J . C. Brandt, T h e p r o b l e m of t h e G e g e n s c h e i n . A S P Leaflet Nr. 391, 8 S. 9506. J . C. Brandt, A m o d e l of t h e i n t e r p l a n e t a r y m e d i u m . Icarus 1 1—6 = Berkeley Repr. Nr. 202. — N a c h einem einführenden Hinweis auf bisherige Untersuchungen entwickelt Verf. aus empirischen Unterlagen ein Modell des interplanetaren Mediums im Bereich bis 6 Astron. Einheiten. I n der N ä h e der Erdb a h n im Bereich bis 2 Astron. Einheiten herrscht ein «Sonnenwind» von maximal 200 km/sec Geschwindigkeit bei stark abfallenden Elektronendichten zwischen 100 u n d 0.5 c m - 3 . Jenseits von 2 Astron. Einheiten k a n n m a n n u r noch von einer «Sonnenbrise» sprechen (12 km/sec u n d kleiner). Gü-Li 9507. J . C. Brandt, R. W . Michie, S e m i e m p i r i c a l m o d e l of t h e i n t e r p l a n e t a r y m e d i u m . Phys. Rev. Letters 8 195—196 = Berkeley Repr. Nr. 196. — Aus Kometenbeobachtungen, b e k a n n t e n K o r o n a d a t e n u n d Beobachtungen in der E r d u m g e b u n g wird ein halbempirisches Modell der interplanetaren Materie

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95. Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein

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von der Korona bis zu 5 AE bestimmt. F ü r die Expansionsgeschwindigkeit (Sonnenwind) in 1 AE werden 300 km/sec angenommen. Sie nimmt bei etwa 2 AE um eine Größenordnung ab und bleibt klein bis zu 5 AE. Die Elektronendichte nimmt zunächst steil ab (in 1 AE : N e = 2 cm- 1 ) und steigt bei etwa 2 AE wieder auf etwa 10 c m - 3 an. Voigt 9608. M. J. Buckingham, M e a s u r e m e n t of i n t e r p l a n e t a r y e l e c t r o n d e n s i t y f r o m t h e E a r t h . Nature 193 538—539. — Verf. schlägt vor, die Dichte des interplanetaren Mediums mittels Positionsmessungen von Radioquellen bei Bedeckungen durch den Mond aus der Refraktion abzuleiten. E r schätzt ab, daß bei einer Dichte von 100 Teilchen pro cm 3 in 30° Abstand von der Sonne bei einer Frequenz von 50 MHz eine Refraktion von 5 ' zu erwarten wäre. Groth 9509. A. Dauvillier, L a p o u s s i è r e c o s m i q u e . L e s m i l i e u x i n t e r p l a n é t a i r e , i n t e r s t e l l a i r e e t i n t e r g a l a c t i q u e . Vgl. A J B 61 Ref. 9511. — Weitere Besprechung in Geochim. Cosmochim. Acta 27 290—291 (D. W. P a r kin), La Nature 90 486—487, Science 135 720 (G. d e V a u c o u l e u r s ) . 9510. S. H. Dole, T h e g r a v i t a t i o n a l c o n c e n t r a t i o n of p a r t i c l e s in s p a c e n e a r t h e E a r t h . Planet. Space Sei. 9 541—553. — Die Konzentration der meteoritischen Partikel in der Nachbarschaft der Erde, die aus den Partikelzählungen mittels künstlicher Erdsatelliten folgte, wird durch eine Theorie zu erklären versucht, die allein auf der Gravitation der Erde und damit auf dem von der geozentrischen Partikelgeschwindigkeit abhängigen effektiven Einfangsquerschnitt der Erde beruht. Verf. berechnet (elektronisch) eine große Zahl von Partikelbahnen in der Nachbarschaft der Erde, die sich auf Kreisbahnen in der Ebene der Ekliptik um die Sonne bewegen und verschiedene heliozentrische Abstände (zwischen 90.4 und 91.5 Millionen Meilen) haben. Es ergeben sich zwei Klassen von Partikelbewegungen : solche, die auf die Erde treffen, und solche, die nach einem oder nach mehreren Erdumläufen die Erdnähe wieder verlassen. Aus diesen Modellbahnen ergibt sich eine permanente Partikelkonzentration, die umgekehrt proportional der 1.14 ten Potenz des Abstandes vom Erdzentrum ist, in guter Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Gü-Li 9511. M. Dubin, C. W. McCracken, M e a s u r e m e n t s of d i s t r i b u t i o n s of i n t e r p l a n e t a r y d u s t . Vgl. Ref. 1315 S. 248—256. — Bericht über Meßergebnisse an interplanetaren Staubpartikeln, die mit Hilfe von künstlichen Satelliten und Raumsonden direkt gewonnen worden sind. Es werden unter anderem die Einströmhäufigkeit der Partikel als Funktion der Masse, die Häufigkeitsverteilung der Partikel nach der Größe des Halbmessers und die mittlere integrale Raumdichte mitgeteilt. Ho. 9512. R. Dumont, L ' é l i m i n a t i o n d e la l u m i n e s c e n c e a t m o s p h é r i q u e d a n s la p h o t o m é t r i e p h o t o é l e c t r i q u e d e l a l u m i è r e z o d i a c a l e . CR 254 4428—4430 = Pubi. Obs. Haute-Provence 6 Nr. 10 = Pubi. Obs. Univ. Bordeaux (NS) Nr. 18/VII. — Nach Barbier besteht zwischen der Intensität der grünen Nachthimmelslinie 5577 A und der Intensität des kontinuierlichen Luftleuchtens bei 5200 A ein Zusammenhang, der von Nacht zu Nacht etwas variieren kann. Mit Hilfe dieser Beziehung wird ein allgemeineres Verfahren entwickelt, um die Messungen der Zodiakallichtintensität vom Einfluß des Luftleuchtens zu befreien. Aus wiederholten Beobachtungen einer festen Stelle des Himmels in verschiedenen Höhen während der Nacht lassen sich die Konstanten des Reduktionsverfahrens ermitteln. Vorläufige Meßergebnisse werden mitgeteilt. J . P. M. 9513. R.-H. Giese, H. Siedentopl, O p t i s c h e E i g e n s c h a f t e n v o n M o d e l l e n d e r i n t e r p l a n e t a r e n M a t e r i e . ZfA 54 200—216 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 58. — Durch elektronische Berechnung der Flächenhelligkeit und der Polarisation des Streulichtes für / = 500 nm wurden sieben Modelle der Zodi-

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akallichtmaterie gefunden, welche die Beobachtungen von Elsässer 1958 u n d von Blackwell u n d Ingham 1961 bei Elongationen zwischen 30° u n d 80° richtig darstellen. Die optischen Eigenschaften der homogen u n d kugelförmig angenommenen Staubteilchen wurden f ü r Eisen bis zu einem Teilchenumfang von 40 A e x a k t nach der Mieschen Theorie berechnet, darüber hinaus nach einer Näherungsformel. F ü r die Dielektrika wurde die exakte Berechnung bis zu einem U m f a n g von 120 X ausgedehnt. F ü r die Partikeldichten wurden einfache monotone Verteilungen kugelsymmetrisch zur Sonne angenommen, ähnlich f ü r die Größenverteilungen n (a) ~ a~ k . Als Substanzen wurden Eisen, Quarz u n d Wasser gewählt sowie zwei schon früher b e n u t z t e hypothetische Stoffe, deren einem isotrope Totalstreuung zugeschrieben wird, während der andere die von I n g h a m 1961 postulierte Abhängigkeit des Polarisationsgrades vom Streuwinkel ergibt. Die erhaltenen Staubdichten steigen n u r langsam zur Sonne hin an. I n E r d e n t f e r n u n g ergeben sich bei dielektrischen Teilchen Staubdichten u m 10 - 1 5 c m - 3 , bei metallischen solche um 10 - 1 3 cm~ 3 . N u r das aus den beiden hypothetischen Substanzen aufgebaute Modell ist frei von Elektronen, während bei den übrigen die richtige Wiedergabe der Polarisation mindestens 300 Elektronen pro cm 3 in E r d e n t f e r n u n g erfordert. Will m a n auf die Elektronen verzichten, so bleibt nur die Möglichkeit geeigneter länglicher Teilchen in Magnetfeldern. Gü. 9514. L. M. Gindilis, T h e c o u n t e r g l o w a s a n e f f e c t of s c a t t e r i n g of s o l a r l i g h t b y 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 . A J U d S S R 39 93—106 (russ. mit engl. Ref.). — Ergebnisse einer absoluten Spektralphotometrie des Gegenscheins werden mitgeteilt. Der untersuchte Wellenlängenbereich erstreckt sich von 4200 A bis 6500 Ä. Besondere Aufmerksamkeit wird der zeitlichen Schwankung gewidmet, die sich möglicherweise auf solaren Ursprung zurückführen läßt (Teilchenströme). Verf. findet auf Grund der spektralen Zusammensetzung, daß die streuenden Staubteilchen ein Gesetz der F o r m A~n mit n zwischen 1 u n d 2 ergeben (). = Wellenlänge). Oster 9515. L. M. Gindilis, T h e c o u n t e r g l o w a s a n e f f e c t of s c a t t e r i n g of s o l a r l i g h t b y p a r t i c l e s of i n t e r p l a n e t a r y d u s t . A J U d S S R 39 689— 701 (russ. m i t engl. Ref.). — Ref. in Sterne 39 123—124. — Die Arbeit ist eine theoretische Untersuchung zur Deutung des Gegenscheins als Effekt gestreuten Sonnenlichtes an Partikeln der interplanetaren Materie. Zur E r m i t t l u n g des Streulichtes wird die Miesche Theorie herangezogen; die Durchmesserverteilung wird nach einem Exponentialgesetz vorausgesetzt. Der räumliche Dichteabfall soll gemäß r _ 1 erfolgen. F ü r 6 verschiedene Modelle werden f ü r die Dichte im Abstand 1 A E W e r t e errechnet, die zwischen 1.4 x 10~22 u n d 4.5 x 10~23 g/cm 3 liegen. Ho. * * E. R. Harrison, T h e E a r t h ' s d i s t a n t m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 7614. 9516. C. Luplau Janssen, H a r J o r d e n e n h a l e ? Urania K e b e n h a v n 19 2—4. 9517. P. J. Kellogg, F l o w of p l a s m a a r o u n d t h e E a r t h . J . Geophys. Res. 67 3805—3811. — Messungen der Geschwindigkeit des Sonnenwindes in der Nähe der E r d e mittels künstlicher Erdsatelliten ergeben eine Überschallgeschwindigkeit in dem Sinne, d a ß die Stromgeschwindigkeit größer als die AlfvenGeschwindigkeit ist. Die daraus folgenden Konsequenzen werden in Anlehnung an die Theorie der Flüssigkeiten diskutiert. D a n n werden Lage u n d F o r m der Stoßwellenfront berechnet, wobei vorausgesetzt wird, d a ß sich das interplanetare Plasma wie ein ideales Gas m i t kurzer freier Weglänge verhält. D a die Zahl der Stöße im Plasma wahrscheinlich sehr klein ist, werden sich Abweichungen von diesen Berechnungen ergeben. Möglicherweise sind sie verantwortlich für den t u r b u l e n t e n Charakter des Magnetfeldes in größeren Entfernungen von der Erde. H . M. * * F. Link, N u a g e d e p o u s s i e r e s a u t o u r d e l a T e r r e . Vgl. Ref. 7439.

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95. Interplanetare Materie, Zodiakallicht, Gegenschein

511

* * Rh. Lfist, K o m e t e n s c h w e i f e u n d i n t e r p l a n e t a r e M a t e r i e . Vgl. Ref. 9125. 9518. C. W. McCracken, W. M. Alexander, T h e d i s t r i b u t i o n of s m a l l i n t e r p l a n e t a r y d u s t p a r t i c l e s i n t h e v i c i n i t y of t h e E a r t h . NASA Techn. Note D 1349, 18 S. * * D. Milicic, O b l a k v o d i k a o k o z e m l j e . Vgl. Ref. 7232. 9519. W. I. Moros, « D u s t e n v e l o p e » of t h e E a r t h . K E Nr. 12 S. 151—158 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sci. 11 387—394. — Ref. in Phys. Abstr. 66 341. 9520. E . P. Ney, W. F. Huch, B. Maas, Z o d i a c a l l i g h t m e a s u r e m e n t s b a l l o o n s . A J 67 120. — Ref. AAS. 9521. E. P. Ney, E c l i p s e 23 267—271.

observations

of t h e

zodiacal

from

l i g h t . Sky Tel.

9522. N. N. Parijskij, L. M. Gindilis, U n t e r s u c h u n g d e r N a t u r d e s s c h e i n s . Vgl. Ref. 7905 S. 3—30.

Gegen-

9523. E. N. Parker, K i n e t i c properties of i n t e r p l a n e t a r y matter. Planet. Space Sci. 9 461—475. — Verf. gibt einen Einblick in die bisherigen Erkenntnisse über die kinematischen Eigenschaften der interplanetaren Materie, wozu die Ergebnisse der Beobachtungen mit R a u m s o n d e n herangezogen werden. Zahlreiche Literaturquellen werden genannt. Gü-Li * * D. W. Parkin, W. Hunter, M e t e o r i t e s a n d c o s m i c d u s t . Vgl. Ref. 9448. 9524. J. P. Pskowskij, D i e s t a u b f ö r m i g e M a t e r i e i n d e r U m g e b u n g E r d e . Priroda 51 Nr. 12 S. 68—73 (russ.).

der

9525. N. B. Richter, T h e p h o t o m e t r i c p r o p e r t i e s of interplanetary m a t t e r . Quarterly J . R A S 3 179—186 = Mitt. Karl Schwarzschild-Obs. Tautenburg Nr. 5. — F ü r vier Durchmesserbereiche interplanetarer Materie (Durchmesser > 1 0 _ 1 , um 10~ 2 , u m 10~4, < 1 0 - 4 cm) wird über empirische u n d theoretische Phasengesetze u n d Polarisationskurven berichtet. Bro. * * N. Richter, E x p e r i m e n t e l l e Untersuchungen zur Beleuchtung i n t e r p l a n e t a r e r M a t e r i e . I. Teil. 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 a n S t e i n - u n d E i s e n m e t e o r i t e n . Vgl. Ref. 9453. 9526. B. Bobley, P h o t o m é t r i e d e s l u m i è r e s z o d i a c a l e e t a n t i - s o l a i r e . Ann. Géophys. 18 341—350. — Die Ergebnisse lichtelektrischer Beobachtungen des Zodiakallichts u n d des Gegenscheins unter Verwendung von 3 Interferenzfiltern werden diskutiert. Es zeigt sich, daß dielektrische Partikel mit einem Brechungsindex m = 1.33 u n d einem R a d i u s a 0 ¡g 2 X 10~5 cm nicht genau zu den beobachteten Oberflächenhelligkeiten u n d Polarisationswerten führen. Man erhält bessere Resultate bei kleinerem Partikelradius, aber der Blauexzeß im gestreuten Licht u n d das Überwiegen des solaren Strahlungsdrucks gegenüber der Gravitationskraft verursacht zwei große Schwierigkeiten. Die untersuchten Fälle geben keine gute optische Erklärung für den Gegenschein. Die R ü c k k e h r zur A n n a h m e einer Materieansammlung scheint notwendig zu sein. Henn 9527. B. Rossi, D a s i n t e r p l a n e t a r e P l a s m a . Geomagnetismus Aeronomie 2 822—828 (russ.). — Ref.'in R J U d S S R 1963 4.51.267. 9528. E. L. Buskol, Ü b e r d i e E n t s t e h u n g e i n e r V e r d i c h t u n g i n t e r p l a n e t a r e n S t a u b e s i n d e r N a c h b a r s c h a f t d e r E r d e . K E Nr. 12 S. 145— 150 (russ.). — Engl. Übersetzung in Planet. Space Sei. 11 311—316. — Die

XI. Sterne

512

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äußere Staubhülle (über 1000 km), welche 90 % der Masse der ganzen Staubhülle enthält, entsteht durch den Einfang von Staubteilchen infolge unelastischer Zusammenstöße. Die innere Staubhülle (1000—100 km) entsteht durch Bremsung der Staubteilchen im Gasstrom der Atmosphäre. Venus hat voraussichtlich eine noch dichtere Staubhülle als die Erde. Ond. 9529. T. Schmidt, H. Elsässer, I n t e r p l a n e t a r e Elektronendichte Z o d i a k a l l i c h t s p e k t r u m . Phys. Verhandlungen 13 240. — Ref. AG.

und

9530. T. Schmidt, H. Elsässer, I n t e r p l a n e t a r e E l e k t r o n e n d i c h t e und Z o d i a k a l l i c h t s p e k t r u m . ZfA 56 31—42 = Mitt. Landessternw. HeidelbergKönigstuhl Nr. 123. — Zwischen den aus der Polarisation des Zodiakallichts und aus spektralphotometrischen Beobachtungen abgeleiteten Werten der Elektronendichte besteht eine Diskrepanz. Es wird wahrscheinlich gemacht, daß die Elektronendichte im Sonnenabstand 1 AE größer als 300 el/cm 3 ist, und gezeigt, wie durch Erhöhung der Genauigkeit spektralphotometrischer Messungen die Frage noch vor der Klärung durch künstliche Satelliten beantwortet werden kann. Ho. 9531. S. F. Singer, E. H. Walker, P h o t o e l e c t r i c S c r e e n i n g of b o d i e s in i n t e r p l a n e t a r y S p a c e . Icarus 1 7—12. — Körper im Raum werden unter der Wirkung der solaren UV-Strahlung Photoelektronen emittieren. Von diesen entweicht eine bestimmte Anzahl und wird durch Aufsammlung thermischer Elektronen des umgebenden Plasmas ersetzt. Jedoch wird aus der Oberfläche eines positiv geladenen Körpers eine viel größere Anzahl von Photoelektronen herausgelöst, deren Energie zum Entweichen nicht genügt. Sie werden daher eine innere Abschirmung der elektrischen Ladung des Körpers hervorrufen. Diese Abschirmung wird für sphärische Körper als Funktion der Körpergröße berechnet. Für große Körper wird die Raumladungsdichte der Photoelektronen groß. Beim Mond wird z. B. ein Wert der Größenordnung 103 bis 104 Elektronen/cm 3 direkt über der Oberfläche erreicht. F ü r kleine Staubpartikel wird jedoch die Wolke photoelektrischer Elektronen vernachlässigbar. Stu. 9532. P o u s s i è r e s

d a n s la h a u t e

a t m o s p h è r e . Orion Schaffhausen 7 49.

9533. E i n E r g e b n i s d e s V a n g u a r d I I I ( 1 9 5 9 ?;). Weltraumfahrt 175. — Kurzbericht über die in A J B 61 Ref. 9501 referierte Arbeit.

13

XI. Sterne § ioi Entfernung 10101. W. Gliese, D i e s o n n e n n a h e n

S t e r n e . SuW 1962 S. 97—99.

10102. C. Luplau Janssen, Kobenhavn 19 66—69.

fixstjernernes

Lidt

om

parallaxer.

Urania

10103. L. F. Jenkins, S u m m a r y of t h e p a r a l l a x e s of n i n e t y - o n e 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 c h t e l e s c o p e . A J 67 178—179.

62, 1962

102. Bewegung

10104. A. R. Upgren, O B s p e c t r a l g r o u p i n d i c a t o r s . A J 67 588—589. — Ref. AAS.

513 classifications

as

distance

§ 102 Bewegung 10201. P. Brosche, Z u r E n t s t e h u n g d e r « A u s r e i ß e r » n a c h A. B l a a u w . ZfA 56 181—182 = Astr. Rechen-Inst. Heidelberg Mitt. (A) Nr. 18. — Die «Ausreißersterne» sind nach Blaauw ehemalige Sekundärkomponenten von Doppelsternsystemen, die sich infolge starken und schnellen Massenverlustes der Primärkomponente aufgelöst haben. Verf. weist darauf hin, daß dieser Mechanismus bei exzentrischen Anfangsbahnen weniger große Massen und Massenverluste erfordert. Verf. 10202. O . J . E g g e n , S p a c e - v e l o c i t y v e c t o r s f o r 3 4 8 3 s t a r s w i t h a c c u r a t e l y d e t e r m i n e d p r o p e r m o t i o n a n d r a d i a l v e l o c i t y . Roy. Obs. Greenwich — Cape Bull. Nr. 51, 320 S. — Ref. in MN 126 115—116. — Für im GC enthaltene Sterne, die im Katalog von Wilson Radialgeschwindigkeiten der Güteklassen a oder b besitzen, wurden neue Eigenbewegungen berechnet. Von diesen Sternen wurden alle die in den Katalog der Raumgeschwindigkeitsvektoren aufgenommen, bei denen der Fehler in der totalen Raumgeschwindigkeit, der durch die Unsicherheit der Eigenbewegungen verursacht wird, kleiner als 5 km/sec ist. An Hand des Katalogmaterials werden einzelne Sterngruppen diskutiert. Bro. 10203. P. van de Kamp, P e r s p e c t i v e s e c u l a r a c c e l e r a t i o n o f Barn a r d ' s s t a r . A J 67 284—285 = Sproul Obs. Repr. Nr. 123. — Ref. AAS. 10204. A. Przybylski, N o t e on t h e c o m p u t a t i o n o f g a l a c t i c c o m p o n e n t s o f s t e l l a r v e l o c i t i e s . AA 12 232—233. — Es wird eine Gleichung in Krakovianen für die Berechnung der galaktischen Komponenten von Sterngeschwindigkeiten angegeben und mit einem numerischen Beispiel bezüglich der Bewegung des Sterns a Cen veranschaulicht. E. R. 10205. A. D. Thackeray, T h e h i g h - v e l o c i t y s t a r H D 1 5 1 3 9 7 a n d i t s r e l a t i o n t o N G C 6 2 3 1 . Obs 82 71—72 = Radcliffe Obs. Repr. Nr. 22. — HD 151 397 (9™4, B0.5 V) hat die unerwartet große Radialgeschwindigkeit + 1 5 1 km/sec. E r ist vom Sternhaufen NGC 6231, der zur Assoziation I Leo gehört, 2° entfernt. Um festzustellen, ob dieser vermutliche Wegläufer einen gegenläufigen Zwilling hat, wurden die Radialgeschwindigkeiten von 5 hierfür in Frage kommenden Sternen ermittelt. Das Ergebnis war negativ, es fand sich also kein Zwilling. Loh. 10206. A. D. Thackeray, A n o t e on t h e h i g h - v e l o c i t y s t a r H D 2 1 4 5 3 9 . Obs 82 72—73. — Es wird eine Beschreibung des Spektrums, der Bewegung und der Populationsklasse des Schnelläufers HD 214539 auf Grund von Radialgeschwindigkeitsmessungen am Radcliffe Observatory gegeben. Gü-Li 10207. A. R. Upgren, A l i s t o f new h i g h - v e l o c i t y g i a n t s t a r s . Publ ASP 74 241—242 = Sproul Obs. Repr. Nr. 124. 10208. H. Yasuda, S c h n e l l ä u f e r . Astr. Herald 55 76—78 (japan.). * * K . M. Yoss, R e l a t i o n s h i p b e t w e e n CN a n o m a l y W c o m p o n e n t s o f s p a c e v e l o c i t y . Vgl. Ref. 10461. Astronom. J a h r e s b e r i d i t 1962

and

U,

V, 33

and

514

X I . Sterne

62, 1962

Eigenbewegung 10209. S. Aravamudan, S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s in t h e a s t r o g r a p h i c z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° ( l i s t V). Vgl. A J B 61 Ref. 10206 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 36. 10210. N. M. Artjuchina, T h e p r o p e r m o t i o n of t h e s t a r B D + 4 0 ° 4 1 2 4 a s s o c i a t e d w i t h t h e n e b u l a S 213. A J UdSSR 39 549—550 (russ. mit engl. Ref.). — Die Richtung der Eigenbewegung dieses Sterns (11™4, B2e) stimmt mit der Richtung der dunklen Ausbuchtung überein, die den hellen Nebel S 213 umrahmt. Dieselbe Bewegung hat der benachbarte F0-Stern (12 m 5). Verf. (ü.) 10211. L. Etehegorry, M. Tellechea, M o u v e m e n t s p r o p r e s d e 9 1 3 é t o i l e s r e p é r é s de la zone du C a t a l o g u e P h o t o g r a p h i q u e de B o r d e a u x . J O 45 12—17. 10212. L. Etehegorry, M. Tellechea, M o u v e m e n t s p r o p r e s d e 1 5 2 9 é t o i l e s d e r e p è r e d e la z o n e d u C a t a l o g u e P h o t o g r a p h i q u e de B o r d e a u x . J O 45 313—320. 10213. A. N. Goyal, S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s in t h e a s t r o g r a p h i c z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° ( l i s t I I I ) . AN 286 196—208. — Die gegebene Liste ist eine Fortsetzung von zwei früheren (vgl. A J B 58 Ref. 9203, 9204). Sie gibt relative Eigenbewegungen von 1315 Sternen, deren wahrscheinliche Fehler ±01010 in jeder Koordinate betragen. 10214. G. Klare, K. Schaifers, S u c h e Verhandlungen 18 238. — Ref. AG.

nach

sonnennahen

Sternen.

Phys.

10215. W. J . Luyten, On t h e p r o p e r m o t i o n of H Z 2 2 , 1 2 h 1 2 " ? 3 + 3 6 ° 5 6 ' ( 1 9 5 0 ) . Publ. Astr. Obs. Univ. Minnesota 3 Nr. 11/11, 2 S. — Die Ausmessung von 8 Platten der Epochen 1892—1956 ergibt als absolute Eigenbewegungskomponenten ßa = —'OfOOl, ns = —OfOll. Falls die vorliegende Klassifizierung als normaler B2-Stern der Population I in 16000 pc Entfernung richtig ist, ergäbe das eine Tangentialgeschwindigkeit von über 800 km/sec. Andererseits könnte es sich auch um einen blauen Koronalstern in nur 1000—2000 pc Entfernung handeln. Gli. 10216. W. J . Luyten, F i r s t s u p p l e m e n t t o t h e L T T c a t a l o g u e s . Sonderdruck, Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, 1962. 20 S. — Betrifft L T T 17128— 18135. Die Anordnung ist die gleiche wie in dem 1961 erschienenen Katalog (vgl. A J B 61 Ref. 10213). * * W. J. Luyten,- A s e a r c h f o r f a i n t b l u e s t a r s . X X I X . P r o p e r t i o n s of 121 f a r s o u t h e r n b l u e s t a r s . Vgl. Ref. 10326.

mo-

* * W. J. Luyten, P r o p e r m o t i o n s of f a i n t s t a r s i n t h e r e g i o n of t h e H y a d e s . Vgl. Ref. 14131. 10217. J. Meurers, H. van Schewick, B. Stangenberg, R e l a t i v e E i g e n b e w e g u n g e n v o n 4 9 1 4 S t e r n e n i n 18 g a l a k t i s c h e n S e l e c t e d A r e a s d e s N o r d h i m m e l s . Veröff. Univ.-Sternw. Bonn Nr. 60, 42 S. 10218. A. B. Onegina, S o m e r e s u l t s of t h e m e a s u r e m e n t of n e g a t i v e s o b t a i n e d w i t h a l e n s g r a t i n g . Mitt. Astr. Hauptobs. Golossejewo 4 Nr. 2 S. 24—31 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Bestimmung von Eigenbewegungen wurden am Hauptobservatorium der Ukraine Sternaufnahmen vom 400 mm-Astrographen mit Öbjektivgitter ausgemessen. Nach Anbringen der Helligkeitsgleichung ergaben sich bei zwei Plattenpaaren mit einer Epochendififerenz von 20 Jahren ür die jährliche Eigenbewegung folgende wahrscheinliche Fehler: ¿ 0 Î 0 0 5 bei

62, 1962

102. Bewegung

515

Zentralbildern von hellen Sternen, ± 0 Ï003 bei Bildern erster und zweiter Ordnung und ¿ 0 Î 0 0 4 bei schwachen Sternen. Sehr. 10219. L. Plaut, A n e w f a i n t s t a r w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n . Publ ASP 74 162—163. — ot = 16h 5 m 31 s , b, D) auf Verfärbung untersucht. Im ( / „ D)-Diagramm

62, 1962

111. Die Systeme im allgemeinen

543

wird ihre Lage relativ zu einer (durch offene Haufen bestimmten) ursprünglichen Hauptreihe bzw. einer Kurvenschar fortschreitender Entwicklung bestimmt, wobei sich wiederum die rasche Entwicklung großer Massen zeigt. hz 11106. J . Berger, R e c h e r c h e s s u r l e s p r o p r i é t é s d e s é t o i l e s d o u b l e s ou m u l t i p l e s l a r g e m e n t s é p a r é e s e n r e l a t i o n a v e c l e s p r o b l è m e s d ' é v o l u t i o n . I V . Ann d'Astrophys 25 184—205 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 229/III. — Dieser Schlußteil der Arbeit (vgl. vorangehende Ref.) untersucht die Verteilung der Absoluthelligkeiten in der dreiparametrigen Spektralklassifikation auf zwei Weisen : a) Die Helligkeit hängt im Bereich A 5—P 6 IV—V von allen drei Parametern linear ab und gilt als dadurch bestimmt; b) ihre Variation entlang der Kurven gleichen Alters wird als Funktion des Parameters D bestimmt. Die Ergebnisse an Doppelsternen werden mit anderen Ergebnissen (sonnennahe Sterne, Hyaden etc.) und mit den Helligkeiten im MK-System verglichen, und eine Kurvenschar der Helligkeiten im (At, D)-Diagramm wird gegeben. hz 11107. W. H. van den Bos, I s t h i s o r b i t r e a l l y n e c e s s a r y ? Pubi ASP 74 297—301 = Contr. Lick Obs. Nr. 137/11. — Verf. kritisiert zwei Arten von Doppelsternbahnbestimmungen: Neubestimmungen bereits sehr gut bekannter Bahnen und verfrühte Bahnbestimmungen aus zu kurzen Bahnbögen. Bro. 11108. N. M. Bronnikowa, W i d e s t a r p a i r s in t h e v i c i n i t y of f o u r o p e n C l u s t e r s N G C 1 5 1 3 , 1 9 6 0 , 2 0 9 9 , 6 7 0 5 . A J UdSSR 39 1132— 1134 (russ. mit engl. Ref.). — In der Umgebung von vier offenen Sternhaufen wurden auf Grund von Eigenbewegungen sehr weite Doppelsterne gefunden. Die Wahrscheinlichkeit, daß es sich um zufällige Konfigurationen handelt, wird angegeben. Bro. 11109. P. Brosche, Z u m M a s s e - D r e h i m p u l s - D i a g r a m m von Doppelu n d E i n z e l s t e r n e n . AN 286 241—253. — Für die sonnennahen Doppelsterne werden individuelle Drehimpulse ermittelt, und für typische Hauptreihensterne werden unter der Annahme starrer Rotation mittlere und maximale Rot ations drehimpulse errechnet. Im Masse-Drehimpulsdiagramm sind beide Wertegruppen durch ein Häufigkeitsminimum getrennt. Letzteres h a t dann keine genetische Bedeutung, wenn die meisten Einzelsterne in Wirklichkeit unentdeckte Doppelsterne (oder Planetensysteme) sind. Bro. 11110. L. Chiara, L i m i t i s u p e r i o r i d e 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 i s i s t e m i b i n a r i d i m a s s a d e c r e s c e n t e . Vgl. A J B 61 Ref. 11104 = Pubbl. Oss. Astr. Palermo (NS) 10 Nr. 15. H i l l . L. Chiara, S u l p r o b l e m a d e i d u e c o r p i d i Pubbl. Oss. Astr. Palermo (NS) 10 Nr. 16, 15 S., 1961.

massa

variabile.

11112. 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 d e i d u e c o r p i d i m a s s a d e c r e s c e n t e . Pubbl. Oss. Astr. Palermo (NS) 10 Nr. 17, 8 S. 11113. L. Chiara, C o n t r i b u t i s u l p r o b l e m a d e i d u e c o r p i d i m a s s a d e c r e s c e n t e . Atti Accad. Sci. Lettere Arti Palermo (4) 22 Parte I, 15 S. = Pubbl. Oss. Astr. Palermo (NS) 10 Nr. 20. — Für ein Doppelsternsystem, dessen Masse m mit der Zeit t abnimmt, untersucht Verf., welchen Grenzwerten Exzentrizität und wahre Anomalie des Begleiters in Abhängigkeit vom asymptotischen Wert der Größe m 2 t zustreben. Es wird eine Anwendung auf das von Mestschersky (AN 159 229) angenommene Gesetz der Massenänderung durchgeführt. Böh. 11114. A. N. Deutseh, A s t u d y of d o u b l e a n d m u l t i p l e s t a r s in 1 1 5 K a p t e y n A r e a s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 28 Nr. 1 (171) S. 151—158

544

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

62, 1962

(russ. mit engl. Ref.). — Die Auswertung des in A J B 61 Ref. 11105 zitierten Katalogs weiter Doppelsterne gibt ein Spektrum-Helligkeitsdiagramm, die Häufigkeitsverteilung der Distanzen zwischen 500 u n d 150000 AE u n d der Helligkeitsdifferenzen bis 7"'0. Bro. 11115. B. I. Fessenko, E i n e M e t h o d e z u r E n t d e c k u n g v o n D o p p e l s t e r n e n . Publ. Astr. Obs. Leningrad 19 202—209 (russ. mit engl. Ref.). — Nach einer Regel der mathematischen Statistik wird eine Methode zur Abschätzung des Anteiles der Doppelsterne an der Zahl der Sterne eines begrenzten Sternfeldes entwickelt. Wendet m a n die Methode auf die Charakteristik der Eigenbewegungen an, so finden sich mehr als 50 % Einzelsterne, die nach Größe u n d R i c h t u n g der Eigenbewegung physisch zusammengehören, also wahrscheinlich Doppelsterne sind. Dieses Ergebnis übertrifft frühere Abschätzungen u m das 2.5 fache. Gü-Li 11116. A. N. Goyal, I n v e s t i g a t i o n of 7 5 0 d o u b l e s i n t h e O x f o r d A s t r o g r a p h i c C a t a l o g u e s +32° a n d +33° w i t h an a n g u l a r s é p a r a t i o n < 15". MN 123 413—423. — Durch Abzahlung wird eine Verteilung der Doppelsterne m i t Distanzen < 1 5 " in zwei Zonen des Astrographic Catalogue hergestellt. Die P a r a m e t e r der Verteilung sind die scheinbaren Helligkeiten u n d die Helligkeitsdifferenzen der K o m p o n e n t e n , getrennt nach drei Distanzklassen u n d nach drei Zonen der galaktischen Breite. F ü r jede der Verteilungen wird nach den Formeln von E . A. Kreiken u n d H . Groot der Anteil optischer Doppelsterne an der Gesamtzahl berechnet u n d mit ähnlichen Ergebnissen aus anderen Katalogzonen verglichen. Am Schluß werden 16 neue Doppelsterne mit großer gemeinsamer Eigenbewegung angegeben. Gü-Li 11117. J. A. Hvnek, D i s t r i b u t i o n s t a r s . A J 67* 578. — Ref. AAS.

of

binary

stars

among

the

bright

11118. R . Jonckheere, C a t a l o g u e g é n é r a l d e 3 3 5 0 é t o i l e s d o u b l e s d e f a i b l e é c l a t o b s e r v é e s d e 1 9 0 6 à 1 9 6 2 . Observatoire de Marseille, 1962. 429 S. — Besprechung in B S A F 77 208, Sky Tel. 26 11. 11119. P. van de Kamp, Obs. Repr. Nr. 122.

Double

stars.

Vgl. A J B 61 Ref. 11113 = Sproul

11120. P. van de Kamp, W. B. Burton, P r o p e r m o t i o n s of s i x wide double stars from photographs taken with the Sproul 24-inch r e f r a c t o r . A J 67 549—550 = Sproul Obs. Repr. Nr. 127. — Von 6 weiten Doppelsternen aus der Gruppe der sonnennahen Sterne werden sowohl die Eigenais auch die Bahnbewegungen aus P l a t t e n p a a r e n von 20—30 J a h r e n Zeitdifferenz abgeleitet. Bei keinem der P a a r e f ü h r t die Anwendung des v a n de K a m p s c h e n Kriteriums (vgl. A J B 61 Ref. 11113) auf hyperbolische Begegnung der K o m ponenten. Gü-Li 11121. D. N. Katsis, D i e D o p p e l s t e r n e . Astr. Nachr. Athen 12 Nr. 42 S.4—11, Nr. 44 S. 1—8, Nr. 45 S. 1—7 (griech.). 11122. D. N. Katsis, D i e T h e o r i e d e r D o p p e l s t e r n e . Bull, milit. geogr. A m t Athen 22 91—113 = Monographie Griech. Astr. Ges. Nr. 18 (griech. mit französ. Ref.). — Die klassischen Methoden zur Bestimmung der Bahnelemente von Doppelsternsystemen werden auseinandergesetzt. Mav. 11123. J. Kovalevskv, D é t e r m i n a t i o n B S A F 76 364—370.

des

masses

des étoiles

doubles.

11124. E. L. Martin, I l p r o b l e m a t e o r i c o d e i d u e c o r p i d i m a s s a d e c r e s c e n t e e l ' e v o l u z i o n e o r b i t a l e d e l l e s t e l l e d o p p i e . Mem SA It (NS) 33 383—395. — Verf. untersucht die Grundeigenschaften der relativen

62, 1962

111. Die Systeme im allgemeinen

545

Bewegung eines materiellen Punktes um einen anderen, wenn die Masse des Systems mit der Zeit in irgendeiner Weise veränderlieh ist. Unter Annahme einiger besonderer Bedingungen werden die Eigenschaften der theoretischen Bewegung mit den Bahnen der Doppelsterne verglichen, um zu prüfen, ob sie mehr oder weniger annehmbar sind. Ein vom Verf. seinerzeit vorgeschlagenes Gesetz der Massenabnahme wird erwähnt, das die theoretischen Ergebnisse mit der Zunahme der Bahnexzentrizität der binären Systeme in Verbindung bringt. B. C. 11125. P. Muller, T a b l e d e s a n o m a l i e s v r a i e s j u s q u ' à l'anomalie m o y e n n e d e 2 0 d e g r é s p o u r l e s e x c e n t r i c i t é s é g a l e s ou s u p é r i e u r e s à 0.75. Notes Informations Publ. Obs. Paris Fasc. 6, Astrométrie Nr. 5, 23 S. 11126. J. Saliade, E v o l u t i o n a r y Vgl. Ref. 1307 185—229.

effects

11127. F. Schmeidler, Ü b e r D o p p e l s t e r n e SuW 1962 S. 146—148, 171—173.

in

close

und

binary

systems.

mehrfache

Systeme.

11128. J. Smak, C l o s e b i n a r i e s . I I . A p r e l i m i n a r y d i s c u s s i o n of t h e s u b g i a n t s in c l o s e - b i n a r y s y s t e m s . AA 12 28—54 = Astr. Obs. Univ. Warsaw Repr. Nr. 127. — Es wird das Problem der Entwicklung der Hauptkomponente eines engen Doppelsystems betrachtet, wenn diese die Hauptreihe verläßt. Der Aufsatz bezieht sich hauptsächlich auf die Deutung der Entwicklung von Unterriesen in halbgetrennten Systemen. Bei der Voraussetzung, daß die ganze, durch eine Komponente abgegebene Masse in die andere Komponente übergeht, wird der Massenaustauscheffekt untersucht. Es werden Modelle des thermischen Gleichgewichts mit Kernen, die Helium verbrauchen, aufgebaut. Die Modelle bestehen aus wasserstoifreichen Hüllen und aus Kernen, in denen der Wasserstoff schon erschöpft ist. Die aus dem Massenverlust hervorgehende Halbmesseränderung der zweiten Komponente wird berechnet. Nach dem Erreichen des thermischen Gleichgewichts bleibt noch eine gewisse Art von Instabilität übrig. In der vom Verf. angegebenen Theorie werden je eine Korrelation zwischen den Abweichungen von der Masse-Leuchtkraft- und Masse-Radiusbeziehung vorausgesagt. Auch eine Korrelation in den Abweichungen der Leuchtkraft und dem Massenverhältnis wird vorausgesagt. E. R. 11129. J. Smak, E w o l u c y j n e z n a c z e n i e p o d o l b r z y m ö w w c i a s n y c h u k l a d a c h p o d w ô j n y c h ( s t r e s z c z e n i e w y n i k ô w w s t ç p n y c h ) . Postçpy Astr. 10 156—158 (mit russ. und engl. Ref.). — Ref. PTA. — Es werden die Entwicklungsprobleme der massenreicheren Komponente eines Doppelsystems betrachtet, wenn sich der Stern bis zur Rocheschen Grenze ausdehnt. Der Einfluß des Massenaustausches auf die Dimension der Rocheschen Grenze wird bestimmt. Bei der Voraussetzung eines thermischen Gleichgewichts wird eine Modellfamilie von Sternen, in deren Kernen Helium verbrennt, aufgebaut. Der physikalische Zustand des Sterns wird für den Fall untersucht, daß er sein thermisches Gleichgewicht wiedergewinnt. Für Unterriesen in «halbgetrennten» Systemen wurde eine Instabilität in der Kernzeitskala gefunden. E. R. 11130. C. M. Varsavsky, An i n t e r p r é t a t i o n of t h e p e r i o d - e c c e n t r i c i t y r e l a t i o n f o r d o u b l e s t a r s . Vgl. Ref. 1307 S. 173—183. 11131. K. Walter, Ü b e r d i e H y p o t h e s e d e s in d e r B a h n f ü r enge D o p p e l s t e r n s y s t e m e d e n B e o b a c h t u n g e n . Vgl. Ref. 1317 S. 20—26.

Energiegleichgewichts und ihre P r ü f u n g an

11132. B. Warner, T h e i n i t i a l m a s s f u n c t i o n a n d t h e o r i g i n of b i n a r y s t a r s . Ann d'Astrophys 25 94—99. — Die Vorstellung von P. P. Parenago, wonach alle Sterne schwerer als die Sonne in O-Assoziationen, alle leichteren A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1962

35

546

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

62, 1962

Sterne aber in T-Assoziationen entstanden sein sollen, wird einer Prüfung unterzogen. Dazu wird die Verteilung der beobachteten Massen längs der Hauptreihe, reduziert auf ihre Anfangswerte, herangezogen. Die Massenverteilungsfunktion beider Assoziationen ist durch einen Exponentialausdruck mit verschiedenen Exponenten darstellbar. Zum Schluß wird wahrscheinlich gemacht, daß Doppelsterne am Rand ursprünglich dichter Sternkonzentrationen durch Einfang entstanden sein könnten. Gü-Li 11133. F. B. Wood, On t h e é v o l u t i o n 841 S. 119—126. 11134. C. E. Worley, S t e l l a r 11135. L e — Ref.

compagnon

of c l o s e b i n a r y s t a r s .

duplicity.

obscur

du

A J 67 590. — Ref. AAS.

système

11136. L e s o r b i t e s d e s é t o i l e s d o u b l e s . 11137. F r e q u e n c y

of b i n a r y

stars.

Vgl. Ref.

61 C y g n i .

BSAP 76 271.

BSAF 76 400.

Sky Tel. 24 266. — Ref. AAS.

11138. M e t a l l i n i e n s t e r n e i n D o p p e l s t e r n s y s t e m e n . Sterne 38 85. — Ref. 11139. E i n i g e k o s m o g o n i s c h e S c h l u ß f o l g e r u n g e n v o n D o p p e l s t e r n e n . Sterne 38 205—206. — Ref.

§

aus der

Statistik

H2

Visuelle Doppelsterne 11201. G. B. van Albada, N o t e o n t h e d é t e r m i n a t i o n of m a s s e s of v i s u a l b i n a r i e s . BAN 16 178—179. — Eine Diskussion der Massenbestimmungen der visuellen Doppelsterne ADS 9979 = a CrB und p Eri, beides Paare mit unvollständig beobachteten Bahnbögen, aber zahlreichen Bahnbestimmungen zu verschiedenen Zeiten, zeigt, daß die Massenbestimmung erst zuverlässig wird, wenn einer der beiden Bahnknoten im beobachteten Bahnbogen liegt. Gü-Li 11202. G. B. vail Âlbada, On t h e a c c u r a c y of t h e L e m b a n g p h o t o g r a p h i e o b s e r v a t i o n s of t h e S i r i u s s y s t e m . J O 45 1—5. — Die photographischen Positionen des Doppelsternes Sirius ( = ADS 5423), die Verf. zwischen 1955.7 und 1958.0 in Lembang erhalten hat, zeigen ungewöhnlich große systematische Abweichungen von den Positionen nach einer von van den Bos (vgl. A J B 60 Ref. 11203) gerechneten Bahn, während sie eine frühere Bahnberechnung von de Mottoni (vgl. A J B 48 Ref. 10112) gut darstellen. Verf. untersucht eingehend die möglichen Quellen systematischer Fehler (Kontraktion der Photoemulsion, Einflüsse des Gitters auf die Skala der Beugungsbilder 1. Ordnung), klärt aber damit nur ein Drittel des Betrages der Abweichungen zwischen Beobachtung und Rechnung auf. Gü-Li 11203. S. Arend, L e r ô l e j o u é p a r l e s c o n s t a n t e s d e T h i e l e - I n n e s d a n s le c a l c u l d e s o r b i t e s d e s é t o i l e s d o u b l e s v i s u e l l e s . Vgl. A J B 60 Ref. 11202 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 195. 11204. P. Baize, E l é m e n t s o r b i t a u x d e 3 1 2 = e C e t i , p o s . 1 9 5 0 2 h 37™l, — 12°5' ; m a g n . 5 . 0 1 ; Am 0 . 2 ; t y p e s p e c t r a l F 5. J O 45 247 —250.

62, 1962

547

112. Visuelle Doppelsterne

11205. A. W. Bespalow, N e w d é t e r m i n a t i o n s of e l e m e n t s of v i s u a l b i n a r y o r b i t s . A J UdSSR 39 1134—1136 (russ. mit engl. Ref.). — Betrifft ADS 684, 784, 1613, 2034, 2173, 2768, 3169, 3701, 5752, 7871, 8695, 8739, 11468, 12961, 16539. 11206. W. H. van den Bos, O r b i t s of t h r e e v i s u a l b i n a r i e s . 552—554 = Lick Obs. Bull. Nr. 578. — Betrifft ADS 784, 1865, 3991. 11207. W. H. van den Bos, 45 55—56.

Preliminary

orbit

of

Lambda

AJ 67

Lupi.

JO

11208. W. H. van den Bos, T h e r e m a r k a b l e b i n a r y B u r n h a m 1163. Publ ASP 74 291—296 = Contr. Lick Obs. Nr. 137/1. — Ref. in Sky Tel. 25 7, Urania Krakow 34 175. — ß 1163 = ADS 1123 besitzt gleich helle Komponenten und ist in Intervallen von 16 Jahren 2 Jahre lang nicht trennbar. Die Positionswinkel dieser Intervalle liegen dann entweder alle in einem oder in gegenüberliegenden Quadranten. Verf. konnte sich auf Grund einer sicheren Flächenkonstante für die erste Möglichkeit entscheiden und eine Bahn mit P = 16?0, a = 0Î223 bestimmen. Radialgeschwindigkeitsmessungen widersprechen dem nicht, da ihre Vorhersage empfindlich vom Zeitpunkt des Periastrondurchgangs abhängt. Bro. 11209. B. Cester, S u l c a l c o l o d e g l i e l e m e n t i g e o m e t r i c i d ' u n a d o p p i a v i s u a l e in c a s i p a r t i c o l a r i . A p p l i c a z i o n e a l l ' o r b i t a d e l l a S t e l l a A D S 16 138. Mem SA I t (NS) 33 177—187 = Pubbl. Ristampe Oss. Astr. Trieste Nr. 309. — Zur Berechnung der Bahn eines Doppelsternes mit einer Bahnneigung nahe 90°, bei der die Elemente e und a> unbestimmt bleiben, werden neue Formeln abgeleitet, wobei die größten Distanzen des Paares als die am genauesten bestimmbaren Beobachtungsdaten zur Rechnung verwendet werden können. Die Methode wird an der Bahnbestimmung des Doppelsternes ADS 16138 = Ho 295 vorgeführt. Gü-Li 11210. B. Cester, E l e m e n t i d e l l a d o p p i a v i s u a l e A D S 1 6 4 1 7 . Mem SA I t (NS) 33 331—337 = Pubbl. Ristampe Oss. Astr. Trieste Nr. 310. — E s erfolgt eine neue Ableitung der geometrischen und dynamischen Elemente des visuellen Doppelsterns ADS 16417 = 027 536 nach einem vom Verf. vorgeschlagenen Verfahren für Paare mit geradliniger Relativbewegung. Verf. 11211. P. Couteau, O r b i t e s d e t r o i s é t o i l e s d o u b l e s v i s u e l l e s . J O 45 37—42. — Betrifft ADS 713 = H u 201, K p r +77°361, ADS 14073 = ß 151. 11212. J . Dommanget, P r o p r i é t é s d u s y s t è m e d e s é q u a t i o n s f o n d a m e n t a l e s d e l a m é t h o d e d e T h i e l e - I n n e s p o u r le c a l c u l d ' o r b i t 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 . Vgl. A J B 59 Ref. 11214 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 204/1. 11213. J . Dommanget, O r b i t e d e l ' é t o i l e d o u b l e v i s u e l l e A D S 12 4 6 9 = B D S 9 3 1 3 = ß 142. Vgl. A J B 59 Ref. 11215 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 204/11. 11214. J . Dommanget, L e m o u v e m e n t r e l a t i f d e l ' é t o i l e d o u b l e v i s u e l l e O x f o r d + 2 9 ° 3 4 4 8 3 — O x f o r d + 2 9 ° 3 4 4 8 2 ,