Astronomischer Jahresbericht: Band 65 Die Literatur des Jahres 1965 [Reprint 2020 ed.] 9783112319901, 9783112308714

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Astronomischer Jahresbericht 1 8 9 9 gegründet von Walter Wislicenus

65. Band Die Literatur des Jahres 1965

Herausgegeben

vom

Astronomischen Rechen-Institut in Heidelberg

Bearbeitet von

W. L o h m a n n

F. Henn

U. G ü n t z e l - L i n g n e r

m Walter de Gruyter & Co. vormals G. J . Göschen'sche Verlagshandlung — J . Guttentag, Verlagsbuchhandlung — Georg Reimer — Karl J . Trübner — Veit & Comp. Berlin 1967

Alle Rechte vorbehalten

Druck bei G. Braun (vorm. G. Braunsche Hofbuchdruckerei und Verlag) G. m. b. H., Karlsruhe in Baden • Auflage 600 • März 1967 Mit alleinigem Vertrieb beauftragt W. de Gruyter & Co., Berlin Archiv-Nr. 180165 • Preis 80.— DM

Printed in Germany

Vorwort Der vorliegende Band des Astronomischen Jahresberichts (AJB) ist der 65. der von W. F. W i s l i c e n u s 1899 gegründeten Bibliographie des astronomischen Schrifttums. E r enthält Berichte über die 1965 erschienene Literatur und Mitteilungen über verspätet erhaltene Arbeiten früherer Jahre. Die im 59. Band getroffene Einteilung und Anordnung der Abhandlungen, Artikel und Notizen ist zur Wahrung der Homogenität des Gesamtwerkes im wesentlichen noch beibehalten worden. Die (phonetische) Transliteration russischer und russisch geschriebener Namen ist wie bisher auf die im Deutschen übliche Art und Weise erfolgt. Einzelheiten und Vergleiche mit angloamerikanischen Transliterationen enthält die Tabelle auf Seite X I I . Ferner sei hierbei noch auf die Tabelle in den Transactions der Internationalen Astronomischen Union Band 12C Seite 69 (1966) hingewiesen. Bei der Zusammenstellung und Bearbeitung des A J B ist uns von zahlreichen Kollegen des In- und Auslandes 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 und spanischen Literatur, H.-C. F r e i e s l e b e n , Hamburg (Frlb.), aus dem Gebiet der Navigation, F. J . K e r r , Sydney-Chippendale (R. O.), aus dem Bereich der Radioastronomie, E. R y b k a , Kraköw/Krakau (E. R.), aus der polnischen Literatur. Als Referenten haben mitgewirkt: E. B a r t l , Sonneberg (Ba.) M. B e y e r , Hamburg (Bey.) S. B ö h m e , Heidelberg (Böh.) P. B r o s c h e , Heidelberg (Bro.) K . v o n B ü l o w , Rostock (v. B.) W. D i e c k v o s s , Hamburg (Dv.) W. G l e i s s b e r g , Frankfurt/M. (W. Gl.) W. G l i e s e , Heidelberg (Gli.) O. G ü n t h e r , Potsdam (O. G.) U. H a u g , Tübingen W. D. H e i n t z , München (hz) C. H o f f m e i s t e r , Sonneberg (C. H.)

J . H o p p e , Babelsberg (Ho.) T. L e d e r l e , Heidelberg (T. L.) L. O s t e r , New Haven W. P e t r i , München H . H . R a b b e n , München (HHR) F. S c h m e i d l e r , München (FS) K . W. S c h r i c k , Frankfurt/M. (Sehr.) H . H . V o i g t , Göttingen D. G. W e n t z e l , Ann Arbor (DGW) R. W i e l e n , Heidelberg (Wn.) J . Z ä h r i n g e r , Heidelberg (Zä.)

IV Ihnen danken wir auch an dieser Stelle auf das herzlichste. Besonderen Dank aber möchten wir unserer Diplom-Übersetzerin Frl. D. R a b i t z und unseren technischen Helferinnen Frl. M. L e t z und Frl. S. K r a u s e aussprechen. Abschließend sei noch allen Autoren, Sternwarten, Instituten, Verlagen, Gesellschaften und Akademien f ü r die rechtzeitige Zusendung ihrer Veröffentlichungen vielmals gedankt. H e i d e l b e r g , im Februar 1967 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

V

Inhaltsverzeichnis Seite

Vorwort Inhaltsverzeichnis Abkürzungen Transliteration des russischen Alphabets

.

III V IX XII

I. Geschichte. Tätigkeit §

1

§ §

2 3

§ § § § §

4 5 6 7 8

Bibliographie Quellennachweis Bibliographische Veröffentlichungen Literaturberichte Geschichte Biographie Galilei Sternwarten, Institute Planetarien, Ausstellungen Gesellschaften, Organisationen Tagungen, Expeditionen Internationale Zusammenarbeit, gegenwärtige Situation (69), Fortschritte (69) Astronomie in verschiedenen Ländern Astronomie im Unterricht

1 1 11 12 14 19 22 26 54 54 62 68 71 71

II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete §11 § 12 §13 § 14 § 15 § 16 § 17

§18

§ 19

Astronomie, Astrophysik Gesammelte Werke Tagungspublikationen Mathematik Automatisierung von Meß- und Rechenverfahren . Physik Plasma Lichtgeschwindigkeit Astronautik Astronomie und R a u m f a h r t Bahnbewegung und Navigation Mondsonden und Mondsatelliten Interplanetare Sonden und Satelliten Künstliche Erdsatelliten und Raumsonden Beobachtungen und Beobachtungsmethoden Bahnbewegung Einzelne künstliche Erdsatelliten und Raumsonden Miscellanea Leben im Kosmos

.

.

. .

.

.

73 77 77 81 82 82 89 . 9 1 92 95 95 99 100 102 105 113 .119 124 126

III. Instrumente § 21 § 22

Optik, Technik, Beobachtungspraxis Beobachtungsinstrumente Reflektoren und Refraktoren Durchgangsinstrumente Instrumente zur Sonnenbeobachtung

127 134 134 137 138

VI

Inhaltsverzeichnis

65, 1965 Seite

Fernrohre zur Satellitenbeobachtung Extraterrestrische Instrumente Radioteleskope Radioverbindungen zu fernen Zivilisationen Sonstige Instrumente § 23 Zusatz- und Auswertegeräte Zusatzgeräte für Beobachtungsinstrumente Auswertegeräte Bildwandler, Fernsehkameras Ausnutzung der Sonnenenergie § 24 Chronometrie Sonnenuhren § 25 . Photographie

139 141 142 147 148 148 148 154 156 157 158 161 162

IV. Positionsastronomie § § § § § § § §

31 32 33 34 35 36 37 38

Astrometrie Sternkataloge, Sternkarten (170) Astronomische Konstanten, Fundamentalsystem Jahrbücher, Kalender Finsternisse, Chronologie, Kalenderwesen Geodätische Astronomie, Navigation Breitendienst, Polschwankung Erdrotation, Zeitmaße

163 168 170 173 177 178 188 193

V. Theoretische Astronomie § § § §

41 42 43 44

Himmelsmechanik, Störungstheorie Bahnbestimmung der Planeten und Kometen Kinematik und Dynamik von Sternsystemen Kosmologie, relativistische Astrophysik Relativistische Eigenschaften von Sternen

195 204 206 210 222

VI. Theoretische Astrophysik § 51

§ § § § §

52 53 54 55 56

Grundlagen und Probleme allgemeiner Art Gravitationsinstabilität Magneto-Hydrodynamik Strahlungstransport Neutrino-Astronomie Nebel, interstellare Materie, interstellarer R a u m Sternatmosphären Innerer Aufbau der Sterne, Sonne (248) und Planeten (258) . . Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern . . . . Entstehung und Entwicklung des Planetensystems . . . .

228 230 231 232 235 237 240 .248 259 264

VII. Sonne § 61 § 62 § 63 § 64 § 65 § 66

Entfernung, Magnetismus (268), Rotation (270), Miscellanea (271) . Sonnenfinsternisse Einzelne Sonnenfinsternisse Sonnenüberwachung Photosphäre, Spektrum, Granulation Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität Fleckenstatistik Chromosphäre, Flares, Protuberanzen Einzelne Flares und Protuberanzen

267 272 272 275 279 287 296 303 315

65, 1965

Inhaltsverzeichnis

VII Seite

§ 67 § 68

Korona, Sonnen wind Wellen- und Partikelstrahlung UV- und Röntgen-Strahlung Radiostrahlung Korpuskularstrahlung Kosmische Strahlung, Beziehung zur allgemeinen kosmischen Strahlung

318 326 326 330 338 342

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

Erdkörper 345 Atmosphäre 351 Refraktion, Szintillation (356), Extinktion (356), Astroklima (360) . 355 Strahlung des Tages- und Nachthimmels 361 Ionosphäre 368 Magnetfeld, Polarlichter (383), Strahlungsgürtel (389) . . .377 Leuchtende Nachtwolken 393 Weitere kosmische Einflüsse 394 Grüner Strahl 398 Halo 399 Internationale geophysikalische Zusammenarbeit 399

IX. Planeten. Monde §81 § 82 § 83

§ 84 § 85 § 86 § 87 § 88

Planetensystem Merkur, Venus (407) Mond Mondfinsternisse Einzelne Mondfinsternisse Sternbedeckungen Mars Kleine Planeten Jupiter Radiostrahlung Jupitermonde Saturn Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto

400 405 415 439 439 442 443 455 460 464 467 468 470

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

§ 95

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

.

.

.

.

471 476 484 495 497 508 511 512 513 515 517

XI. Sterne § 101 § 102

Entfernung Bewegung Eigenbewegung Radialgeschwindigkeit

520 521 521 523

VIII

Inhaltsverzeichnis

65, 1965 Seite

§ 103 § 104 § 105 § 106 § 107

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

.

.

.

.

524 531 540 545 547 547 549

XII. Doppelsterne. Mehrfachsten^ § 111 § 112 § 113

Die Systeme im allgemeinen Visuelle Doppelsterne Spektroskopische Doppelsterne

551 552 558

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

Kataloge, Ephemeriden, allgemeinere Fragen Bedeckungsveränderliche S Cephei-, R R Lyrae-Sterne Sonstige Veränderliche Beobachtungslisten, Einzelbeobachtungen Novae, Supernovae (599) Einzelne Novae Einzelne Supernovae

560 561 574 579 588 596 596 601

XIV. Diffuse Objekte. Radioquellen. Kosmische Strahlung § § § § §

131 132 133 134 135

Emissionsnebel, Reflexionsnebel Planetarische Nebel Interstellare Materie Radioquellen, Quasare (621), Röntgen-Quellen (643) . Kosmische Strahlung

.

.

605 611 616 .621 646

XV. Sternsysteme § § § §

141 142 143 144

§ 145

Offene Sternhaufen, Bewegungshaufen Kugelförmige Sternhaufen Sternassoziationen Milchstraßensystem Aufbau Kinematik und Dynamik Radiostrahlung Galaxien Galaxien und Mehrfachgalaxien Einzelne Galaxien Magellansche Wolken Galaxienhaufen Intergalaktische Materie

654 666 670 671 671 678 681 687 687 696 702 703 705

Namenverzeichnis

707

Sachverzeichnis

746

IX

65, 1965

Verzeichnis der Abkürzungen AA AAA AAS AAVSO Abh. Abstr. Abt. AC Acad. Accad. AFCRL AG AIAA J

AJ AJB A J UdSSR Akad. AN An. angew. Ann. ApJ Arch. Ark Astr As. ASP Ass. Astronaut. Astr. Astrophys. Atmosph. B. BA BAA B A A Cire BAAH BAB

Acta Astronómica Asociación Argentina de Astronomía American Astronomical Society American Association of Variable Star Observers Abhandlungen Abstract Abteilung Astronomisches Zirkular der UdSSR Academy etc. Accadémia Air Force Cambridge Research Laboratories Astronomische Gesellschaft American Institute of Aeronautics and Astronautics. Journal Astronomical Journal Astronomischer Jahresbericht Astronomisches Journal der UdSSR Akademie Astronomische Nachrichten Anales etc. angewandt Annalen etc. Astrophysical Journal Archiv Arkiv för Astronomi Asociación Astronomical Society of the Pacific Association Astronautik etc. Astronomie etc. Astrophysik etc. Atmosphäre etc. Besprechung(en) Bulletin Astronomique British Astronomical Association British Astronomical Association Circular British Astronomical Association Handbook Bulletin Astronomique de l'Observatoire Royal de Belgique

BAC BAN B A V Rundbrief

Beob. Ber. BIA

BMI Bol. BSAF

Bull. Bull hör Bull K E

bzw. Ci. Cire. Cl. Coll. Commun. Común. Contr. COSPAR IB

Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands Mitteilungsblatt der Berliner Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne Beobachtungen etc. Berichte Bulletin des Instituts für Theoretische Astronomie, Leningrad Bulletin de Mesures lonosphériques Boletin L'Astronomie. Bulletin de la Société Astronomique de France Bulletin Bulletin horaire Bulletin der Stationen zur optischen Beobachtung künstlicher Erdsatelliten beziehungsweise Ciencia Circular etc. Classe Collection etc. Communications Comunicazioni Contributions etc. C O S P A R Information Bulletin

Comptes Rendus. Académie des Sciences, Paris Commonwealth Scientific and C.S.I.R.O. Industrial Research Organization Berichte (Doklady) der Akademie der Wissenschaften der UdSSR, Moskau-Leningrad Department Dep. desgleichen dgl. das heißt d. h. Dissertation Diss. Division Div. Eigenbewegung EB Ergebnisse A K E Ergebnisse der Beobachtungen amerikanischer künstlicher Erdsatelliten

CR

X Ergebnisse SKE

EuW FHD Fis. Gaz astr gek. Geod. Geogr. Geol. Geom. Aer. Geophys. Ges. Gravimetr. Harv Card Harv Repr Harv Repr (2) HeD HRD Hydrogr. Hydrol. IAU IBSH ilBVS

1CSU Industr. Ing. Inst. Ionosph. J. J ATP JBAA J BIS JGR JO JOSA J RAS Canada KC KE Kl.

Verzeichnis der Abkürzungen Ergebnisse der Beobachtungen sowjetischer künstlicher Erdsatelliten Erde und Weltall Farben-Helligkeitsdiagramm Fisica etc. Gazette astronomique gekürzt Geodäsie etc. Geographie etc. Geologie etc. Geomagnetismus und Aeronomie Geophysik etc. Gesellschaft Gravimetrie etc. Harvard College Observatory Announcement Card Harvard Reprint Harvard Reprint Series I I Hemel en Dampkring H ertzspru n g- Ru ssel 1Diagramm Hydrographie etc. Hydrologie etc. International Astronomical Union Information Bulletin for the Southern Hemisphere Information Bulletin on Variable Stars of Commission 27 of the I.A.U. International Council of Scientific Unions Industrie etc. Ingenieur etc. Institut etc. Ionosphäre etc. Journal Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics Journal of the British Astronomical Association Journal of the British Interplanetary Society Journal of Geophysical Research Journal des Observateurs Journal of the Optical Society of America Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Kometenzirkular der Schewtschenko-Universität Kiew Künstliche Erdsatelliten Klasse

Kop Akt Medd

Kosm. Forsch. Lab. Mag. Math. Med. Medd. Mém. Mem. Mem RAS Mem SA I t Meteorol. MIT Mitt. MN

MPC MVS Nachr. Nat. NAT Naut. NBS (NF) (NR) (NS) Obs. Obs Oss. PAT Phil. Phys. planet. Proc. Proc I E E E

Progr. PTA Pubbl. Pubi. Pubi ASP Rap.

65, 1965 Aktuelle Meddelelser fra Astronomisk Selskab, K0benhavn Kosmische Forschungen Laboratorium etc. Magazine Mathematik etc. Mededelingen Meddelande, Meddelelser Mémoires Memoirs, Memorandum etc. Memoirs of the Royal Astronomical Society Memorie della Società Astronomica Italiana Meteorologie etc. Massachusetts Institute of Technology Mitteilungen Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Monthly Notes of the Astronomical Society of Southern Africa Minor Planet Circular Mitteilungen über Veränderliche Sterne, Sonneberg Nachrichten Natur etc. Nordisk Astronomisk Tidsskrift Nautik etc. National Bureau of Standards Neue Folge Neue Reihe Neue Serie Observatorium etc. The Observatory Osservatorio, Osservazioni Populär Astronomisk Tidskrift Philosophical Physik etc. planetarisch etc. Proceedings Proceedings of the Institute of Electrical and Electronics Engineers Progress etc. Polskie Towarzystwo Astronomiczne Pubblicazioni Publikationen etc. Publications of the Astronomical Society of the Pacific Raportoj

65, 1965 RAS Rech. Ref. Rend. Rep. Repr. Res. Rev. RG RH Ric. R J UdSSR

R. O. Roy. SAO Sei. Sect. Ser. S. I. R . Sitzber. Sky Tel. Soc. SSR Sternw. Stud. Cere. Suppl. SuW T.

Verzeichnis der Abkürzungen Royal Astronomical Society Recherches Referat Rendiconti Report Reprint Research Review etc. Radialgeschwindigkeit Rise Hvezd Ricerche etc. Referatjournal. Astronomie, Geodäsie. Akademie der Wissenschaften der UdSSR C.S.I.R.O. Royal etc. Smithsonian Institution, Astrophysical Observatory Science etc. Section Serie etc. Service International Rapide des Latitudes Sitzungsberichte Sky and Telescope Society etc. Sozialistische Sowjetrepublik Sternwarte Studii si Cercetari Supplement Sterne und Weltraum Tidskrift etc.

TAB Techn. TH theoret. Trans, t)., G. UAI Circ UC, Union Circ Univ. VdS Nachr.

Verf. Verh. VeröflF. vgl. VJS VS Bull WAGO W. B. Wet. Wiss. Z. z. B. ZD ZfA ZfMG (

)

XI Tokyo Astronomical Bulletin Technik etc. Technische Hochschule theoretisch etc. Transactions Übersetzung, übersetzt Union Astronomique Internationale. Circulaire Circular of the Union Observatory Universität etc. Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde, Berlin Verfasser(in) Verhandlungen Veröffentlichungen vergleiche Vierteljahresschrift Veränderliche Sterne, Bulletin Astronomisch- Geodätische Gesellschaft der UdSSR Weitere Besprechung(en) Wetenschappen Wissenschaften Zeitschrift zum Beispiel Zvaigznota Debess Zeitschrift für Astrophysik Zentralblatt für Mathematik und ihre Grenzgebiete (Serie, Folge, Reihe)

XII

65, 1965

Transliteration des russischen Alphabets Russisch

a 6 B

r

Ä

e

•IT/» •/XV

3 H H K JI M H 0

n P c T

y

*

X

n; in m bi h

3 K) H

AJB a b w g d e, je, jo sh s i

Math.Rev. a b v

a b v

g d e

g d e, e zh

i

o

z i i k 1 m n o

P r

P r

j k 1 m n

Phys. Abstracts

z i I k 1 m n o

äö

y —. i

P r s t u f kh ts ch sh shch

y

y

e, 6

e

6

ju

yu y»

yu y»

SS, s

t u f ch z tsch sch schtsch

ja

s t u f h c i 8

•

i

Beispiel: 3 ß e p e B = Swerew (AJB) = Zverev (Math. Eev.) = Zverev (Physics Abstracts)

I. Geschichte. Tätigkeit § i

Bibliographie Quellennachweis zum vorliegenden Band des Astronomischen Jahresberichts I m nachfolgenden Quellennachweis sind nur die von der Schriftleitung des A J B vollständig durchgesehenen Zeitschriften, Akademieabhandlungen etc. a u f g e f ü h r t . D a r ü b e r hinaus enthält der A J B aber noch zahlreiche Hinweise auf Arbeiten in weiteren Zeitschriften, die der Schriftleitung etwa als Sonderdruck oder als bibliographische Mitteilung von anderer Seite bekannt geworden sind. Zeitschriften aus den Gebieten der Geodäsie, des Vermessungswesens sowie Rechenmaschinen-Zeitschriften, die n u r gelegentlich astronomische Arbeiten enthalten, sind nicht aufgenommen. Die Veröffentlichungen von Sternwarten und I n s t i t u t e n sind in § 4 a u f g e f ü h r t . 101. A b h a n d l u n g e n der Deutschen Akademie der Wissenschaften zu Berlin. Klasse Mathematik, Physik u n d Technik. Berlin, Akademie-Verlag. — J a h r g a n g 1965 Nr. 1—4. 102. R u m a n i a n Scientific A b s t r a c t s . N a t u r a l Sciences. Herausgegeben von der Akademie der Rumänischen Volksrepublik, Wissenschaftliches Dokumentationsz e n t r u m , Bukarest. — Vol. 1 Nr. 12, 1964; Vol. 2 N r . 1—9. 103. Physics A b s t r a c t s . Section A of Science Abstracts. Published b y t h e I n s t i t u t i o n of Electrical Engineers, London. — Vol. 68 Nr. 805—816, Vol. 69 Nr. 817—825. 104. Geochimica et Cosmochimica A c t a . London, Pergamon Press, L t d . — Vol. 29 N r . 1—12. 105. A c t a Astronomica Sinica. Herausgegeben vom Purple Mountain Observatory, Nanking. — Vol. 13 Nr. 1, 2; Suppl. Nr. 1, 2. 106. A c t a Astronomica. 15 Nr. 1 - 4 .

Warszawa—Krakôw, Polska Akadeinia N a u k . — Vol.

107. Astronautica A c t a . Wien, Springer-Verlag ; London—Paris—New I . R . Maxwell & Co., L t d . — Neue Serie Vol. 11 Fase. 1—6.

York,

108. A n n a l e n der Physik. Leipzig, Verlag J o h a n n Ambrosius B a r t h . — 7. Folge B a n d 15 H e f t 1—8, B a n d 16 H e f t 1—8. 109. A n n a l e s Françaises de Chronométrie. Organe Trimestriel de l'Observatoire de Besançon, du Centre Technique de l'Industrie Horlogère et de la Société Chronométrique de France. Rédaction et Administration: Observatoire de Besançon. — 2 m e Série Tome 18 Trim. 1—4. 110. A n n a l e s d'Astrophysique. R e v u e internationale bimestrielle publiée p a r le Centre National de la Recherche Scientifique et éditée p a r son Service d'Astrophysique. — T o m e 28 Nr. 1—6. Astronom. Jahresbericht 1965

1

2

I. Geschichte. Tätigkeit

65, 1965

111. A n n a l e s de Géophysique. Publiées par le Centre National de la Recherche Scientifique, Paris. — Tome 21 Nr. 1—4. 112. A n n a l e s de Physique. Paris, Masson et C l e , Editeurs. — Sèrie 13 Tome 10 Nr. 1—12. 113. A n n a l s of Physics. New York—London, Academic Press. — Vol. 31—35, jeweils Nr. 1—3. 114. A n z e i g e r , österreichische Akademie der Wissenschaften. MathematischNaturwissenschaftliche Klasse. Wien, Springer-Verlag. — 101. Jahrgang Nr. 1 —15, 1964. 115. A r c h i v e s des Sciences. Editées par la Société de Physique et d'Histoire Naturelle de Genève. — Voi. 18 Pasc. 1—3. 116. A r k i v för Astronomi. Utgivet av Kungl. Svenska Vetenskapsakademien, Stockholm. — Band 3 H a f t e 5, 6. 117. A s t r o f i s i k a . Erewan, Verlag der Akademie der Wissenschaften der Armenischen Sowjetrepublik. — Tom 1 Nr. 1—4. 118. A s t r o n a u t i c s and Aeronautics. A Publication of the American Institute of Aeronautics and Astronautics, Easton, Penn., New York. — Vol. 8 Nr. 1. 119. A s t r o p h y s i c a Norvegica. Edited by the Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo. — Vol. 10 Nr. 1—3. 120. B e i t r ä g e zur Physik der Atmosphäre. F r a n k f u r t am Main, Akademische Verlagsgesellschaft m. b. H . — Band 38 H e f t 1—4. 121. Gerlands B e i t r ä g e zur Geophysik. Leipzig, Akademische Verlagsgesellschaft Geest & Portig K.-G. — Band 74 H e f t 1—6. 122. Physikalische B e r i c h t e . Band 44 H e f t 1—12.

Braunschweig, Friedrich Vieweg

& Sohn. —

123. B e r i c h t e (Doklady) der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Moskau, Verlag «Nauka». — Tom 160—165, jeweils Nr. 1—6. 124. B i u l e t y n polskich obserwacji sztucznych satelitów. Herausgegeben vom Komitet Mi^dzynarodowej Wspólpracy Geofizycznej Polskiej Akademii Nauk, Warszawa. — Nr. 13. 125. Physikalische B l ä t t e r . H e f t 1—12.

Mosbach (Baden), Physik Verlag. — 21. Jahrgang

126. Asociación Argentina de Astronomía.

Boletín.

La Plata. — Nr. 8—10.

127. B o l e t í n de la Asociación Peruana de Astronomía. Lima. — Vol. 6 Nr. 129. 128. B o l e t í n de la Academia de Ciencias Físicas, Matemáticas y Naturales, República de Venezuela. — Tomo 24 Nr. 67. 129. B o l l e t t i n o della Società Astronomica Ticinese. Locamo, Pedrazzini Tipografia-Offset. — Anno 4. 130. B o t e der Staatsuniversität Charkow. Verlag der Universität Charkow. — Nr. 4 (Astr. Nr. 1). 131. B o t e der Universität Kiew. Verlag der Universität Kiew. — Nr. 6 (Astr.).

65, 1965

1. Bibliographie

3

132. B r e i t e n s c h w a n k u n g e n und Polbewegungen der Erde. Moskau, Verlag «Nauka». — Breiten und Längen Nr. 3. 133. B u l l e t i n of the Astronomical Institutes of t h e Netherlands. Amsterdam, North-Holland Publishing Company. — Vol. 18 Nr. 1, 2. 134. Académie royale de Belgique. B u l l e t i n de la Classe des Sciences. 5 e Série. Bruxelles. — Tome 51 Nr. 1—10. 135. Information B u l l e t i n on Variable Stars. Herausgegeben von der Kommission 27 der IAU. Budapest, Konkoly Observatory. — Nr. 77—119. 136. B u l l e t i n der Kommission für Kometen und Meteore des Astronomischen R a t s der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Duschanbe, Verlag der Akademie der Wissenschaften der Tadshikischen Sowjetrepublik. — Nr. 10—12. 137. B u l l e t i n de Mesures Ionosphériques. Herausgegeben vom Centre National d'Etudes des Télécommunications, Issy-les-Moulineaux. — Vol. 5 Nr. 1—6. 138. L'Astronomie et B u l l e t i n de la Société Astronomique de France. Rédaction: Observatoire de Juvisy. — 79 e année, Jan.—Déc. 139. B u l l e t i n der Astronomisch-Geodätischen Gesellschaft der UdSSR. Moskau, Verlag der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. — Nr. 36, 37. 140. B u l l e t i n der Stationen zur optischen Beobachtung künstlicher Erdsatelliten. Herausgegeben vom Astronomischen R a t der Akademie der Wissenschaften der UdSSR, Moskau. — Nr. 43—45. 141. Veränderliche Sterne. B u l l e t i n . Moskau, Verlag der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. — Tom 15 Nr. 3 (117), 1964; Tom 15 Nr. 4 (118)—6 (120). 142. B u l l e t i n Astronomique. Publié par le Centre National de la Recherche Scientifique, Paris. — Tome 24 Fasc. 4, Tome 25 Fase. 1—4. 143. B u l l e t i n Géodésique. Herausgegeben vom Bureau Central de l'Association Internationale de Géodésie, Paris. — Nouvelle Série Nr. 75—78. 144. B u l l e t i n Horaire du Bureau International de l'Heure. Observatoire de Paris. — Série 6 Nr. 10, Série J Nr. 1—9. 145. B u l l e t i n Signalétique. 2. Astronomie et Astrophysique, Physique du Globe. Paris, Centre de Documentation du C.N.R.S. — Vol. 26 Nr. 1—12. 146. B u l l e t i n of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia. Praha, Publishing House of the Czechoslovak Academy of Sciences. — Vol. 16 Nr. 1—6. 147. Appendix to the B u l l e t i n of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia. Praha, Publishing House of the Czechoslovak Academy of Sciences. — Zu Vol. 16 Nr. 1, 6. 148. B u l l e t i n Scientifique. Consei] des Académies de la R P F de Yougoslavie. Zagreb, Conseil des Académies de la R P F . — Tome 10 Nr. 1—12. 149. COSPAR. Information B u l l e t i n . Herausgegeben vom COSPAR Secretariat. — Nr. 22. 150. B u l l e t i n of the Geographical Survey Institute. Herausgegeben vom Ministry of Construction, Japan. — Vol. 9 P a r t 1—4, Vol. 10 Part 1, 1964; Vol. 10 P a r t 2—4, Vol. 11 P a r t 1—2. l

4

I. Geschichte. Tätigkeit

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Hailsham, Sussex. — Nr.

155. Royal Astronomical Society of New Zealand. Variable Star Section. C i r c u l a r . Lake Tekapo, New Zealand. — Nr. 116—118. 156. C o e l u m . 83 Nr. 1—12.

Proprietario e responsabile: G. Horn-d'Arturo, Bologna. — Vol.

157. C o m p t e s Rendus hebdomadaires des Séances de l'Académie des Sciences. Paris. — Tome 260 Nr. 1—26, Tome 261 Nr. 1—25. 158. D o c u m e n t a t i o n quier. — Nr. 1—3.

des Observateurs.

Station d'Astrophysique de Forcal-

159. E n d e a v o u r . Eine vierteljährlich in fünf Sprachen erscheinende Übersicht über Fortschritte der Wissenschaft im Dienste der Menschheit. Herausgegeben von Imperial Chemical Industries, London. — Band 24 Nr. 91—93. 160. E r d e und Weltall. Wissenschaftlich-populäre Zeitschrift der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Moskau, Verlag «Nauka». — Tom 1 Nr. 1—6. 161. Springer Tracts in Modern Phvsics. E r g e b n i s s e der exakten Naturwissenschaften. Berlin—Heidelberg—New York, Springer-Verlag. — 36. Band, 1964; 3 7 . - 3 9 . Band. 162. E r g e b n i s s e der Beobachtungen sowjetischer künstlicher Erdsatelliten. Herausgegeben vom Institut für Theoretische Astronomie, Leningrad, und dem Astronomischen R a t der UdSSR, Moskau. — Nr. 67—75, 1964; Nr. 76, 77. 163. Kosmische F o r s c h u n g e n . Herausgegeben von der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Moskau, Verlag «Nauka». — Tom 3 Nr. 1—6. 164. F o r t s c h r i t t e

der Physik.

Berlin, Akademie-Verlag. — Band 13 H e f t

1—12.

165. G e o m a g n e t i s m u s und Aeronomie. Herausgegeben von der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Moskau, Verlag «Nauka». — Tom 5 Nr. 1—6. 166. G l a s n i k Matematicko-Fizicki i Astronomski. Herausgegeben von der Drustvo matematiöara i fizicara N. R . Hrvatske, Zagreb. — Serija 2 T. 20 Nr. 1—2.

167. H e m e l en Dampkring. Orgaan van de Nederlandse Vereniging voor Weeren Sterrenkunde en van de Vereniging voor Sterrenkunde, Meteorologie, Geophysica en aanverwante Wetenschappen in België, Den Haag—Mariaburg— Antwerpen. — 63. Jaargang Afl. 1—12. 168. I c a r u s . International Journal of the Solar System. New York—London, Academic Press. — Vol. 4 Nr. 1—6. 169. Wissenschaftliche I n f o r m a t i o n e n . Herausgegeben vom Astronomischen R a t der Akademie der Wissenschaften der UdSSR, Moskau. — Nr. 1.

1. Bibliographie

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of the Astronomical Society of Victoria.

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193. J o u r n a l of Geophysical Research. Published by the American Geophysical Union, Washington, D. C. — Vol. 70 Nr. 1—24. 194. J o u r n a l of the Optical Society of America. New York, American Institute of Physics. — Vol. 55 Nr. 1—12. 195. K o m e t e n z i r k u l a r . Internationales J a h r der Ruhigen Sonne. Gruppe zur Erforschung der Kometen. Schewtschenko-Staatsuniversität Kiew. — 20—34. 196. Astronomical Society of the Pacific. L e a f l e t . — Nr. 427—438.

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197. The Philosophical M a g a z i n e . A Journal of Theoretical, Experimental and Applied Physics. Eighth Series. London, Taylor & Francis, Ltd. — Vol. 10 Nr. 103—108, 1964; Vol. 11 Nr. 109—114, Vol. 12 Nr. 115—120. 198. M e m o i r s of the Royal Astronomical Society. 2—5, Vol. 70 P a r t 1.

London. — Vol. 69 P a r t

199. M e m o r i e della Società Astronomica Italiana. Nuova Serie. Pavia, Industrie Lito-tipografiche Mario Ponzio. — Voi. 36 Nr. 1—4. 1100. De M e t e o o r . gang Nr. 1—6.

Redactie-Secretariaat: Sterremvacht Utrecht. — 21 e Jaar-

1101. M e t e o r i t i k a . UdSSR. — Nr. 26.

Moskau, Verlag der Akademie der Wissenschaften der

1102. M i t t e i l u n g e n der Astronomischen Gesellschaft. Hamburg-Bergedorf. — Nr. 18, 19. 1103. Askania-Warte. Technisches M i t t e i l u n g s b l a t t Berlin. — 22. Jahrgang Nr. 65, 66.

der

Askania-Werke,

1104. BAV Rundbrief. M i t t e i l u n g s b l a t t der Berliner Arbeitsgemeinschaft f ü r Veränderliche Sterne, Berlin-Schöneberg. — Jahrgang 14 Nr. 1—4. 1105. M o n a t s b e r i c h t e der Deutschen Akademie der Wissenschaften zu Berlin. Berlin, Akademie-Verlag. — Band 7 Nr. 1—12. 1106. Astronomische N a c h r i c h t e n . H e f t 4—6.

Berlin, Akademie-Verlag. — Band 288

1107. N a c h r i c h t e n (Iswestija) der Akademie der Wissenschaften der Armenischen SSR. Serie Phys.-Math. Erewan. — Tom 18 Nr. 1—6. 1108. N a c h r i c h t e n der Akademie der Wissenschaften in Göttingen. I I . Mathematisch-Physikalische Klasse. Göttingen, Vandenhoeck & Ruprecht. — Jahrgang 1965 Nr. 1—15, Sammelheft 1.

65, 1965

1. Bibliographie

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Revue mensuelle. Paris, Dunod, Editeur.

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Sussex,

Royal

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8 1128. P o st 0) und dem absteigenden (dM/dgc < 0) — besteht. Mit den Gleichungen für sphärisch-symmetrische Störungen wird bewiesen, daß die Zustände auf dem absteigenden Ast instabil sind. Das Inkrement des Anwachsens dieser Instabilität wird gefunden (die Entwicklungszeit der Störung ist etwa c/a mal größer als die des freien Falls, a = Schallgeschwindigkeit). Verf. (ü.) 44185. R. P. Kerr, G r a v i t a t i o n a l S. 99—102.

collapse and

r o t a t i o n . Vgl. Ref. 1311

44186. C. C. Lin, L. Mestel, F. H. Shu, T h e g r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e of a u n i f o r m s p h e r o i d . A p J 142 1431—1446. — Theoretische Entwicklungen und numerische Rechnungen f ü r druckfreie, homogene, nicht-rotierende Sphäroide, die allein durch Gravitation kollabieren. Die Exzentrizitäten wachsen, so daß abgeplattete Figuren zu Scheiben, verlängerte Figuren zu Spindeln werden. Dv. 44187. C. W. Misner, D. H. Sharp, S p h e r i c a l g r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e w i t h e n e r g y t r a n s p o r t b y r a d i a t i v e d i f f u s i o n . Phys. Letters 15 279—281. — Ref. in Phys. Abstr. 68 1940. 44188. C. W. Misner, R e l a t i v i s t i c e q u a t i o n s f o r s p h e r i c a l g r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e w i t h e s c a p i n g n e u t r i n o s . Phys. Rev. (2) 137 B1360—B1364. 44189. H. Nariai, K. Tomita, On t h e g r a v i t o - C - f i e l d i n a n e m p t y w i t h s p h e r i c a l s y m m e t r y . Progr. Theoret. Phys. 33 322—333. 44190. H. Nariai, K. Tomita, O n t h e p r o b l e m of g r a v i t a t i o n a l Progr. Theoret. Phys. 84 155—172.

region

collapse.

44191. H. Nariai, K. Tomita, A s i m p l e a n d w e l l - a d j u s t e d e x t e r i o r m e t r i c f o r a c o l l a p s i n g o r a n t i - c o l l a p s i n g s t a r . Progr. Theoret. Phys. 34 1046. 44192. I. Nedjalkoff, Ü b e r d e n G l e i c h g e w i c h t s z u s t a n d e i n e r s p h ä r i s c h e n g r a v i t i e r e n d e n H ü l l e . Ber. Bulgar. Akad. Wiss. 18 Nr. 7 S. 603— 605 (engl.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 9.51.275: Verf. diskutiert ein Modell, das aus einer dünnen sphärischen Hülle besteht, in deren Innerem sich Photonengas mit vernachlässigbarer Masse befindet. E s wird angenommen, daß die Hülle f ü r Photonengas undurchlässig, ihre Wärme gering und der Radius erheblich größer als der Gravitationsradius (0.01 pc) sind. Da die kritische Masse einer solchen Hülle sehr groß ist ( RI 109 SJJQ), kann sie ein wesentliches Element in der Struktur eines Quasars sein. E s wird bemerkt, daß das Hüllenmodell der Quasare von Seldowitsch und Nowikow aufgestellt worden ist, die die Helligkeitsänderungen eines Quasars durch Explosionen von Plasmakondensationen erklären. Verf. ist der Ansicht, daß Explosionen, die denen der Supernovae ähneln, Ursache der Veränderlichkeit sind. Verf. (ü.) A s t r o n o m . J a h r e s b e r i c h t 1965

15

226

V. Theoretische Astronomie

65, 1965

44193. A. G. Pacholczyk, R e l a t i v i s t i c s t a b i l i t y of a m a s s i v e s t a r . A J 70 687. — Ref. AAS.

magnetoturbulent

44194. A. G. Pacholczyk, R e l a t i v i s t i c m a s s i v e s t a r . A p J 142 805—806.

magnetoturbulent

44195. F. Pacini, 323—329.

Equilibrium

for

s t a b i l i t y of a neutron

stars.

Mem SA I t (NS) 36

44196. F. Pacini, S i z e of a s u p e r d e n s e s t a r a n d i n t e r a c t i o n b e t w e e n e l e m e n t a r y p a r t i c l e s . Nuovo Cimento (10) 37 767—770 = Oss. Astr. Roma Contr. Sei. (3) Nr. 35. — Verf. stellt die relativistischen Gleichungen f ü r den inneren Aufbau einer überdichten Konfiguration auf und zeigt, daß bei gleicher Zentraldichte Massen und Radien der Sterne umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse der Partikel des idealen Fermi-Gases sind. Aus der Reduktion der effektiven Teilchenmasse folgt dann eine Vergrößerung von Gesamtmasse und Radius der Konfiguration. Auch die Grenzmasse für Neutronensterne wird dadurch beeinflußt. Henn 44197. R. Penrose, G r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e r i t i e s . Phys. Rev. Letters 14 57—59.

and

space-time

singula-

44198. I. W. Roxburgh, E f f e c t of r o t a t i o n o n t h e s t a b i l i t y of v e r y m a s s i v e s t a r s . Nature 207 363—364. — Durch Rotation wird die Zeitspanne, innerhalb der ein Stern sehr großer Masse zum Kollaps durch Gravitation gelangt, erheblich verlängert. FS 44199. A. D. Sacharow, D a s A n f a n g s s t a d i u m d e r E x p a n s i o n d e s U n i v e r s u m s u n d die E n t s t e h u n g der I n h o m o g e n i t ä t der M a t e r i e v e r t e i l u n g . J . Experim. Theoret. Phys. 49 345—358 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 3.51.704: Verf. untersucht die Entstehung astronomischer Objekte durch die Gravitationsstabilität des expandierenden Universums. Es wird angenommen, daß die anfänglichen Inhomogenitäten aus Quantenfluktuationen kalter Baryonen-Leptonen-Materie bei Dichten von etwa 1098 Baryonen/cm 3 entstehen. Verf. meint, daß bei solchen Dichten Gravitationseffekte die Zustandsgieichung bestimmen. Die theoretische Abschätzung f ü h r t zu einer Größe der anfänglichen Inhomogenität der Materieverteilung, welche die Entstehung von Haufen aus 10 62 —10 63 Baryonen (105—106 9J}q) erklärt. Die berechnete Masse ist 105—106 mal kleiner als die Masse der Galaxien; sie h a t nahezu den Wert der Masse der Kugelhaufen. Die Entstehung der Galaxien könnte durch das Anwachsen der Inhomogenitäten der Bewegung und Verteilung des Gases, das sich beim Gravitationskollaps primärer Sternhaufen gebildet hat, erfolgen. Nach dieser Hypothese bildet sich aus dem Gas eine Scheibe ähnlich der flachen Komponente unserer Galaxis, während die sphärische Komponente hauptsächlich aus Haufen primärer Sterne besteht, die vom Gravitationsfeld dieser rotierenden Gaswolke festgehalten wurden. Ra. 44200. E. E. Salpeter, S u p e r d e n s e e q u i l i b r i u m s t a r s . Vgl. Ref. 1311 S. 393 —404. 44201. J. B. Seldowitsch, 0 . H. Gussejnow, T h e n e u t r o n i z a t i o n of m a t t e r o n c o l l a p s e a n d t h e n e u t r i n o s p e e t r u m . DAN 162 791—793 (russ.). 44202. R. Stothers, C o s m i c e x p l o s i o n s . Nature 206 82. 44203. K. S. Thorne, G r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e a n d t h e d e a t h of a s t a r . Science 150 1671—1679. — Wenn ein Stern nach dem völligen Verbrauch seines Kernbrennstoffs noch mehr als etwa die 1.2fache Anzahl von Baryonen der Sonne enthält, oder wenn er während eines Supernova-Kollapses genügend komprimiert

65, 1965

44. Kosmologie, Relativistische Astrophysik

227

wird, dann wird er nicht den Zustand des kalten hydrostatischen Gleichgewichts erreichen, sondern einen gravitativen Kollaps (zum Volumen null) erleiden. Loh. 44204. K. S. Thorne, T h e i n s t a b i l i t y of a t o r o i d a l m a g n e t i c a g a i n s t g r a v i t a t i o n a l c o l l a p s e . Vgl. Ref. 1311 S. 83—92.

geon

44205. R. F. Tooper, T h e s t a n d a r d m o d e l i n g e n e r a l r e l a t i v i t y . A J 70 148—149. — Ref. AAS. 44206. R. F. Tooper, A d i a b a t i c A p J 142 1541—1562.

fluid

spheres

in

general

relativity.

44207. E. W. Tschubarjan, M. A. Mnazakanjan, Ü b e r e i n e M e t h o d e der genäherten Durchrechnung ü b e r d i c h t e r K o n f i g u r a t i o n e n . Astrofisika 1 477—479 (russ.). 44208. S. Tsuruta, A. G. W. Cameron, C o m p o s i t i o n of m a t t e r i n n u c l e a r s t a t i s t i c a l e q u i l i b r i u m a t h i g h d e n s i t i e s . Canadian J . Phys. 43 2056— 2077. 44209. S. Tsuruta, J . P . W r i g h t , A. G. W. Cameron, O s c i l l a t i o n p e r i o d s of n e u t r o n s t a r s . Nature 206 1137—1138. — Die Röntgen-Strahlung pulsierender Neutronensterne hängt stark von deren Eigenperiode ab. Diese wird stark durch die Art der Kernkräfte beeinflußt und wird unter drei verschiedenen Annahmen über diese K r ä f t e berechnet. Die kürzeste Periode ist 0.3 msec. Die Beiträge der Kernkräfte und der Allgemeinen Relativitätstheorie werden gesondert dargestellt. DGW 44210. S. Tsuruta, A. G. W. Cameron, C o o l i n g of n e u t r o n s t a r s . Nature 207 364—366. 44211. S. Tsuruta, L a c k of h o m o l o g y s t a r s . Nature 207 4 7 0 ^ 7 2 . 44212. R. V. Wagoner, R o t a t i o n (2) 138 B1583—B1588.

in t h e

oscillations

and gravitational

of

neutron,

c o l l a p s e . Phys. Rev.

A J B 63 Ref. 4414. — W. B. in J . Astronaut. Sei. 12 108. A J B 64 Ref. 4408. — W. B. in Spaceflight 8 107. A J B 64 Ref. 4422. — W. B. in Nature 209 121, Phys. Abstr. 69 8—9. A J B 64 Ref. 4431. — W. B. in Phil. Mag. (8) 10 551, Phys. Abstr. 69 1261 r Phys. Blätter 22 139. A J B 64 Ref. 4452. — W. B. in La Nature 93 157. A J B 64 Ref. 4467. — W. B. in Orion Schaffhausen 11 69. A J B 64 Ref. 44109. — W. B. in Phil. Mag. (8) 11 1322. A J B 64 Ref. 44109. — Ü. ins Russische. Moskau, «Mir»), 1965. 544 S. Preis 1 R . 97 Kop. A J B 64 Ref. 44110. — W. B. in Sky Tel. 30 302.

15*

228

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

VI. Theoretische Astrophysik § 51

Grundlagen und Probleme allgemeiner Art 5101. E. Bagge, E l e m e n t s y n t h e s e — U r k n a l l s t e h u n g . Phys. Blätter 21 159—167.

oder

5102. J. Barnothy, G e o m e t r i c a l ASP 77 123. — Ref. ASP.

of t h e f i b t h e o r y . Pubi

consequences

5103. J. Barnothy, O p t i c a l a n d r a d i o a s t r o n o m i c a l t h e o r y . Pubi ASP 77 123—124. — Ref. ASP.

ständige

tests

of

Neuent-

the

fib

5104. C. E. R. Bruce, E l e c t r i c a l d i s c h a r g e t h e o r y of c o s m i c p h e n o m e n a : T h e o r y a n d o b s e r v a t i o n . Engineer 22« 302—303. R . O. 5105. C.-w. Chin, T h e o p a c i t y d u e t o C o m p t o n s c a t t e r i n g a t r e l a t i v i s t i c t e m p e r a t u r e s i n a s e m i d e g e n e r a t e e l e c t r o n g a s . A p J 142 1481 —1487. 5106. E. Chvojkovä, G e o m e t r y of s p i r a l l i n g p a r t i c l e - p a t h s of h i g h s p e e d s a f f e c t e d b y g r a v i t a t i o n . BAC 16 63—69. — I n einem ausgedehnten Gravitationsfeld bewegen sich geladene Partikel, die innerhalb zweier spiegelnder Flächen (Niveaus) reflektiert werden, spiralförmig entlang der Kraftlinien. Unter bestimmten Umständen können die geladenen Partikel in einem bestimmten P u n k t der Magnetlinie sogar eingefroren sein, ungeachtet dessen, daß ihre Rotationsgeschwindigkeit die Hälfte der Entweichgeschwindigkeit betragen muß. I n der vorliegenden Arbeit werden die Bahnen geladener Partikel, die sich spiralförmig entlang der magnetischen Kraftlinien bewegen, sowie ihr Anteil an der Erklärung der Entwicklung von Novae, planetarischen Nebeln und eruptiven Sonnenprotuberanzen erklärt. Verf. (ü.) 5107. A. N. Cox, J.N.Stewart, D. D. Eilers, E f f e c t s of t h e b o u n d - b o u n d a b s o r p t i o n o n s t e l l a r o p a c i t i e s . A p J Suppl 11 1—21. — Ref. in A p J 141 339. — F ü r eine Standardmischung (X = 0.596, Y = 0.384) werden Rosseland-Mittel des Absorptionskoeffizienten für 114 Wertepaare von Temperatur und Dichte angegeben, die das Sterninnere sowie die Atmosphäre umfassen. Linienabsorption und, bei höheren Temperaturen, Wärmeleitung durch Elektronen sind eingeschlossen. I n der Atmosphäre machen die Linien stellenweise mehr aus als das Kontinuum. Monochromatische Absorptionskoeffizienten sind graphisch als Funktion der Wellenlänge für 8 (9, P e -Paare dargestellt. Har. 5108. A. N. Cox, J.N.Stewart, R a d i a t i v e a n d c o n d u c t i v e o p a c i t i e s f o r e l e v e n a s t r o p h y s i c a l m i x t u r e s . A p J Suppl 11 22—46. — Ref. in A p J 141 339. — Rosseland-Mittel des Absorptionskoeffizienten, die Linienabsorption und Wärmeleitung durch Elektronen mit umfassen, sind für Temperatur- und Dichtewerte im Sterninnern (11 Mischungen) und in der Atmosphäre (6 Mischungen) tabuliert. Har.

65, 1965

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

229

5109. A. N. Cox, S t e l l a r o p a c i t i e s . ASP Leaflet Nr. 437, 7 S. 5110. W.T.Doyle, A. Agarwal, J O S A 55 305—309.

Optical

extinction

of

metal

spheres.

6111. G. B. Field, T h e r m a l i n s t a b i l i t y . A p J 142 531—567. — Allgemeine Diskussion des Problems der thermischen Stabilität und seiner Anwendung auf verschiedene Gebiete der Astronomie. Das Stabilitätskriterium wird aus den Grundgleichungen abgeleitet, und es wird gezeigt, daß eine Reihe von Alternativen in der Literatur unrichtig sind. Der Einfluß endlicher Schallgeschwindigkeit, von Wärmeleitung, Magnetfeldern, Rotation, äußeren Schwerefeldern und Expansion werden untersucht. Zu den Anwendungen gehören Sonnenchromosphäre und Korona, das interstellare Medium und die intergalaktische Materie. Oster 5112. G. D. Finn, D. Mugglestone, T a b l e s of t h e l i n e b r o a d e n i n g f u n c t i o n H ( a , v). MN 129 221—235. — Tafeln der Funktion H mit einer Genauigkeit von 5 Dezimalen. FS 5113. E. Gradsztajn, F o r m a t i o n d e s i s o t o p e s d e l i t h i u m , b é r y l l i u m e t b o r e p a r l ' i n t e r a c t i o n de p r o t o n s de m o y e n n e é n e r g i e a v e c 12C e t 1 6 0 . A p p l i c a t i o n à l a n u c l é o g e n è s e d e s é l é m e n t s l é g e r s . Ann. Physique (13) 10 791—825. 5114. M. Hack, L e a b b o n d a n z e c o s m i c h e e l ' o r i g i n e d e g l i Scientia 99 255—261, 1964. — Ref. in Phys. Abstr. 68 2768.

elementi.

5115. S. Hayakawa, H.-Y. Chiu, G. Feinberg, M.Dresden, L e c t u r e s o n A s t r o p h y s i c s a n d W e a k I n t e r a c t i o n s ( B r a n d e i s S u m m e r I n s t i t u t e in. T h e o r e t i c a l P h y s i c s , 1963). Vol. 2. New York, Gordon and Breach; London, Blackie and Son Ltd., 1965. 5 + 471 S. Preis £ 1 12 s. 6 d. — B. in N a t u r e 210 55, Proc. Phys. Soc. 87 868. 5116. G. Herzberg, M o l e c u l a r s p e c t r o s c o p y a n d a s t r o p h y s i c a l p r o b l e m s . JOSA 55 229—238. — Molekülprobleme der Astrophysik, wie etwa die Frage nach dem Vorkommen molekularen Wasserstoffs in den Planeten und im interstellaren Medium sowie der Zusammensetzung der Kometen haben viele Anregungen für praktische und theoretische Untersuchungen gegeben. Umgekehrt haben es die Fortschritte der Molekülspektroskopie ermöglicht, manche astrophysikalische Phänomene besser zu verstehen. Hierzu — für dieses gegenseitige Geben und Nehmen — werden Beispiele gebracht. Verf. (ü.) 5117. D.G.Hummer, T h e V o i g t f u n c t i o n . A n e i g h t - s i g n i f i c a n t - f i g u r e t a b l e a n d g e n e r a t i n g p r o c e d u r e . Mem RAS 70 1—31. 5118. D. G. Hummer, T h e 5119. D. G. Hummer, S. 143—148.

e m i s s i o n c o e f f i c i e n t . Vgl. Ref. 1328 S. 13—28.

General

noncoherent

scattering.

Vgl. Ref. 1328

5120. C. L. Inman, T h e r m o d y n a m i c q u a n t i t i e s f o r a g a s of P l a s m o n s . A p J 142 201—207.

transverse

5121. B. P. Konstantinow, G. E. Kotscharow, Astrophysical phenomena a n d r a d i o c a r b o n . DAN 165 63—64 (russ.). — Die Vermutung, daß eine Erhöhung des atmosphärischen C 14 -Gehalts im J a h r 1909 auf hypothetische Antimaterie im Tungusischen Meteoriten zurückgehe, wird abgelehnt, weil die Variation im Bereich der allein durch die Sonnenaktivität verursachten Schwankungen liegt. Wohl aber scheinen historische Supernovae f ü r den C 14 -Anstieg in den Jahresringen der Bäume um 1050 und 1700 verantwortlich zu sein, zumal die Abschätzung der erforderlichen y-Strahlung auf plausible Energiebeträge führt. Petri

VI. Theoretische Astrophysik

230

65, 1965

5122. J. L. Kulander, D e p a r t u r e s f r o m t h e S a h a e q u a t i o n i n a n o p t i c a l l y t h i n n i t r o g e n g a s . J . Quant. Spectrosc. R a d i a t . Transfer 5 253—269. 5123. K . Ogata, A g e 81—90 (japan.).

of

nuclides

in

solar

system.

Mass Spectrosc. 13

5124. M. Rigutti, L a n o z i o n e d i t e m p e r a t u r a i n a s t r o f i s i c a . Pis. 5 265—272, 1964 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. N r . 110. 5125. C. S. Shen, T r a n s i t a c c e l e r a t i o n of c h a r g e d p a r t i c l e s i n h o m o g e n e o u s e l e c t r o m a g n e t i c f i e l d . A p J 141 1091—1104.

Giornale in

an

5126. B. L. Sorotschenko, S p e k t r a l l i n i e n d e s a n g e r e g t e n W a s s e r s t o f f s im Radiobereich und experimentelle Möglichkeiten ihrer Beobacht u n g . P u b i . Phys. I n s t . Akad. Wiss. U d S S R 28 90—99 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1965 9.51.327: Die I n t e n s i t ä t e n u n d die F o r m e n der Spektrallinien in den H II-Gebieten werden u n t e r Berücksichtigung der Theorie d e r Wechselwirkung zwischen Atomen u n d den elektrischen Feldern von Elektronen u n d Ionen berechnet. Die experimentellen Möglichkeiten zur Beobachtung dieser Linien werden erörtert. Ra. 5127. S. SouIIrin, « I n f l u e n c e d e s c o l l i s i o n s i n é l a s t i q u e s s u r l a f o n c tion de d i s t r i b u t i o n des electrons, dans des conditions a s t r o p h y s i q u e s » . A n n d'Astrophys 28 399—411 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (B) N r . 279. 5128. R. N. Thomas, S o m e A s p e c t s of N o n - E q u i l i b r i u m Thermodyn a m i c s i n t h e P r e s e n c e of a R a d i a t i o n F i e l d . Boulder, Col., University of Colorado Press, 1965. 14 + 210 S. Preis $ 5.00. — B. in A J U d S S R 43 698— 700, A n n d'Astrophys 28 874—875, Phys. T o d a y 19 N r . 9 S. 97—98, Science 150 1144—1145, Sky Tel. 30 372, ZfA 63 282—284. 5129. M. S. Vardya, P r e s s u r e d i s s o c i a t i o n a n d MN 129 345—350 = Berkeley R e p r . N r . 316.

molecular

hydrogen.

5130. N. 0 . Weiss, C o n v e c t i o n i n t h e p r e s e n c e of r e s t r a i n t s . Phil. Trans. Roy. Soc. London (A) 256 99—147, 1964. — Ref. in Math. Rev. 30 155. 5131. W . N. Zytowitsch, T h e m e c h a n i s m of p l a s m a t u r b u l e n c e a n d t h e a c c e l e r a t i o n of c o s m i c r a y s . A J U d S S R 42 33—41 (russ. m i t engl. R e f . ) . — Verf. u n t e r s u c h t die E n t s t e h u n g von Turbulenz durch Schwereinstabilitäten im Hinblick auf die E n t s t e h u n g kosmischer Strahlung. Die Rechnung ist auf die nichtlinearen Terme ausgedehnt. Oster 5132. W . N. Zytowitsch, Ü b e r die Möglichkeit einer statistischen « B e s c h l e u n i g u n g » v o n P h o t o n e n in e i n e m t u r b u l e n t e n Plasma. Hochschulnachr. Radiophys. 8 622—625 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1966 4.51.299: Beim Durchgang von P h o t o n e n d u r c h ein turbulentes P l a s m a k a n n die mittlere Energie zunehmen. E s wird auf die Möglichkeit hingewiesen, diesen E f f e k t auf astrophysikalische Probleme anzuwenden. Verf. (ü.,gek.) Gravitationsinstabilität 5133. R . L. Liboff, A n o t e o n g r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y . 3 322—323, 1963. — Ref. in M a t h . R e v . 29 199.

Phys. Letters

5134. J. M. Nikolajew, D e r E i n f l u ß d e r K o m p r e s s i b i l i t ä t auf die G r a v i t a t i o n s i n s t a b i l i t ä t . Geom. Aer. 5 658—665 (russ.). — Verf. untersucht den Einfluß der Kompressibilität der Materie auf die Gravitationsinstabilität.

65, 1965

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

231

Die erhaltene Dispersionsgleichung erlaubt, die Abhängigkeit der Zunahme der Amplitude der Störungen des instationären Problems von den Parametern des Mediums zu bestimmen. Ferner erlaubt die gefundene Abhängigkeit der Frequenz von den physikalischen Parametern des Mediums, das Ergebnis mit dem des analogen Problems für nichtkompressible Flüssigkeiten zu vergleichen. Die Kompressibilität des Mediums übt, wie sich zeigt, einen stabilisierenden Einfluß aus, d. h. die Störungen nehmen langsamer zu als im Falle des nichtkompressiblen Mediums. Einige Grenzfälle werden diskutiert. Verf. (ü.) 5135. A. G. Pacholczyk, S u l l a i n s t a b i l i t à g r a v i t a z i o n a l e e m a g n e t o g r a v i t a z i o n a l e di s i s t e m i c o m p r e s s i b i l i . Magnetofluidodinamica Conferenza 5. Rom, Edizioni Cremonese, 1964. 66 S. — Ref. in Math. Rev. 29 1266. 5136. B. Simon, G r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y in t h e i s o t h e r m a l s t r a t i f i e d n e b u l a . Ann d'Astrophys 28 40—45 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 144. — Eine isotherme Nebelmasse mit Stratifikationen wird auf Schwereinstabilitäten hin untersucht. Es zeigt sich, daß die Fälle y = 1.0 und y = 5/3 wenig verschieden sind, und daß die Instabilität durch Schwingungen mit symmetrischer Dichtestörung hervorgerufen wird. Oster 5137. R. Simon, G r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y in a p l a n e g a s e o u s m e d i u m i n n o n - u n i f o r m r o t a t i o n . Ann d'Astrophys 28 625—631 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 148. 5138. R.Simon, Sur l'instabilité gravitationnelle d'une couche f l u i d e i n c o m p r e s s i b l e en r o t a t i o n u n i f o r m e . Bull. Cl. Sci. Acad. roy. Belgique (5) 51 170—180 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 500. 5139. S. Surindar, H. Harikrishan, E f f e c t o f i o n g y r a t i o n r a d i u s on t h e magnetogravitational instability of an infinite homogeneous m e d i u m . ZfA 62 12—14. 5140. P. Verma, Y. K. Verma, S t a b i l i t y o f a r o t a t i n g t w i s t e d m a g n e t i c f i e l d . Ann d'Astrophys 28 357—359.

plasma

with

Magneto-Hydrodynamik 5141. E . Boldt, T h e P o y n t i n g v e c t o r in magnetohydrodynamics. American J . Phys. 33 298—300. — Ref. in Phys. Abstr. 68 1500. 5142. A. G. Chantadse, Ü b e r e i n e K l a s s e v o n L ö s u n g e n d e r m a g n e t o h y d r o d y n a m i s c h e n G l e i c h u n g e n . Geom. Aer. 5 167—170 (russ.). 5143. A. Clark jr., S o m e e x a c t s o l u t i o n s in m a g n e t o h y d r o d y n a m i c s w i t h a s t r o p h y s i c a l a p p l i c a t i o n s . Phys. Fluids 8 644—649. 5144. A. W. Getting, H y d r o m a g n e t i c w a v e s in a n o n i s e n t r o p i c m e d i u m in t h e p r e s e n c e o f a g r a v i t a t i o n a l f i e l d . A J UdSSR 42 568—571 (russ. mit engl. Ref.). — Die Dispersionsgleichungen für verschiedene Arten von Wellen werden abgeleitet, außerdem ihre Polarisation und Amplitudenverhältnisse. I n dem Problem, das die Kompressibilität nicht berücksichtigt, sind Wellenvektor und Magnetfeld beliebig orientiert. Im Fall eines kompressiblen Mediums haben sie eine bestimmte Richtimg. Das Stabilitätsproblem wird erörtert. Verf. (ü.) 5145. S.A.Kaplan, T. S. Podstrigatsch, P a r a m e t e r s o f s h o c k w a v e s in p a r t i a l l y i o n i z e d gas. A J UdSSR 42 552—556 (russ. mit engl. Ref.). 5146. F . Krause, M. Steenbeck, M o d e l s o f m a g n e t o h y d r o d y n a m i c mos f o r a l t e r n a t i n g f i e l d s . Vgl. Ref. 1325 S. 36—38.

a

dyna-

232

65, 1965

VI. Theoretische Astrophysik

5147. F.B.Malik, S. K. Trehan, E f f e c t of t r a n s p o r t c o e f f i c i e n t s o n d a m p i n g of h y d r o m a g n e t i c w a v e s . Ann. Physics 34 1—22. 5148. L. Mestel, A n o t e o n h y d r o m a g n e t i c S. 424—425.

turbulence.

5149. J. Neufeld, H. Wright, H y d r o m a g n e t i c i n s t a b i l i t i e s g y r a t i n g p r o t o n s t r e a m . Nature 206 499—500. 5150. E.N.Parker, 1086—1092.

Suprathermal

hydromagnetic

5151. E. Richter, M a g n e t o h y d r o d y n a m i k . —143 = Sonderdruck Sternw. Kiel.

Naturwiss.

the

Vgl. Ref. 1306 caused

waves. Rundschau

by

a

A p J 142 18 131

5152. G. P. Schtschegolewa-Swetschnikowa, On t h e p o s s i b i l i t y of a m a g n e t o h y d r o d y n a m i c e x p e r i m e n t i n a s t r o p h y s i c s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 2 (178) S. 145—161 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. gibt einen Überblick über experimentelle Arbeiten, die mit elektrisch leitenden Flüssigkeiten gemacht wurden und die in der Astrophysik anwendbar sind. Es wird der Schluß gezogen, daß die unterschiedlichen Bedingungen im Labor und im Kosmos die Anwendung der Ergebnisse des Experiments auf kosmische Objekte erschweren. Verf. (ü.) 5153. H. K. Sen, A. A. Wyller, C o l l i s i o n e f f e c t s in h y d r o m a g n e t o - i o n i c t h e o r y . J . Res. NBS (D) 69 95—109 = Inst. Theoret. Astrophys. BlindernOslo Repr. Nr. 58. Strahlungstransport 5154. J. W. Alexandrow, D i e d i f f u s e R e f l e x i o n d e s L i c h t s a n e i n e r e b e n e n , h a l b u n e n d l i c h e n , f a s t s t r e u e n d e n A t m o s p h ä r e . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. Nr. 1) S. 103—107 (russ.). 5155. E. H. Avrett, D. G. Hummer, N o n - c o h e r e n t s c a t t e r i n g . I I : L i n e f o r m a t i o n w i t h a f r e q u e n c y i n d e p e n d e n t s o u r c e f u n c t i o n . MN 130 295—331. 5156. E. H. Avrett, S o l u t i o n s of t h e t w o - l e v e l l i n e t r a n s f e r w i t h c o m p l e t e r e d i s t r i b u t i o n . Vgl. Ref. 1328 S. 101—140.

problem

5157. R. E. Bellman, H. H. Kagiwada, R. E. Kalaba, S.Ueno, I n v e r s e p r o b l e m s in r a d i a t i v e t r a n s f e r : L a y e r e d m e d i a . Icarus 4 119—126 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 148. 5158. R. E. Bellman, H. H. Kagiwada, R. E. Kalaba, S.Ueno, O n t h e i d e n t i f i c a t i o n of s y s t e m s a n d t h e u n s c r a m b l i n g of d a t a , I I . A n i n v e r s e p r o b l e m in r a d i a t i v e t r a n s f e r . Proc. National Acad. Sei. USA 53 910— 913 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 147. 5159. W. G. Buslawskij, O n t h e t h e o r y of t h e b l a n k e t i n g e f f e c t . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 33 279—285 (russ. mit engl. Ref.). — Eine exakte Lösung des Problems dieses Effektes wird unter der Annahme erhalten, daß die Photosphäre eine Schicht mit der optischen Dicke r 0 darstellt, deren Helligkeitskoeffizienten bekannt sind. Verf. (ü.) 5160. M. Cane, Q u a d r a t u r e f o r m u l a s f o r t h e A a n d r a d i a t i v e t r a n s f e r . NASA TN D-2588, 3 + 67 S.

0 operators

5161. G.W.Collins II, A.D.Code, S o m e n u m e r i c a l m e t h o d s s o l u 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 . ApJ 142 1576—1587.

for

of the

65, 1965

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

233

5162. I. P. Grant, On t h e r e p r e s e n t a t i o n o f f r e q u e n c y d e p e n d e n c e in n o n - g r e y r a d i a t i v e t r a n s f e r . J . Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer 5 227 —243. 5163. E . G. Harris, R a d i a t i v e Rev. (2) 138 B479—B485.

transfer

in

dispersive

media.

Phys.

5164. M. A. Heaslet, B. F. Warming, A p p l i c a t i o n o f i n v a r i a n c e p r i n c i p l e s t o a r a d i a t i v e t r a n s f e r p r o b l e m in a h o m o g e n e o u s s p h e r i c a l m e dium. J . Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer 5 669—682. 5165. B. M. Herman, S. R. Browning, A n u m e r i c a l s o l u t i o n t o t h e e q u a t i o n o f r a d i a t i v e t r a n s f e r . J . Atmosph. Sei. 22 559—566. — Ref. in Phys. Abstr. 69 562. 5166. W.M.Irvine, T h e d i s t r i b u t i o n o f p h o t o n o p t i c a l s c a t t e r i n g a t m o s p h e r e . A J 70 679. — Ref. AAS. 5167. W. M. Irvine, 1563—1575.

Multiple

scattering

by

large

paths

particles.

in

a

A p J 142

5168. W.M.Irvine, L i g h t s c a t t e r i n g b y s p h e r i c a l p a r t i c l e s : R a d i a t i o n pressure, a s y m m e t r y f a c t o r , and e x t i n c t i o n cross section. JOSA 55 16—21 = Harv Repr (2) Nr. 218. 5169. W. W. Iwanow, Ü b e r den S t r a h l u n g s t r a n s p o r t in e i n e r S p e k t r a l l i n i e . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 328 S. 44—65 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 22 44—65 (russ. mit engl. Ref.). 5170. W.W.Iwanow, W. T. Schtscherbakow, T a b e l l e n v o n Funktionen, die in der T h e o r i e des S t r a h l u n g s t r a n s p o r t s der R e s o n a n z s t r a h l u n g v o r k o m m e n . I. u n d I I . Astrofisika 1 22—37 (russ. mit engl. Ref.). — E s werden 4 aus der Theorie der Wachstumskurven bekannte und häufig benutzte Punktionen mit dem Argument der optischen Tiefe T tabuliert. Verf. (ü.) 5171. W.W.Iwanow, D. I. Nagirner, H - P u n k t i o n e n in der T h e o r i e des T r a n s p o r t s d e r R e s o n a n z s t r a h l u n g . Astrofisika 1 143—166 (russ. mit engl. Ref.). — Die von Sobolew eingeführte H-Funktion spielt in der Theorie der Mehrfachstreuung des Lichts eine wichtige Rolle und wird hier für den Fall einer halbunendlichen Atmosphäre unter Vernachlässigung der Absorption im Kontinuum auf den Strahlungstransport in Resonanzlinien angewandt, die durch Doppler-Effekt verbreitert sind. Ausführliche Tabellen der Funktion sind beigefügt. Petri 5172. N. B. Jengibarjan, D i e z e i t l i c h e V e r t e i l u n g d e r W a h r s c h e i n l i c h k e i t der d i f f u s e n R e f l e x i o n e i n e s Q u a n t s v o n e i n e m e i n d i m e n s i o n a l e n i n h o m o g e n e n M e d i u m . Astrofisika 1 167—171 (russ. mit engl. Ref.). — Das Problem wird unter folgenden Verallgemeinerungen analytisch behandelt: 1. Zeitbedarf der Quanten für Zurücklegung des Wegs und für Verweilen in Absorption. 2. Tiefenabhängigkeit der Lebensdauer. 3. Beliebige funktionale Abhängigkeit der Streufunktion von der optischen Tiefe. Petri 5173. N. B . Jengibarjan, Ü b e r ein n i c h t l i n e a r e s P r o b l e m der l u n g s ü b e r t r a g u n g . Astrofisika 1 297—302 (russ. mit engl. Ref.).

St rah-

5174. W.H.Kegel, Zur F r a g e d e r B e e i n f l u s s u n g des Strahlungst r a n s p o r t e s d u r c h k o l l e k t i v e E f f e k t e . ZfA 61 232—236.

234

VI. Theoretische Astrophysik

5175. F. Latimer, F. D. Bryant, V a n s o r b i n g s p h e r e . JOSA 55 1554.

de

Hulst's

65, 1965

treatment

5176. A. C. Lind, R . T . W a n g , J . M. Greenberg, M i c r o w a v e n o n s p h e r i c a l p a r t i c l e s . Applied Optics 4 1555—1561.

of

the

ab-

scattering

by

5177. G. I. Martschuk, U. M. Sultangasin, C o n v e r g e n c e of t h e splitting m e t h o d f o r t h e e q u a t i o n of r a d i a t i o n t r a n s f e r . DAN 161 66—69 (russ.). 5178. I. N. Minin, Ü b e r d i e S t r e u u n g d e s L i c h t s i n s p h ä r e n . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 328 S. 39.—43 = Leningrad 22 39—43 (russ. mit engl. Ref.).

PlanetenatmoPubl. Astr. Obs.

5179. I. N. Minin, Ü b e r d i e S t r e u u n g d e s L i c h t s i n e i n e m e i n d i m e n s i o n a l e n i n s t a t i o n ä r e n M e d i u m . Astrofisika 1 173—181 (russ. mit engl. Ref.). — I n diesem Beitrag zur Streuung des Lichts in einem homogenen halbunendlichen Medium mit isotroper Streuung wird angenommen, daß sich die optische Tiefe in jedem P u n k t des Mediums im Laufe der Zeit nach einem exponentiellen Gesetz ändert. Die erhaltenen Ergebnisse werden auf die Theorie des Novaleuchtens angewandt. Verf. (ü.) 5180. T. W. Mullikin, C h a n d r a s e k h a r ' s X a n d Y e q u a t i o n s . Trans. American Math. Soc. 113 316—332, 1964. — Ref. in Math. Rev. 29 737. 5181. D. I. Nagirner, Ü b e r d i e S t r e u u n g d e s L i c h t s i n e i n e m s p h ä rischen Nebel großer optischer D i c k e . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 328 S. 66—71 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 22 66—71 (russ. mit engl. Ref.). 5182. A. G. Nikogosjan, D i e p o l y c h r o m a t i s c h e d i f f u s e R e f l e x i o n d e s Lichts von einem unendlich tiefen eindimensionalen Medium. Astrofisika 1 285—296 (russ. mit engl. Ref.). 5183. W. N. Obridko, T h e m a t r i x of r a d i a t i v e s c a t t e r i n g g n e t i c f i e l d . A J UdSSR 42 102—106 (russ. mit engl. Ref.).

in

a

ma-

5184. L. Oster, R a d i a t i v e c o o l i n g of s t e l l a r m a t e r i a l w i t h a p p l i c a t i o n s t o s o l a r f l a r e s . Boeing Sei. Res. Labs. Geo-Astrophys. Lab. Doc. 1-82-0420, 43 S. R . O. 5185. J. Oxenius, E m i s s i o n a n d a b s o r p t i o n p r o f i l e s i n a a t m o s p h e r e . J . Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer 5 771—781.

scattering

5186. R. W. Preisendorfer, R a d i a t i v e T r a n s f e r o n D i s c r e t e Spaces. Oxford—London—New York—Paris—Frankfurt, Pergamon Press, 1965. 462 S. Preis £ 7. — B. in Phys. Blätter 22 140. 5187. C. E. Rosenkilde, T r a n s m i s s i o n of c h a r g e d p a r t i c l e s k i n k i n a m a g n e t i c f i e l d . A p J 141 1105—1116.

through

a

5188. G. B. Rybicki, A n e w d i f f e r e n t i a l e q u a t i o n a p p r o a c h t o t r a n s f e r p r o b l e m s . Vgl. Ref. 1328 S. 149—161. 5189. D.H.Sampson, R a d i a t i v e C o n t r i b u t i o n s t o E n e r g y a n d M o m e n t u m T r a n s p o r t i n a G a s . New York—London, Interscience Publishers, 1965. 15 + 178 S. Preis £ 3 4 s. 5190. D.H.Sampson, C h o i c e of a n a p p r o p r i a t e m e a n absorption c o e f f i c i e n t f o r u s e i n t h e g e n e r a l g r e y g a s e q u a t i o n s . J . Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer 5 211—225.

65, 1965

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

235

5191. M. G. Smith, T h e i s o t r o p i c s c a t t e r i n g of r a d i a t i o n f r o m a p o i n t s o u r c e i n a f i n i t e s p h e r i c a l a t m o s p h e r e . Proc. Cambridge Phil. Soc. 61 923—937. 5192. J . C. Stewart, R a d i a t i v e Radiat. Transfer 5 637—638.

flux through

a slab.

J . Quant. Spectrosc.

5193. S. C. Traugott, A d i f f e r e n t i a l a p p r o x i m a t i o n for radiative t r a n s f e r w i t h a p p l i c a t i o n t o n o r m a l s h o c k s t r u c t u r e . Proc. 1963 H e a t Transfer and Fluid Mechanics Inst. S. 1—13. — Ref. in Math. Rev. 29 1048—1049. 5194. S. Ueno, A p r o b a b i l i s t i c a p p r o a c h f o r s c a t t e r i n g of l i g h t i n s l a b g e o m e t r y — I. J . Math. Analysis Applications 11 11—19 = Contr. Inst. Astrophys. Kwasan Obs. Univ. Kyoto Nr. 146. Neutrino-Astronomie 5195. G. Aschieri, M. T. Beineri, G. Wataghin, E n e r g y l o s s e s i n e ± - c a p t u r e p r o c e s s e s a t h i g h t e m p e r a t u r e . Nuovo Cimento (10) 36 296—299. — Der Energieverlust eines Sterns durch entweichende Neutrinos und Antineutrinos wird berechnet. Dabei werden die Prozesse 56 F C + e~ -> 56 M n + v und 56 M n + + e+ -ä- 5 6 F e + v bei hohen Temperaturen (109 bis 1012 °) und Dichten von 10 5 —10 13 g cm~ 3 unter Berücksichtigung der Paarerzeugung von Elektronen betrachtet. Die resultierenden Energieverluste liegen wesentlich höher als die nach der Arbeit von Gamow und Schoenberg (vgl. A J B 43 Ref. 3509) berechneten. Henn 5196. J . N. Bahcall, N e u t r i n o - s p e c t r o s c o p y Phys. Letters 13 332—333. 5197. J . N. Bahcall, 115—120.

Observational

of

neutrino

the

solar

astronomy.

interior. Science 147

5198. D. Boccaletti, V. de Sabbata, C. Gualdi, N e u t r i n o e m i s s i o n f r o m s t a r l i k e s o u r c e s . Nature 205 60. — Die Neutrinoenergiedichte im Universum wird abgeschätzt, die sich als Folge einer großen Zahl von Supernovaexplosionen im Innern von quasistellaren Radioquellen ergibt. Dv. 5199. D. Boccaletti, V. de Sabbata, C. Gualdi, O n t h e n e u t r i n o e n e r g y d e n s i t y in t h e u n i v e r s e a n d a p o s s i b l e e x p e r i m e n t g i v i n g a n u p p e r l i m i t . Nuovo Cimento (10) 33 1216—1219, 1964. 51100. H.-Y. Chiu, N e u t r i n o A s t r o p h y s i c s . New York, Gordon & Breach, 1965. 117 S. Preis $2.50 bzw. $ 5.00. — B. in Science 152 57. 51101. H.-Y. Chiu, S e l e c t e d t o p i c s i n m o d e r n t h e o r e t i c a l p h y s i c s . Lectures Theoret. Phys. 6 225—291, 1964. — Ref. in Math. Rev. 29 1288. 51102. B . J . G o u l d , G. B. Burbidge, H i g h n e u t r i n o s . Vgl. Ref. 1321 S. 171—201.

energy

cosmic

photons

and

51103. J . Jatczak, A s t r o f i z y k a n e u t r i n o w a . Post^py Astr. 13 63—84. — I n diesem Aufsatz behandelt Verf. in Form einer Übersicht kosmische Prozesse der Neutrino- und Antineutrinoerzeugung. I m einzelnen werden entsprechende Prozesse im Sterninneren, in der kosmischen Strahlung, die Bedeutung der Neutrinostrahlung eines Sterns und das Vorkommen von Neutrinos im Universum angeführt. E. R.

236

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

51104. B. Kuchowicz, N e u t r i n o s i n s u p e r d e n s e m a t t e r . M a s s l e s s n e u t r i n o s i n a p e r f e c t f l u i d s p h e r e . AA 15 297—303 = Astr. Obs. W a r s a w Univ. R e p r . N r . 195. — Die klassische Bewegung von Neutrinos im I n n e r e n einer inkompressiblen flüssigen Kugel wird diskutiert. Bei gewissen W e r t e n der physikalischen P a r a m e t e r können die Neutrinos diese Kugel nicht verlassen. Vorläufige Schätzungen zeigen, daß dieses Ergebnis auf Neutronensterne angewandt werden kann. E. R. 51105. B. Kuchowicz, N e u t r i n o s i n s u p e r d e n s e m a t t e r . I I . M a s s l e s s n e u t r i n o s i n p e r f e c t f l u i d s p h e r e . Sonderdruck Univ. Warsaw D e p . Radiochem., 1965. 10 S. 51106. B. Kuchowicz, N e w p r o p o s a l s of n e u t r i n o e x p e r i m e n t s . Nuclear E n e r g y Information Center, 1965. R e v . Rep. N r . 18, 40 S. 51107. J.-M. L6vy-Leblond, L a —457.

chasse

aux

neutrinos.

Warsaw,

La N a t u r e 93 449

51108. A. Masani, L a p r o d u z i o n e d i n e u t r i n i n e i p l a s m i a d a l t i s s i m a t e m p e r a t u r a . Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) N r . 233, 13 S. — Die wichtigsten Kernvorgänge mit Neutrinoerzeugung, die auf den Theorien v o n F e y n m a n u n d Gell-Mann über die schwachen Wechselwirkungen beruhen, werden untersucht. E s wird auf die Wichtigkeit dieses P h ä n o m e n s f ü r die sich in vorgerückter Entwicklungsphase befindenden Sterne hingewiesen, in der die Temper a t u r e n u n d Dichten hinreichend groß sind, u m die Neutrinostrahlung zu verursachen. B. C. 51109. A. G. Massewitsch, E. W. Kotok, 0 . B. Dlushnewskaja, A. Masani, N e u t r i n o s t e l l a r l u m i n o s i t y . A J U d S S R 42 334—346 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berechnen die Energieverluste von Sternen der Hauptreihen-, Riesen- u n d Überriesentypen, von He- u n d H-Sternen sowie von Sternen der Population I I . Abgesehen von relativ unbedeutenden Ausnahmen bleibt die Neutrinoemission weit hinter der Photonenemission zurück. Infolgedessen sollte die Neutrinopaarbildung auch keinen wesentlichen Einfluß auf die Entwicklungsgeschichte dieser Sterne h a b e n . Oster 51110. J. L. Osborne, S. S. Said, A. W. Wolfendale, T h e e n e r g y s p e c t r a of c o s m i c r a y n e u t r i n o s a t g r o u n d level in t h e r a n g e 1 — 1 0 0 0 GeV. Proc. Phys. Soc. 86 93—99. 51111. F. Reines, R . M . W o o d s jr., N e w a p p r o a c h t o t h e d e t e c t i o n of s o l a r n e u t r i n o s v i a i n v e r s e B e t a d e c a y . Phys. R e v . L e t t e r s 14 20—24. 51112. F. Reines, M. F. Crouch, T.L.Jenkins, W. R. Kropp, H. S. Gurr, G. R. Smith, J. P. F. Sellschop, B. Meyer, E v i d e n c e f o r h i g h - e n e r g y c o s m i c - r a y n e u t r i n o i n t e r a c t i o n s . Phys. Rev. Letters 15 429—433. — Ref. in P h y s . T o d a y 18 N r . 10 S. 94. 51113. M. A. Ruderman, A s t r o p h y s i c a l n e u t r i n o s . Rep. Progr. Phys. 28 411—462. — I m vorliegenden Bericht, der seiner A r t nach u n d in Hinblick auf die beigefügten zahlreichen Literaturstellen d e n gegenwärtigen S t a n d der Neutrinoastronomie umreißt, behandelt Verf. die Bedeutung der Neutrinos f ü r die Erforschung des Sonnen- u n d Sterninneren, die Astrophysik als ein Test der Neutrinoeigenschaften u n d die Existenz v o n Neutrinoflüssen im Universum. Loh. 51114. J. L. Wartanjan, Ü b e r d i e N e u t r i n o a b s o r p t i o n b e i ü b e r h o h e n T e m p e r a t u r e n . Astrofisika 1 183—192 (russ. m i t engl. Ref.). — Verf. untersucht die Neutrinoabsorption u n d zeigt, d a ß der Absorptionskoeffizient bei T > 109 ° proportional T 5 ist. E s findet dann also eine starke Neutrinoabsorption statt. Loh.

65, 1965

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

237

¿1115. A. Wataghin, N e u t r i n o s i n t h e r m o d y n a m i c a l e q u i l i b r i u m w i t h e l e c t r o n s a n d p h o t o n s a t h i g h t e m p e r a t u r e s . Nuovo Cimento (10) 35 1240—1243. — Auf Grund der neueren Entdeckungen erscheint die Existenz von Materie bei hohen Temperaturen (T < 1010 in den zentralen Teilen von Supernovae, explodierenden Galaxien und Quasaren möglich. Bei solchen Temperaturen werden Partikel und Antipartikel einschließlich von Neutrinos und Antineutrinos erzeugt, da die hohen Temperaturen die erforderliche Energie zur Verfügung stellen. Im Falle von Gleichgewichtsbedingungen kann die Zahl dieser Partikel, ohne von speziellen Reaktionen Gebrauch zu machen, berechnet werden. Es ist die Absicht dieser Arbeit, die Bedingungen für statistisches Gleichgewicht von Neutrinos mit Elektronen und Photonen herauszustellen. Verf. (ü.) 51116. G. Wataghin, R e m a r k s o n s t a t i s t i c s of p a r t i c l e s a n d a n t i p a r t i c l e s a t h i g h t e m p e r a t u r e s . Nuovo Cimento (10) 36 300—303. 51117. M. H. Zaidi, E m i s s i o n of n e u t r i n o - p a i r s f r o m a s t e l l a r p l a s m a . Nuovo Cimento (10) 40A 502—505. — Die Emission von Neutrinopaaren durch ein stellares Plasma wird berechnet. Die Ausdrücke für longitudinales und transversales Emissionsvermögen unterscheiden sich von den entsprechenden von Adams, Ruderman und Woo abgeleiteten (vgl. A J B 63 Ref. 51100) durch die Faktoren 3/8 bzw. 1/4. Verf. (ü.) A J B 63 Ref. 5167 = A J B 63 Ref. 5191 = A J B 63 Ref. 51122 = A J B 64 Ref. 5111. — Obs 86 126, Planet. A J B 64 Ref. 5133 = A J B 64 Ref. 5162 = A J B 64 Ref. 5163 = A J B 64 Ref. 51123 =

Harv Repr Nr. 621. Univ. Obs. St. Andrews Repr. Nr. 20. Harv Repr Nr. 625. W. B. in J . Astr. Soc. West. Australia 18 Aug. S. 2—3, Space Sei. 13 923, Spaceflight 8 36. Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 265. Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 261. Harv Repr (2) Nr. 223. Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 227.

§ 52

Nebel, interstellare Materie, interstellarer Baum 5201. G. M. Ajwasjan, T h e c o m p l e x r e f r a c t i v e i n d e x of p a r t i c l e s of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . AJ UdSSR 42 986—991 (russ. mit engl. Ref.). — Einfache Formeln für die Extinktion durch sphärische interstellare Teilchen mit komplexem Brechungsindex im Intervall zwischen 1.15 und 1.50 werden angegeben. Oster 5202. M. J. Baines, I. P. Williams, A. S. Asebiomo, R e s i s t a n c e t o t h e m o t i o n of a s m a l l s p h e r e m o v i n g t h r o u g h a g a s . MN 130 63—74. — Ausdrücke für den Widerstand eines kugelförmigen Körpers bei Bewegung durch ein Gas mit Maxwellscher Geschwindigkeitsverteilung werden abgeleitet. Dabei wird angenommen, daß der Durchmesser der Kugeln klein gegenüber der mittleren freien Weglänge ist, und daß die Moleküle diffus und nach dem Gesetz der vollkommenen Spiegelung reflektiert werden. Besonders untersucht wird der Fall, daß die Geschwindigkeit der Kugeln relativ zum Gas von der Größe der mittleren thermischen Geschwindigkeit ist. Ho. 5203. M. J. Baines, I.P.Williams, G r o w t h of i n t e r s t e l l a r g r a i n s . N a t u r e 205 59—60. — Die bisherigen Theorien über das Wachstum der Körner des

65, 1965

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

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¿1115. A. Wataghin, N e u t r i n o s i n t h e r m o d y n a m i c a l e q u i l i b r i u m w i t h e l e c t r o n s a n d p h o t o n s a t h i g h t e m p e r a t u r e s . Nuovo Cimento (10) 35 1240—1243. — Auf Grund der neueren Entdeckungen erscheint die Existenz von Materie bei hohen Temperaturen (T < 1010 in den zentralen Teilen von Supernovae, explodierenden Galaxien und Quasaren möglich. Bei solchen Temperaturen werden Partikel und Antipartikel einschließlich von Neutrinos und Antineutrinos erzeugt, da die hohen Temperaturen die erforderliche Energie zur Verfügung stellen. Im Falle von Gleichgewichtsbedingungen kann die Zahl dieser Partikel, ohne von speziellen Reaktionen Gebrauch zu machen, berechnet werden. Es ist die Absicht dieser Arbeit, die Bedingungen für statistisches Gleichgewicht von Neutrinos mit Elektronen und Photonen herauszustellen. Verf. (ü.) 51116. G. Wataghin, R e m a r k s o n s t a t i s t i c s of p a r t i c l e s a n d a n t i p a r t i c l e s a t h i g h t e m p e r a t u r e s . Nuovo Cimento (10) 36 300—303. 51117. M. H. Zaidi, E m i s s i o n of n e u t r i n o - p a i r s f r o m a s t e l l a r p l a s m a . Nuovo Cimento (10) 40A 502—505. — Die Emission von Neutrinopaaren durch ein stellares Plasma wird berechnet. Die Ausdrücke für longitudinales und transversales Emissionsvermögen unterscheiden sich von den entsprechenden von Adams, Ruderman und Woo abgeleiteten (vgl. A J B 63 Ref. 51100) durch die Faktoren 3/8 bzw. 1/4. Verf. (ü.) A J B 63 Ref. 5167 = A J B 63 Ref. 5191 = A J B 63 Ref. 51122 = A J B 64 Ref. 5111. — Obs 86 126, Planet. A J B 64 Ref. 5133 = A J B 64 Ref. 5162 = A J B 64 Ref. 5163 = A J B 64 Ref. 51123 =

Harv Repr Nr. 621. Univ. Obs. St. Andrews Repr. Nr. 20. Harv Repr Nr. 625. W. B. in J . Astr. Soc. West. Australia 18 Aug. S. 2—3, Space Sei. 13 923, Spaceflight 8 36. Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 265. Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 261. Harv Repr (2) Nr. 223. Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 227.

§ 52

Nebel, interstellare Materie, interstellarer Baum 5201. G. M. Ajwasjan, T h e c o m p l e x r e f r a c t i v e i n d e x of p a r t i c l e s of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . AJ UdSSR 42 986—991 (russ. mit engl. Ref.). — Einfache Formeln für die Extinktion durch sphärische interstellare Teilchen mit komplexem Brechungsindex im Intervall zwischen 1.15 und 1.50 werden angegeben. Oster 5202. M. J. Baines, I. P. Williams, A. S. Asebiomo, R e s i s t a n c e t o t h e m o t i o n of a s m a l l s p h e r e m o v i n g t h r o u g h a g a s . MN 130 63—74. — Ausdrücke für den Widerstand eines kugelförmigen Körpers bei Bewegung durch ein Gas mit Maxwellscher Geschwindigkeitsverteilung werden abgeleitet. Dabei wird angenommen, daß der Durchmesser der Kugeln klein gegenüber der mittleren freien Weglänge ist, und daß die Moleküle diffus und nach dem Gesetz der vollkommenen Spiegelung reflektiert werden. Besonders untersucht wird der Fall, daß die Geschwindigkeit der Kugeln relativ zum Gas von der Größe der mittleren thermischen Geschwindigkeit ist. Ho. 5203. M. J. Baines, I.P.Williams, G r o w t h of i n t e r s t e l l a r g r a i n s . N a t u r e 205 59—60. — Die bisherigen Theorien über das Wachstum der Körner des

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interstellaren Mediums (vgl. AJB 60 Ref. 5215, AJB 62 Ref. 5212) sind nicht befriedigend. Verf. entwickelten auf der Grundlage eines einfachen kinetischen Modells eine neue Theorie. Masse, Radius und relative Geschwindigkeit der Körner am Anfang sind vorgegeben, und sie bewegen sich in einem Gas, dessen freie Weglänge den Durchmesser der Körner wesentlich übersteigt. Für die Geschwindigkeit der Körner wird eine Maxwell-Verteilung angenommen. Die Körner sind sphärisch, und ihre Dichte ist innerhalb der Gaswolke gleichbleibend. Gü-Li 5204. M. J. Baines, I. P. Williams, G r o w t h of i n t e r s t e l l a r g r a i n s . Nature 208 1191—1193. 5205. F. Cernuschi, F. R. Marsicano, A n a l y s i s of e x p a n s i o n p r o c e s s e s of a h o m o g e n e o u s s t e l l a r gas. AJ 70 670. — Ref. AAS. 5206. F. Cernuschi, F. B. Marsicano, I. Kimel, On p o l a r i z a t i o n of s t e l l a r l i g h t . Ann d'Astrophys 28 860—866. — Die von Supernovae ausgestoßene Materie bildet Wolken, in denen Magnetfelder auftreten. Die physikalische Entwicklung dieser Wolken wird näher untersucht. Es ergeben sich Resultate über Form und Größe der Teilchen, die mit der beobachteten Polarisation des Sternlichts verträglich sind. FS 5207. B. Donn, T h e p h y s i c s a n d c h e m i s t r y of i n t e r s t e l l a r I. C r y s t a l g r o w t h in space. AJ 70 320—321. — Ref. AAS.

grains.

5208. E.E.Ferguson, H. P. Broida, A p o s s i b l e m e c h a n i s m f o r l i g h t a b s o r p t i o n b y i n t e r s t e l l a r g r a i n s . ApJ 141 807—809. — Es wird darauf hingewiesen, daß im interstellaren Raum möglicherweise eine breitbandige «Absorption durch Ladungsübertragung» stattfindet. Für das absorbierte Lichtquant gilt die Beziehung: hi> = I P — EA — C (IP = Ionisationspotential des gebenden Moleküls, EA = Elektronenaffinität des ladungempfangenden Moleküls, C = Coulomb-Kräfte). Voigt * * W. G. Fessenkow, Zu d e n P r o b l e m e n der P h y s i k des i n t e r s t e l l a r e n M e d i u m s . Vgl. Ref. 13307. 5209. E. J. Gidalewitsch, T h e p r o p a g a t i o n of s h o c k a n d i o n i z a t i o n f r o n t s in a g a s - d u s t m e d i u m . I. AJ UdSSR 42 932—938 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht das Verhalten von Staubpartikeln beim Durchgang von Ionisationsfronten und findet, daß die Staubteilchen von den Fronten mitgenommen werden. Der Effekt sollte bei der Berechnung der Dynamik von Ionisationsfronten berücksichtigt werden. Oster 5210. E. J. Gidalewitsch, S.A.Kaplan, Ü b e r S t o ß w e l l e n in s t a u b f ö r m i g e n M e d i u m . Astrofisika 1 475—477 (russ.).

einem

gas-

5211. G. A. Gursadjan, Der G r a d i e n t d e r E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r G a s n e b e l n . Vgl. Ref. 1310 S. 269—273 (russ.).

in

5212. H. C. van de Hülst, L e s gaz i n t e r s t e l l a i r e s e t la p h y s i q u e p l a s m a s . Cahiers Phys. 19 145—147.

des

5213. J. H. Hunter jr., T h e s t a b i l i t y of t h e i n t e r s t e l l a r gas. AJ 70 679. — Ref. AAS. 5214. G. M. Idlis, Ü b e r die r e l a t i v e L e u c h t k r a f t der b e l e u c h t e t e n N e b e l . Vgl. Ref. 1310 S. 262—267 (russ.).

von

Sternen

5215. F . D . K a h n , J.E.Dyson, T h e e n e r g y b a l a n c e a n d d y n a m i c s of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . Vgl. Ref. 835 S. 47—70 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 121.

65, 1965

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

239

5216. S . A . K a p l a n , E i n i g e F r a g e n d e r P h y s i k d e s i n t e r s t e l l a r e n i n t e r p l a n e t a r e n M e d i u m s . Vgl. Ref. 1310 S. 296—301 (russ.).

und

5217. T. Kogure, T h e e l a s t i c i t y of c l o u d - c l o u d c o l l i s i o n s . Publ. Astr. Soc. J a p a n 17 385—394 = Dep. Astr. Univ. Kyoto Repr. Nr. 21. — Stöße von HI-Wolken verlaufen nahezu elastisch, solche von H Ii-Wolken weitgehend unelastisch. Loh. 5218. A. W. Kurtschakow, Ü b e r d i e R o l l e d e r L a - Q u a n t e n b e i d e r B i l d u n g d e s k o n t i n u i e r l i c h e n S p e k t r u m s d e r d i f f u s e n N e b e l . Vgl. Ref. 1310 S. 292—295 (russ.). 5219. P. Lai, A c c r e t i o n of i n t e r s t e l l a r g a s b y a s t a r i n t h e p r e s e n c e of r a d i a t i o n . J . Indian Inst. Sei. 47 76—86. — Ref. in Phys. Abstr. 68 2770—2771. 5220. B. M. Lasker, T h e d y n a m i c s of o l d H I I Ref. AAS.

regions.

A J 70 682. —

5221. H. C. Lord III, M o l e c u l a r e q u i l i b r i a a n d c o n d e n s a t i o n i n a s o l a r n e b u l a a n d c o o l s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Icarus 4 279—288. — F ü r eine Gaswolke mit normaler Elementenhäufigkeit, einer Temperatur von 2000° bzw. 1700° und einem Gesamtdruck von 1 a t m bzw. 0.5 atm berechnet Verf. die Gleichgewichtspartialdrucke von 150 Verbindungen und Elementen. Bei 2000° und 1 a t m sind nur A1 2 0 3 , W, Zr0 2 und MgAl 2 0 4 in kondensierter Form vorhanden. Wn. 5222. W.G.Mathews, T h e t i m e e v o l u t i o n of a n H I I r e g i o n . A p J 142 1120—1140 = Berkeley Repr. Nr. 321. — Verf. verfolgt die Entwicklung der Ionisationsfront, die sich kurz nach der Bildung eines heißen Sterns im umgebenden Gas bildet. F ü r das zeitabhängige Strahlungsfeld des Sterns werden Sternentwicklungsrechnungen von Bodenheimer für einen Stern von 30 3J!q benutzt. Bei der numerischen Lösung der Grundgleichungen f ü r die Ionisationsfront werden Strahlungstransport und Abkühlungsmechanismen (Strahlung in verbotenen 0 Ii-Linien) berücksichtigt. Direkt hinter der Ionisationsfront tritt ein steiles Maximum der Gastemperatur auf. Die Geschwindigkeit des Gases in der HII-Region ist kleiner als 0.1 km/sec. Nach 6 X 104 Jahren h a t sich vor der Ionisationsfront eine Stoßwelle ausgebildet. Wn. 5223. I. N. Minin, S o m e c a l c u l a t i o n s of l i g h t s c a t t e r i n g n e b u l a e . Vgl. Ref. 1310 S. 258—261 (russ. mit engl. Ref.).

in

5224. J.W.Overbeck, S m a l l - a n g l e s c a t t e r i n g of r a y s b y i n t e r s t e l l a r g r a i n s . A p J 141 864—866.

Röntgen-

5225. M. Basiwala, M o u v e m e n t d ' u n e é t o i l e m a t i è r e i n t e r s t e l l a i r e . CR 261 3291—3293.

celestial

chaude

au

sein

dust

de

la

5226. M. Rasiwala, E c o u l e m e n t d e r r i è r e l ' o n d e d e c h o c d e v a n t l a s p h è r e d e S t r ö m g r e n . CR 261 3755—3758.

détachée

5227. W. C. Saslaw, L. Spitzer jr., S t e l l a r i n t e r a c t i o n s a n d t h e of g a l a c t i c n u c l e i . A J 70 690—691. — Ref. AAS.

evolution

5228. J. H. Scanlon, S. N. Milford, E n e r g y s p e c t r a of e l e c t r o n s n - p - e d e c a y s i n i n t e r s t e l l a r s p a c e . A p J 141 718—729.

from

5229. W. W. Sobolew, D i f f u s i o n of r a d i a t i o n i n a n e b u l a of o p t i c a l t h i c k n e s s . Vgl. Ref. 1310 S. 285—291 (russ. mit engl. Ref.).

large

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VI. Theoretische Astrophysik

5230. P. 0 . Vandervoort, T h e p r o p e r t i e s of n o n - s t a t i o n a r y ionization f r o n t s . I. A p J 142 507—520. — Verf. f ü h r t Modellreehnungen für Ionisationsfronten durch, die nur wenig von einer stationären Struktur abweichen, und f ü r die H-Rekombination und Abkühlung durch Strahlungsverluste vernachlässigbar sind. Oster 5231. P. 0 . Vandervoort, T h e p r o p e r t i e s of n o n - s t a t i o n a r y i o n i z a t i o n f r o n t s . I I . A p J 142 521—530. — In Fortsetzung seiner früheren Untersuchung gibt Verf. hier die Grenzbedingungen f ü r eine stationäre Ionisationsfront und einen Vergleich mit dem quasistationären Fall an. Oster 5232. D. A. Warschalowitsch, T h e o r i e n t a t i o n of a t o m s a n d m o l e c u l e s b y r e s o n a n c e r a d i a t i o n i n c o s m i c s p a c e . A J UdSSR 42 557—567 (russ. mit engl. Ref.). — I n einem verdünnten Gas, das sich in einem Strahlungsstrom befindet, werden sich die Spins der Moleküle, Atome und Ionen infolge der Anisotropie der Winkelverteilung der einfallenden Strahlung orientieren. I n der Arbeit werden der Orientierungsmechanismus der Teilchenspins durch Resonanzstrahlung und die Änderung der Orientierung in Abhängigkeit von der Zeit erörtert. Die zur dynamischen Orientierung erforderlichen Bedingungen, die Eigenschaften des Mediums, das — wenn auch nur teilweise — aus orientierten Teilchen besteht, werden diskutiert. Es wird gezeigt, daß in einigen Fällen die Berücksichtigung der Orientierung die aus Angaben über den Durchgang von Resonanzstrahlung erhaltenen Dichteabschätzungen wesentlich ändern kann. Verf. (ü.) 5233. N. C. Wickramasinghe, O n t h e g r o w t h a n d d e s t r u c t i o n of ice m a n t l e s o n i n t e r s t e l l a r g r a p h i t e g r a i n s . MN 131 177—190. — Bei Graphitpartikeln im interstellaren R a u m besteht die Neigung, sich mit H 2 0 Eisschalen zu umgeben. Verf. untersucht das Schicksal solcher Eishüllen, die Entstehung und das Wachstum im freien R a u m sowie die Auflösung in der Nähe heißer Riesensterne und bei Zusammenstößen von Wolken. Ho. 5234. S . J . W i l s o n , K. K. Sen, M o d i f i e d s p h e r i c a l h a r m o n i c method a n d s p h e r i c a l g e o m e t r y . I I I . — T r a n s f e r p r o b l e m in s p h e r i c a l l y s y m m e t r i c f i n i t e s h e l l of p l a n e t a r y n e b u l a e . Ann d'Astrophys 28 855—859. A J B 64 Ref. 5235 = Mitt. Univ.-Stemw. J e n a Nr. 61. A J B 64 Ref. 5236 = Mitt. Univ.-Sternw. Jena Nr. 62.

§ 53 Stern a t m o s p h ä r e n 5301. K. D. Abhyankar, O n t h e S c h u s t e r p r o b l e m f o r a m o v i n g a t m o s p h e r e . I I I . A p J 141 1056—1067 = Commun. David Dunlap Obs. Nr. 109. 5302. R. G. Athay, T h e o r e t i c a l l i n e s . A p J 142 724—731.

line

intensities.

I.

Strong

emission

5303. R. G. Athay, T o t a l f l u x e s i n s t r o n g e m i s s i o n l i n e s . Vgl. Ref. 1328 S. 411—422. 5304. G. A. Bird, T h e e q u i l i b r i u m s t a t e of a s h o c k - h e a t e d a t m o s p h e r e . A p J 141 1455—1462. — E s werden Gleichungen zur Beschreibung einer Atmosphäre, die durch zufällig verteilte Schockwellen beheizt wird, entwickelt. F ü r

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5230. P. 0 . Vandervoort, T h e p r o p e r t i e s of n o n - s t a t i o n a r y ionization f r o n t s . I. A p J 142 507—520. — Verf. f ü h r t Modellreehnungen für Ionisationsfronten durch, die nur wenig von einer stationären Struktur abweichen, und f ü r die H-Rekombination und Abkühlung durch Strahlungsverluste vernachlässigbar sind. Oster 5231. P. 0 . Vandervoort, T h e p r o p e r t i e s of n o n - s t a t i o n a r y i o n i z a t i o n f r o n t s . I I . A p J 142 521—530. — In Fortsetzung seiner früheren Untersuchung gibt Verf. hier die Grenzbedingungen f ü r eine stationäre Ionisationsfront und einen Vergleich mit dem quasistationären Fall an. Oster 5232. D. A. Warschalowitsch, T h e o r i e n t a t i o n of a t o m s a n d m o l e c u l e s b y r e s o n a n c e r a d i a t i o n i n c o s m i c s p a c e . A J UdSSR 42 557—567 (russ. mit engl. Ref.). — I n einem verdünnten Gas, das sich in einem Strahlungsstrom befindet, werden sich die Spins der Moleküle, Atome und Ionen infolge der Anisotropie der Winkelverteilung der einfallenden Strahlung orientieren. I n der Arbeit werden der Orientierungsmechanismus der Teilchenspins durch Resonanzstrahlung und die Änderung der Orientierung in Abhängigkeit von der Zeit erörtert. Die zur dynamischen Orientierung erforderlichen Bedingungen, die Eigenschaften des Mediums, das — wenn auch nur teilweise — aus orientierten Teilchen besteht, werden diskutiert. Es wird gezeigt, daß in einigen Fällen die Berücksichtigung der Orientierung die aus Angaben über den Durchgang von Resonanzstrahlung erhaltenen Dichteabschätzungen wesentlich ändern kann. Verf. (ü.) 5233. N. C. Wickramasinghe, O n t h e g r o w t h a n d d e s t r u c t i o n of ice m a n t l e s o n i n t e r s t e l l a r g r a p h i t e g r a i n s . MN 131 177—190. — Bei Graphitpartikeln im interstellaren R a u m besteht die Neigung, sich mit H 2 0 Eisschalen zu umgeben. Verf. untersucht das Schicksal solcher Eishüllen, die Entstehung und das Wachstum im freien R a u m sowie die Auflösung in der Nähe heißer Riesensterne und bei Zusammenstößen von Wolken. Ho. 5234. S . J . W i l s o n , K. K. Sen, M o d i f i e d s p h e r i c a l h a r m o n i c method a n d s p h e r i c a l g e o m e t r y . I I I . — T r a n s f e r p r o b l e m in s p h e r i c a l l y s y m m e t r i c f i n i t e s h e l l of p l a n e t a r y n e b u l a e . Ann d'Astrophys 28 855—859. A J B 64 Ref. 5235 = Mitt. Univ.-Stemw. J e n a Nr. 61. A J B 64 Ref. 5236 = Mitt. Univ.-Sternw. Jena Nr. 62.

§ 53 Stern a t m o s p h ä r e n 5301. K. D. Abhyankar, O n t h e S c h u s t e r p r o b l e m f o r a m o v i n g a t m o s p h e r e . I I I . A p J 141 1056—1067 = Commun. David Dunlap Obs. Nr. 109. 5302. R. G. Athay, T h e o r e t i c a l l i n e s . A p J 142 724—731.

line

intensities.

I.

Strong

emission

5303. R. G. Athay, T o t a l f l u x e s i n s t r o n g e m i s s i o n l i n e s . Vgl. Ref. 1328 S. 411—422. 5304. G. A. Bird, T h e e q u i l i b r i u m s t a t e of a s h o c k - h e a t e d a t m o s p h e r e . A p J 141 1455—1462. — E s werden Gleichungen zur Beschreibung einer Atmosphäre, die durch zufällig verteilte Schockwellen beheizt wird, entwickelt. F ü r

65, 1965

53. Sternatmosphären

241

eine Atmosphäre, bei der die hierdurch gelieferte Hitze durch konvektiven W ä r m e verlust infolge stetiger Massen-Auswärtsbewegung gerade ausgeglichen wird, werden Lösungen hergeleitet. Die Grenzbedingungen sind auf die Bedingungen in der äußeren Sonnenatmosphäre zugeschnitten. Eine solche Atmosphäre besitzt selbstregulierende Eigenschaften. W e n n sich der W ä r m e z u s t r o m u m Zehnerpotenzen ä n d e r t , schwankt die maximale K o r o n a t e m p e r a t u r n u r u m einige P r o z e n t . Voigt 5B05. 0 . A. Bird, T r a n s i e n t Phys. Fluids 8 2289—2291.

b e h a v i o r of a h e a t e d

stellar

atmosphere.

5306. G.Bode, D i e k o n t i n u i e r l i c h e A b s o r p t i o n v o n S t e r n a t m o s p h ä r e n in A b h ä n g i g k e i t von D r u c k , T e m p e r a t u r und E l e m e n t h ä u f i g k e i t e n . Sonderdruck Inst. Theoret. Phys. u n d S t e m w . Univ. Kiel 1965, 193 S. — F ü r die quantitative I n t e r p r e t a t i o n der Sternspektren benötigt m a n die K e n n t n i s der thermodynamischen Zustandsgrößen u n d der Absorptionskoeffizienten der stellaren Materie in Abhängigkeit von T e m p e r a t u r T, Elektronendruck P e u n d chemischer Zusammensetzung. I m folgenden sollen die physikalischen Grundlagen sowie die Ergebnisse neuer Berechnungen der Zustandsgrößen u n d der Absorptionskoeffizienten stellarer Materie dargestellt werden. Diese Rechnungen u n d Bechenp r o g r a m m e sind als Teil eines a m Kieler I n s t i t u t f ü r theoretische Physik u n d Sternwarte entwickelten Programmsystems für die quantitative Analyse v o n Sternspektren anzusehen. Verf. (gek.) 5307. K.-H. Böhm, T e m p e r a t u r i n v e r s i o n in einer A t m o s p h ä r e n i c h t g r a u e n S t r a h l u n g s g l e i c h g e w i c h t . ZfA 62 167—173.

im

5308. E . Böhm-Vitense, A d i f f e r e n t i a l e q u a t i o n f o r t h e s o l u t i o n of t h e n o n - L T E l i n e t r a n s f e r p r o b l e m . Vgl. Ref. 1328 S. 165—174. 5309. W . K . Bonsack, R . B. Culver, D o p p l e r l i n e b r o a d e n i n g i n t h e s p h e r e s of K - t y p e s t a r s . A J 70 668. — Ref. AAS. * * R. L. Carovillano, J . H . K i n g , O n t h e s o l u t i o n s of P a r k e r ' s d y n a m i c t h e o r y of s o l a r a n d s t e l l a r w i n d s . Vgl. Ref. 6717. 5310. R . Cayrel, N o n - L T E Ref. 1328 S. 453—461.

effects on

abundance

atmohydro-

determination.

Vgl.

5311. E . Chvojkovä, R a d i o p a t h f o r m u l a e f o r r a d i o a s t r o n o m y and a s t r o n a u t i c s . BAC 16 5—10. — Betrifft die Fortpflanzung von Radiowellen in den Atmosphären von Fixsternen u n d Planeten. 5312. G. W . Collins II, C o n t i n u u m e m i s s i o n f r o m a r o t a t i n g n o n - g r a y s t e l l a r a t m o s p h e r e . A p J 142 265—277 = Contr. Perkins Obs. (1) N r . 66. 5313. C.Cowley, O n t h e i n f o r m a t i o n o b s e r v a t i o n s . A J 70 671. — Ref. AAS.

contained

in

center-to-limb

5314. Y. Cuny, S o l u t i o n of t h e t r a n s f e r p r o b l e m . Vgl. Ref. 1328 S. 275— 294. 5315. S. R. Das Gupta, O n t h e n o n - c o h e r e n t f o r m a t i o n of l i n e s i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . I n d i a n J . Phys. 39 46—48.

absorption

5316. M. Dobrovvolny, F. Engelmann, A b s o r p t i o n a n d e m i s s i o n p r o f i l e s of l i n e r a d i a t i o n i n n o n e q u i l i b r i u m . Nuovo Cimento (10) 37 965—976.—• U n t e r der Annahme, d a ß die optische Dicke der Atmosphäre kleiner ist als 100, leiten Verf. ab, d a ß Absorptions- u n d Emissionsprofile von Resonanzlinien bei Maxwellscher Geschwindigkeitsverteilung u n d Doppler-Verbreiterung in einer Astronom. Jahresbericht 1965

16

242

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

sphärisch streuenden Atmosphäre in erster Näherung gleich sind. Dies ist auch bei richtungs- und frequenzabhängigen Strahlungsfeldern erfüllt. Henn 5317. J.F.Dolan, S t e l l a r m o l e c u l a r a b u n d a n c e s . I. P o l y a t o m i c m o l e c u l e s . A p J 142 1621—1632. — Die Häufigkeiten einer größeren Zahl von Molekülen und Ionen in den Atmosphären später Zwergsterne, Biesen und Überriesen werden f ü r mehrere verschiedene Häufigkeiten des Kohlenstoffs (andere Elemente in solarer Häufigkeit) berechnet. F ü r die verschiedenen Leuchtkraftklassen und C-Häufigkeiten wird die Temperaturabhängigkeit der Molekülhäufigkeiten dargestellt und diskutiert. Wn. 5318. 0 . Gingerich, D. Mihalas, S. Matsushima, S.Strom, A n a r c h e t y p e g r a y s t e l l a r a t m o s p h e r e . A p J 141 316—319.

non-

5319. W. G. Gorbazkij, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r Z u s a m m e n s t ö ß e von A t o m e n mit E l e k t r o n e n auf die I n t e n s i t ä t e n der B a l m e r - L i n i e n i n d e n S p e k t r e n b e w e g t e r S t e r n h ü l l e n . Astrofisika 1 129—142 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berechnet die relativen Intensitäten der Emissionslinien der Balmer-Serie im Spektrum einer bewegten Hülle, die in den Linien nicht transparent ist. Dabei werden Anregung und Ionisation der Atome durch Elektronenstoß berücksichtigt. Behandelt wird ein Wasserstoffatom mit 10 diskreten Niveaus. Bei hoher Elektronenkonzentration (109 < n e < 1013 cm - 3 ) ist das Balmer-Dekrement stark geneigt im Vergleich zu dem Dekrement, das sich f ü r ein in den Linien transparentes Medium ergibt. Das Ergebnis wird zur Erklärung der beobachteten Intensitäten der Balmer-Linien in den Spektren langperiodischer Veränderlicher und früher Novae verwandt. Verf. (ü.) 5320. H. G. Groth, P. Wellmann, B e r e c h n u n g v o n M o d e l l e n S t e r n a t m o s p h ä r e n . Mitt. AG 1965 S. 95—96. — Ref. AG.

konvektiver

5321. C. Guillaume, W. van Rensbergen, A. B. Underhill, T h e t h e o r e t i c a l n e a r u l t r a v i o l e t s p e c t r u m of a B 2 s t a r . BAN 18 106—110. — Die Berechnung der Profile ausgewählter Linien ergibt eine deutliche Ähnlichkeit mit den Spektren von F-Sternen im ultravioletten Bereich. FS 5322. G. A. Gursadjan, I n s t a t i o n ä r e S t e r n h ü l l e n m i t E l e k t r o n e n h o h e r E n e r g i e . Astrofisika 1 319—335 (russ. mit engl. Ref.). — Bei der Wechselwirkung solcher Elektronen mit Photonen kommt es zum umgekehrten ComptonEffekt. Dadurch nimmt die Intensität der stellarphotosphärischen Strahlung im blauen Spektralbereich zu, im roten ab. Dieser Prozeß ist für Flare-Sterne von Bedeutung. Während eines Flares kann es zur Erzeugung von y-Strahlung kommen, die die Photosphäre «von außen» aufheizt. Loh. 5323. M.Hack, L i g h t e l e m e n t s i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Sky Tel. 29 347—349, 30 9—12 = Pubbl. Ristampe Oss. Astr. Trieste Nr. 334, 335. 5324. L. Henyey, M. S. Vardya, P. Bodenheimer, S t u d i e s i n s t e l l a r e v o l u t i o n . I I I . T h e c a l c u l a t i o n of m o d e l e n v e l o p e s . A p J 142 841—854 = Berkeley Repr. Nr. 319. — Die allgemeine Theorie konvektiver Schichten wird vor allem im Hinblick auf eine Abschätzung möglicher Unsicherheiten untersucht. Der Einfluß dieser Fehlerquellen auf Entwicklungslinien im H R D wird diskutiert. Oster 5325. 0 . P. Hollandskij, O n s u p e r s o n i c t u r b u l e n c e i n s u p e r g i a n t a t m o s p h e r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 33 266—272 (russ. mit engl. Ref.). — F ü r die Atmosphären der B0.5—FO.l-Überriesen wurden die kinematischen u n d magnetischen Viskositäten und die ihnen entsprechenden Reynoldsschen Zahlen R e und R m berechnet. Letztere überdecken einen breiten Bereich der Wellenzahlen

«5, 1965

53. Sternatmosphären

243

(10~ 10 bis 10~ 3 cm - 1 ), innerhalb dessen ein Intervall mit einem Spektrum existieren kann, das dem Kolmogoroffschen nahe kommt. Die für die Existenz einer stationären Überschallturbulenz erforderliche Bedingung wird formuliert. Sie ist für alle diskutierten Sterne erfüllt. Verf. (ü.) 5326. H. 0 . Horak, A. L. Janousek, p ( c o s 0 ) = 1 + a>! P j ( c o s 0 ) + Ref. in A p J 142 1314.

T h e H- a n d r e l a t e d f u n c t i o n s f o r co2 P 2 ( c o s 0 ) . A p J Suppl 11 277—372. —

5327. L. Houziaux, L e s r a i e s de L y m a n d a n s le s p e c t r e des é t o i l e s B de l a s é q u e n c e p r i n c i p a l e . CR 260 420—423 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 143. — Für 4 Hauptreihensternmodelle (BO, B2, B5, B8) wurden Linienprofile der Lyman-Serie zwischen 920 und 1250 Â berechnet. In Abbildungen (1—4) ist der Strahlungsfluß Fa (in erg cm~ 2 sec - 1 ) als Funktion von A für die 4 Modelle aufgetragen. Gli. * * R. S. Iroschnikow, O s c i l l a t o r y i n s t a b i l i t y o f t h e g a s in t h e v i c i n i t y o f t h e l o w e r b o u n d a r y o f t h e s o l a r c o n v e c t i v e zone. Vgl. Ref. 6528. 5328. C. de Jager, C o m m i s s i o n de la t h é o r i e des a t m o s p h è r e s s t e l l a i r e s . Trans. IAU 12A 599—610 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk Nr.77. 5329. J . T. Jefferies, T h e f o r m a t i o n p r o b l e m . Vgl. Ref. 1328 S. 3—10.

of s p e c t r u m lines. S u r v e y of

the

5330. J . T. Jefferies, M u l t i l e v e l p r o b l e m s . Vgl. Ref. 1328 S. 177—184. 5331. H.R.Johnson, D. A. Klinglesmith, D e p a r t u r e s f r o m e q u i l i b r i u m i n a n i d e a l i z e d h y d r o g e n a t m o s p h e r e . A J 70 323—324. — Ref. AAS. 5332. H. R. Johnson, D. A. Klinglesmith, On t h e c o u p l e s p r o b l e m f o r h y d r o g e n . Vgl. Ref. 1328 S. 221—247.

line-transfer

5333. W. Kalkofen, R a d i a t i v e t r a n s f e r in l i n e s f o r m e d i a in s t a t i s t i c a l e q u i l i b r i u m . Vgl. Ref. 1328 S. 187—213. 5334. W. Kalkofen, E. H. Avrett, S o l u t i o n o f t h e l i n e a n d c o n t i n u u m t r a n s f e r p r o b l e m f o r a t h r e e - l e v e l a t o m . Vgl. Ref. 1328 S. 249—273. 5335. S.A.Kaplan, N. S. Petruchin, On t h e t h e o r y o f c o n v e c t i o n in a p o l y t r o p i c a t m o s p h e r e w i t h a n u n i f o r m m a g n e t i c f i e l d . A J UdSSR 42 74—77 (russ. mit engl. Ref.). — Das Kriterium der konvektiven Instabilität in einer polytropen Atmosphäre (mit dem Polytropenindex F und dem adiabatischen Index y) in einem homogenen Magnetfeld H hat die Form: F > y + H 2 /4 n p (d), wobei p (d) der Druck am Boden der Konvektionszone ist. Die Geschwindigkeit für das Anwachsen der konvektiven Störungen mit der horizontalen Wellenzahl k wird abgeleitet. Kleinmaßstäbliche Bewegungen, für die die Bedingung p (1/k) < H 2 /4 TI (F — y) erfüllt ist, werden vom Magnetfeld unterdrückt. Verf. (ü.) 5336. J . I. F. King, R. V. Sillars, R. H. Harrison, H o p f q - f u n c t i o n t o e i g h t - d i g i t a c c u r a c y . A p J 142 1655—1659.

evaluated

5337. I. G. Kolesnik, T h e s t r e n g t h e n i n g o f i o n i z a t i o n e q u i l i b r i u m in a s t e l l a r a t m o s p h e r e . A J UdSSR 42 67—73 (russ. mit engl. Ref.). — Beobachtungen von T Tauri- und UV Ceti-Sternen zeigen, daß Plasmaballen in die äußeren Schichten der Sterne geschleudert werden. Unter solchen Bedingungen ist die Bildung eines nicht im Gleichgewicht befindlichen Plasmas möglich, dessen Elektronenkonzentration höher ist als die nach der Sahaschen Formel bei vorgegebener Temperatur und Dichte berechnete. Die Expansion eines Plasmaballens in der Atmosphäre als einer der möglichen Mechanismen für die Entstehung eines nicht 16»

244

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

im Gleichgewicht befindlichen Mediums wird erörtert. Da der Expansionsprozeß des Auswurfs schneller verläuft als die Herstellung des Ionisationsgleichgewichts, bildet sich zum Schluß des Prozesses ein Medium mit überstarker Elektronenkonzentration. Formeln zur Berechnung der Abweichung des Ionisationsgrades vom Gleichgewicht werden abgeleitet. Kleine dichte Kondensationen sind ein wirksamer Mechanismus f ü r die Bildung eines nicht im Gleichgewicht befindlichen Mediums. Verf. (ü.) 5338. I. M. Kopylow, M i c r o t u r b u l e n t m o t i o n s i n a t m o s p h e r e s of h o t s t a r s . I. Mitt. Astrophys. Obs. Krim 34 163—176 (russ. mit engl. Ref.). — Die Mikroturbulenzgeschwindigkeiten von 68 06—B5-Sternen sind über die Wachstumskurven aus N II-, 0 II-, Si II-, Si I I I - und Si IV-Linien berechnet worden. Die Turbulenzgeschwindigkeiten nehmen mit der Leuchtkraft zu. Auf einige statistische Fragen wird eingegangen. Loh. 5339. J. Kubikowski, T. Ciurla, A b s o r p t i o n l i n e s i n t h e m o v i n g a t m o s p h e r e . I . E f f e c t of t h e v e l o c i t y g r a d i e n t i n t h e a t m o s p h e r e o n t h e e q u i v a l e n t w i d t h s of t h e s p e c t r a l l i n e s . AA 15 177—185 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 27. — Der Einfluß des Geschwindigkeitsgradienten in einer Sternatmosphäre auf die Spektrallinienbreiten wird untersucht. Als Linienbildungsmechanismus wird die wahre Absorption angenommen, und Formeln für die äquivalente Linienbreite werden angegeben. Als numerisches Beispiel wurden Äquivalentbreiten f ü r 6 Linien berechnet. Es wurde festgestellt, daß der Geschwindigkeitsgradient ohne Rücksicht auf sein Vorzeichen die Äquivalentbreite vergrößert. Beim wachsenden Geschwindigkeitsgradienten verschiebt sich die Wachstumskurve nach rechts und geht in eine gerade Linie über. E. R . 5340. J. L. Kulander, J. T. Jetfries, D e t e r m i n a t i o n of m a c r o s c o p i c c i t i e s f r o m l i n e p r o f i l e a s y m m e t r i e s . A J 70 142. — Ref. AAS.

velo-

* * H. C. Lord III, M o l e c u l a r e q u i l i b r i a a n d c o n d e n s a t i o n n e b u l a a n d c o o l s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Vgl. Ref. 5221.

solar

5341. C. Magnan, E. Schatzman, I o n i s a t i o n H a r o . CR 260 6289—6291.

in a

d a n s les o b j e t s de

Herbig-

5342. D. M. Mihalas, C o n s t a n t - f l u x c o n v e c t i v e m o d e l a t m o s p h e r e s . A p J 141 564—581. — F ü r 0.5 < 0 e f f < 0.7 und 2 < log g < 4.44 wird eine Reihe von Modellatmosphären mit Konvektionszone nach der Mischungswegtheorie mit ¿/H = 1 und Z/H = 2 berechnet. Hy-Profile und das sichtbare Kontinuum sind die gleichen wie in Modellen ohne konvektiven Energietransport; nur im (Raketen-) UV kommt erheblich weniger Strahlung an die Oberfläche, weil die tieferen Schichten kühler sind. Ein Modell ist tabuliert. Har. 5843. D.M. Mihalas, D. C. Morton, A m o d e l f o r a B 1 V s t a r w i t h l i n e b l a n k e t i n g . A p J 142 253—264. — Es wird eine Modellatmosphäre (log g = 4.0) im Strahlungsgleichgewicht für & e = 0.23 unter Berücksichtigung des BlanketingEffekts der stärksten Linien im UV (911 < A < 1600 A) berechnet. Das sichtbare Spektrum entspricht dann dem eines Modells mit 0 e = 0.21 ohne BlanketingEffekt. Beide Modelle werden auf Grund des Balmer-Sprungs als B1V klassifiziert. Das Modell ohne Blanketing liefert also eine um fast 2100° zu hohe effektive Temperatur. Die bolometrische Korrektion der beiden Modelle beträgt —2m00 bzw. -2 1 ?40. Voigt 5344. D.M. Mihalas, M o d e l a t m o s p h e r e s a n d l i n e p r o f i l e s f o r e a r l y - t y p e s t a r s . A p J Suppl 9 3 2 1 ^ 3 8 . 5345. D. Mugglestone, B. J. O'Mara, S a t u r a t i o n s p h e r i c a b s o r p t i o n l i n e s . MN 129 41—50.

e f f e c t s on s t e l l a r

atmo-

65, 1965

53. Sternatmosphären

5846. D. K. Nadjoshiii, D. A . Frank-Kamenezkij, T h e

245 propagation

of

shock

w a v e s in t h e o u t e r l a y e r s o f a star. A J UdSSR 42 290—298 (russ. mit engl. Ref.). — Unter Verwendung einer numerischen Lösung der gasdynamischen Gleichungen wird der Auswurf einer Hülle durch eine Stoßwelle für Explosionen erörtert, die das Ausmaß von Novaausbrüchen haben. Es wird gezeigt, daß sich die Hauptmasse des Gases im Stadium der Expansion der Oberflächenschichten (nach dem Austritt der Stoßwelle an die Oberfläche) mit der Hülle vereinigt. Die Charakteristika der Hülle hängen nicht von der A r t der Entstehung der Stoßwelle in tieferen Schichten ab. Die Ausbreitung der Stoßwelle wird auch mit den genäherten Methoden von Chisnell-Whitham und Brinkley-Kirkwood berechnet. Die letzte Methode wird vorläufig in verallgemeinerter Form und unter Berücksichtigung der Schwerkraft auf den Fall eines inhomogenen Mediums angewandt. Bei Schlußfolgerungen über die Güte der Näherungsmethoden und des Modells zeigt sich insbesondere, daß die Näherungsmethoden nicht zur Bestimmung der Masse der ausgeschleuderten Hülle geeignet sind. Verf. (ü.) 5347. R. W . Noyes, D i e l e c t r o n i c r e c o m b i n a t i o n K lines. Vgl. Ref. 1328 S. 4 0 5 ^ 0 9 .

and t h e

solar

H

and

5348. S. A . Orszag, N e u t r o n - s t a r a t m o s p h e r e s . A p J 142 473—478. —• Das kontinuierliche Spektrum eines Neutronensterns mit T e ff = 5 oder 10 x 106° wird unter Einbeziehung mehrerer unvollständig ionisierter Elemente berechnet. Die Unsicherheit in der chemischen Zusammensetzung der Atmosphäre wird kurz erklärt. Trotzdem können die Kontinuumsprünge von Mg, Si und N e wahrscheinlich in den weniger heißen Sternen erkannt werden. DGW 5349. B. E. J. Pagel, D e d u c t i o n s as t o a c c u r a c y o f L T E f r o m e x c i t a t i o n t e m p e r a t u r e m e a s u r e m e n t s , a n d a c o m m e n t on t h e a b u n d a n c e of « t r a c e e l e m e n t s » . Vgl. Ref. 1328 S. 4 2 5 ^ 3 4 . 5350. E. N. Parker, D y n a m i c a l p r o p e r t i e s o f s t e l l a r Coronas a n d s t e l l a r w i n d s . I V . T h e s e p a r a t e e x i s t e n c e o f s u b s o n i c and s u p e r s o n i c s o l u t i o n s . ApJ 141 1463—1478. — Die dynamischen Gleichungen für eine stationäre Sternkorona, deren Energie nur durch Wärmeleitung von unten her geliefert wird und die von einem kalten Vakuum umgeben ist, werden eingehend diskutiert. Es ergibt sich eine Unter- oder Überschallexpansion, je nachdem, ob die Dichte am Boden der Korona größer oder kleiner ist als ein kritischer Grenzwert. Für die Sonne ergibt sich Überschallexpansion. Voigt 5351. J.-C. Pecker, F. Roddier, M i c r o m o t i o n s , L T E e f f e c t s . Vgl. Ref. 1328 S. 4 3 7 ^ 5 0 .

macromotions,

and

non-

5352. N. S. Petruchin, D i e G l e i c h u n g e n der K o n v e k t i o n s b e w e g u n g in einer p o l y t r o p e n A t m o s p h ä r e mit homogenem v e r t i k a l e m oder h o r i z o n t a l e m M a g n e t f e l d . Sammlung Astr. Arbeiten Ural. Univ. 1964 Nr. 2 S. 90—107 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 1.51.251: Bei der Ableitung der Gleichungen blieben Wärmeleitfähigkeit und Viskosität des Gases unberücksichtigt. I m Fall eines schwachen homogenen horizontalen Magnetfeldes wird das Instabilitätskriterium aus den abgeleiteten Gleichungen in der Form erhalten: r > y + r A. r ist eine Konstante, die den Temperaturgradienten in der Atmosphäre charakterisiert, y der adiabatische Exponent und A = (2 r — 1 ) h J ( F — 1 ) h0 = H02/4 n P 0 (z 0 ). H 0 ist die ungestörte Feldstärke, P 0 (z 0 ) der ungestörte Druck am Boden der Konvektionszone. Verf. (ü., gek.) 5353. S. R. Pottasch, On t h e spheres. B A N 18 7—10.

radiative

cooling

rate

in

stellar

atmo-

5354. H. van Regemorter, Sur les c o l l i s i o n s d e p o l a r i s a n t e s des r a i e s s t e l l a i r e s . CR 260 1574—1576. — Im Gegensatz zur Mehrzahl stellarer Spek-

'246

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

trallinien sind gewisse verbotene Linien koronaler Herkunft, wie etwa die Fe X I V Linie X 5303, polarisiert. Verf. zeigt, daß in diesem und ähnlichen Fällen die Depolarisation durch induzierte Übergänge unbedeutend ist. Loh. 5355. S. W. Bublew, C h a r a c t e r i s t i c s o f t h e H e I I I z o n e in t h e a t m o s p h e r e s o f W R s t a r s . A J UdSSR 42 718—729 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. findet die Beziehungen, die den Zusammenhang zwischen den Hauptparametern der He Iii-Zone der sich bewegenden Hülle eines WR-Sterns herstellen. Nach der Analyse schon bekannter Merkmale zeigt sich, daß der Strahlungsdruck, der mit der Streuung an freien Elektronen zusammenhängt, eine der Breite der Emissionsbanden entsprechende Ausströmungsgeschwindigkeit gewährleisten kann. Für Sterne verschiedener Leuchtkraft werden die Konzentration der freien Elektronen und die Flußgeschwindigkeit an der unteren Grenze der He IH-Zone sowie die Ausdehnung dieser Zone und auch der jährliche Massenverlust abgeschätzt. Die Ergebnisse werden mit denen anderer Untersuchungen verglichen, die optische (durch Elektronenstreuung bedingte) Dicke der Atmosphäre wird abgeschätzt. Verf. (ü.) 5356. M. Saitö, On s h o c k p r o p a g a t i o n a n d c h r o m o s p h e r i c o f l a t e t y p e s t a r s . Publ. Astr. Soc. Japan 17 107—126. 5357. M . J . Seaton,

Collision

cross

sections.

structure

Vgl. Ref. 1328 S. 33—45.

5358. A. J . Skalafuris, T h e s t r u c t u r e o f a s h o c k f r o n t in a t o m i c h y d r o g e n . I I . T h e r e g i o n o f i n t e r n a l r e l a x a t i o n . A p J 142 351—368. 5359. P. Souffrin, R é p o n s e d ' u n e a t m o s p h è r e e x c i t é e p a r une s o u r c e a c o u s t i q u e étendue et stationnaire. Application à l ' a t m o s p h è r e s o l a i r e . CR 26» 2135—2137 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 322. 5360. E.A.Spiegel, C o n v e c t i v e i n s t a b i l i t y s p h e r e . I . A p J 141 1068—1090.

in

a

compressible

atmo-

5361. S . E . S t r o m , W. Kalkofen, T h e e f f e c t o f d e p a r t u r e s f r o m L T E on s t e l l a r c o n t i n u u m f l u x e s in t h e s p e c t r a l - t y p e B 5 — AO. A J 70 693— 694. — Ref. AAS. 5362. S.E.Strom, E.H.Avrett, T h e t e m p e r a t u r e s t r u c t u r e o f e a r l y - t y p e m o d e l s t e l l a r a t m o s p h e r e s . I I . A g r i d o f s t e l l a r m o d e l s . A p J Suppl 12 1—97. — Ref. in A p J 143 280. 5363. T. 1 . Swihart, A t e m p e r a t u r e - c o r r e c t i o n p r o c e d u r e . A p J 141 821. 5364. S. P. Talwar, H y d r o m a g n e t i c NASA T N D-2218, 3 + 14 S. 5365. Y. Terashita, S. Matsushima, 694—695. — Ref. AAS.

stability

White

of s t e l l a r

dwarf

atmospheres.

atmospheres.

AJ

70

5366. R. N. Thomas, C o m m e n t on t h e d i f f e r e n c e b e t w e e n a n o n - L T E a n d a p u r e - a b s o r p t i o n m o d e l f o r t h e l i n e - b l a n k e t i n g e f f e c t . A p J 141 333—335. 5367. R. N. Thomas, C o m p u t a t i o n o f t h e l i n e s o u r c e f u n c t i o n , a r e v i e w o f t h e p h y s i c a l p r o b l e m . Vgl. Ref. 1328 S. 71—96. 5368. T. Tsuji, N o n - g r e y m o d e l a t m o s p h e r e s in r a d i a t i v e Publ. Astr. Soc. Japan 17 152—176.

equilibrium.

5369. W. Unno. T h e i n f l u e n c e o f a t m o s p h e r i c l a y e r s on t h e p u l s a t i o n o f C e p h e i d v a r i a b l e s . Publ. Astr. Soc. Japan 17 205—230.

65, 1965

247

53. Sternatmosphären

5370. M. S. Vardya, T h e r m o d y n a m i c s of a s o l a r c o m p o s i t i o n g a s e o u s m i x t u r e . MN 129 205—213 = Berkeley Repr. Nr. 295. — Berechnung der thermodynamischen Eigenschaften einer Atmosphäre, die aus Wasserstoff in verschiedenen Ionisationszuständen, Helium und 16 weiteren Elementen, ebenfalls verschiedener Zustände, besteht. Der Einfluß einiger bei den Rechnungen gemachter Vernachlässigungen wird abgeschätzt. PS 5371. M. S. Vardya, K.-H. Böhm, P r e s s u r e b r o a d e n i n g a n d o p a c i t y t h e M2V s t a r H D 95735. MN 131 89—94 = Berkeley Repr. Nr. 315.

in

5372. B. Weymann, G. Chapman, On t h e p o s s i b i l i t y of d e t e c t i n g s t e l l a r Coronas a t r a d i o f r e q u e n c i e s . ApJ 142 1268—1270. — I n der Entwicklung der roten Riesen ist Ejektion ein wichtiger Paktor. Trotzdem besteht über die Umstände noch beträchtliche Ungewißheit, und das Problem, die spektroskopischen Beobachtungen des verschobenen Absorptionskerns zu verstehen, ist noch ungelöst. Die Anwendung der Sonnenwindtheorie auf die roten Riesen führte z. B. bei den Phänomenen in a Orionis zu verschiedenen Schwierigkeiten. Die Hauptschwierigkeit wird dadurch hervorgerufen, daß für den heißen Teil des Teilchenflusses eine sehr große Menge H a zu erwarten ist. Die Berechnung dieses Phänomens ist ziemlich schwierig und deshalb unsicher. Zweck dieser Notiz ist es, darauf hinzuweisen, (1) daß eine viel einfachere Berechnungsmethode verwendet werden kann, um wenigstens ein sehr einfaches Modell für den Pluß auszuschließen; (2) daß ein heißer Teilchenfluß, wenn er existiert, in a Ori durch die Radioastronomen im Bereich zwischen 1 mm und 1 cm sehr wohl wahrnehmbar sein könnte und (3) daß gleich empfindliche Tests für einen solchen Fluß im Bereich zwischen 2000 und 3000 A. gemacht werden könnten. HHR 5373. 0 . C. Wilson, S t e l l a r c h r o m o s p h e r e s a n d Ca I I H a n d K s i o n . Vgl. Ref. 1328 S. 381—382.

emis-

5374. S. J . Wilson, K. K. Sen, M o d i f i e d s p h e r i c a l h a r m o n i c m e t h o d a n d s p h e r i c a l geometry. II. — T r a n s f e r p r o b l e m in spherically Symmetrie f i n i t e s t e l l a r a t m o s p h e r e . Ann d'Astrophys 28 348—352. AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB

62 63 63 63 63 63 63 64 64 64 64

Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref.

5314 5302 5303 5310 5315 5330 5346 5310 5342 5370 5374

= = = = = = = = = = =

Publ. Obs. Nice Nr. 2. Harv Repr Nr. 624. Harv Repr Nr. 622. Publ. Obs. Nice Nr. 7. Publ. Obs. Nice Nr. 11. Harv Repr Nr. 623. Harv Repr Nr. 617. Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 269. Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 53. Mt. Stromlo Obs. Repr. Nr. 102, Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 316.

248

65, 1965

VI. Theoretische Astrophysik

§ 54 Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten Sterne, Sonne 5401. M. L. Aizenman, T h e d y n a m i c a l p r o b l e m of t h e J e a n s s p h e r o i d s . ApJ 142 922—924. 5402. S. P. S. Anand, T h e v i r i a l t h e o r e m f o r r a d i a t i n g a n d g r a v i t a t i n g g a s e o u s s y s t e m s a n d i t s a p p l i c a t i o n s . Ann d'Astrophys 28 632—642. — Der (früher abgeleitete) Spannungstensor für Strahlung wird der Bewegungsgleichung idealer Flüssigkeiten beigefügt, um einen allgemeineren Tensor-Virialsatz abzuleiten. Aber nur der skalare Virialsatz wird dann auf die Stabilität und Schwingungsperiode von Sternen, teils mit Magnetfeld, angewandt. Unterschiede von früheren ähnlichen Arbeiten werden kurz angeführt. Schließlich folgen Gleichungen für die Dissipation der Pulsationen. DGW 5403. S. P. S. Ânand, On C h a n d r a s e k h a r ' s l i m i t i n g m a s s f o r r o t a t i n g w h i t e d w a r f s t a r s . Proc. National Acad. Sei. USA 54 23—26. — Die Grenzmasse eines heißen rotierenden weißen Zwerges ist 6.8175 /¿c~ 2 9Kq. 5404. J. R. Auman, J . Bahng, E f f e c t of r a d i a t i o n m o d e l s . AJ 70 318. — Ref. AAS.

pressure

on

stellar

5405. J. R. Auman, J. Bahng, S t r u c t u r e a n d e v o l u t i o n of m e d i u m - m a s s s t a r s . I I I . E f f e c t of r a d i a t i o n p r e s s u r e o n s t e l l a r m o d e l s . ApJ 142 170—173 = Contr. Dearborn Obs. Nr. 32. — Direkte Integrationen von Sternmodellen mit und ohne Strahlungsdruck zeigen, daß der Strahlungsdruck in Sternen von 2 bis 5 Sonnenmassen die Leuchtkraft verkleinert, die Masse im Konvektionskern vergrößert und die Entwicklung verlangsamt (um 18% bei 5 3ÏÎ0). Die Resultate können durch Ähnlichkeitstransformationen verstanden werden. DGW 5406. 3. Baerentzen, T h e a d i a b a t i c t e m p e r a t u r e - g r a d i e n t and the s p e c i f i c h e a t c p i n o u t e r h y d r o g e n - h e l i u m c o n v e c t i o n z o n e s . ZfA 62 221—227 = Medd. Ole Romer-Obs. Arhus Nr. 34. 5407. A. Baglin, M o d è l e s de n a i n e s b l a n c h e s à t e m p é r a t u r e n o n n u l l e . CR 260 2424—2426. — Die Zentraltemperatur eines (Stems im Stadium eines) weißen Zwerges von etwa 1.1 ®!Q durchläuft während seiner Entwicklung ein Minimum. Die nachfolgende Aufheizung kann zu Reaktionen von C- und O-Kernen (z. B. C 12 + C12) führen, durch die rasch große Energien erzeugt werden würden. Loh. 5408. N.Baker, R. Kippenhahn, T h e p u l s a t i o n s of m o d e l s of D e l t a C e p h e i s t a r s . I I . ApJ 142 868—889 = Sonderdruck Max-Planck-Inst. Phys. Astrophys. München. 5409. A. C. Banerji, V. K. Gurtu, C r o s s - r a d i a l o s c i l l a t i o n s of m a g n e t i c s t a r s . Proc. National Acad. Sei. India (A) 34 463—472, 1964. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2583. 5410. A. C. Banerji, V. K. Gurtu, C r o s s - r a d i a l m o t i o n i n s i d e a v i s c o u s m a g n e t i c s t a r . Proc. National Acad. Sei. India (A) 34 473—480, 1964. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2583. 5411. A. H. Bennick, L. Motz, A m o d e l f o r a h o m o g e n e o u s s t a r of m o d e r a t e m a s s . ApJ 141 195—200. — Die Integration wird unter der (üblichen) Voraussetzung durchgeführt, daß der Stern einen konvektiven Kern und eine

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54. Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten

249

konvektive Hülle besitzt, zwischen denen eine Zone mit Strahlungsgleichgewicht liegt. Als wesentlicher Parameter geht eine Größe ein, die dem Verhältnis der durch den CN-Zyklus produzierten Energie zu der von der p—p-Reaktion herrührenden Energie gleich ist. Es ergibt sich, daß für einen Hauptreihenstem entgegen den Resultaten anderer Autoren ein konvektiver Kern auch dann existiert, wenn der Proton-Proton-Zyklus überwiegt. PS 5412. F. E. Bisshopp, P. P. Niiler, O n s e t of c o n v e c t i o n i n a r a p i d l y t i n g f l u i d s p h e r e . J . Fluid Mechanics 23 459—469.

rota-

5413. F. Bitter, U l t r a s t r o n g m a g n e t i c f i e l d s . Sei. American 213 Nr. 1 S. 65—73. — Die Bedeutung überstarker Magnetfelder (mehr als 107 Gauß) wird hier für Materie unter Bedingungen wie im Stern- und Planeteninneren untersucht. Loh. 5414. R. van der Borght, Wail Fook Sun, N o n - r a d i a l a d i a b a t i c o s c i l l a t i o n s of v e r y m a s s i v e s t a r s . Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 51 978—985. — I n vorliegender Arbeit werden nichtradiale adiabatische Schwingungen sehr massereicher Sterne untersucht. Einige Ergebnisse, die sich durch numerische Integration der das Problem beschreibenden Differentialgleichungen ergeben, werden für Sterne mit Massen 2JÏ = 2JIQ m/ft 2 (10 < m < 80) dargestellt. Verf. (ü.) 5415. A. Bonry, P. Ledoux, S t a b i l i t é v i b r a t i o n n e l l e d e s é t o i l e s d ' h é l i u m p u r . Ann d'Astrophys 28 353—356 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 146. — Reine Heliumsterne sind gegen Oszillationen nur stabil, wenn ihre Masse kleiner als 7.8 9R© ist. FS 5416. A. Boury, U n t h e r m o m è t r e à n e u t r i n o s p o u r la d é t e r m i n a t i o n d e l a t e m p é r a t u r e c e n t r a l e d u S o l e i l . Ciel et Terre 81 6—11 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 486. 5417. G. R. Caughlan, W. A. Fowler, T h e f a s t CN c y c l e . AJ 70 670. — Ref. AAS. 5418. G. R. Caughlan, A p p r o a c h t o e q u i l i b r i u m in t h e C N O b i - c y c l e . ApJ 141 688—717. — Ausführliche Untersuchung über die kernphysikalischen Eigenschaften des CNO-Zyklus im Temperaturbereich 10 bis 50 x 106 Besonderes Gewicht wird auf die Erfassung von Resonanzniveaus gelegt. Oster 5419. S. Chandrasekhar, T h e e q u i l i b r i u m a n d t h e s t a b i l i t y of t h e D e d e k i n d e l l i p s o i d s . A p J 141 1043—1055. — Dedekind-Ellipsoide sind Flüssigkeitskonfigurationen im Gleichgewicht unter eigener Gravitation und mit homogener interner Wirbelstärke. Mittels des erweiterten Virialsatzes wird gezeigt, daß nicht nur die Gestalt, sondern auch die Schwingungen zweiter Ordnung mit denen der Jacobi-Reihe (starre Rotation) übereinstimmen. Dagegen sind die Schwingungen dritter Ordnung, bei denen Instabilität einsetzt, verschieden. DGW 5420. S. Chandrasekhar, T h e e q u i l i b r i u m a n d t h e s t a b i l i t y of t h e R i e m a n n e l l i p s o i d s . I. ApJ 142 890—921. 5421. S. Chandrasekhar, T h e p o s t - N e w t o n i a n e q u a t i o n s n a m i c s i n g e n e r a l r e l a t i v i t y . A p J 142 1488—1512.

of

hydrody-

5422. S. Chandrasekhar, T h e p o s t - N e w t o n i a n e f f e c t s of g e n e r a l r e l a t i v i t y o n t h e e q u i l i b r i u m of u n i f o r m l y r o t a t i n g b o d i e s . I. T h e M a c L a u r i n s p h e r o i d s a n d t h e v i r i a l t h e o r e m . A p J 142 1513—1518. 5423. S. Chandrasekhar, T h e s t a b i l i t y of g a s e o u s m a s s e s f o r r a d i a l a n d n o n - r a d i a l o s c i l l a t i o n s i n t h e p o s t - N e w t o n i a n a p p r o x i m a t i o n of g e n e r a l r e l a t i v i t y . A p J 142 1519—1540.

250

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

5424. S. Chandrasekhar, P o s t - N e w t o n i a n e q u a t i o n s of h y d r o d y n a m i c s a n d t h e s t a b i l i t y of g a s e o u s m a s s e s i n g e n e r a l r e l a t i v i t y . P h y s . R e v . Letters 14 241—244. 5425. D.-h. Chen, W.-I. Xu, N.-b. Pan, A m e t h o d of c o m p u t i n g m o d e l s of m e d i u m - m a s s s t a r s w i t h a n e l e c t r o n i c c o m p u t e r . Acta Astr. Sinica 13 193—206 (chines, mit engl. Ref.). 5426. M. J. Clement, T h e r a d i a l a n d n o n - r a d i a l o s c i l l a t i o n s of s l o w l y r o t a t i n g g a s e o u s m a s s e s . A p J 141 210—231. — Dies ist die Anwendung einer früheren Arbeit (vgl. A J B 64 Ref. 5426). Eine Variationsrechnung ergibt die Schwingungen einer starr u n d langsam rotierenden kompressiblen Flüssigkeit im Gleichgewicht u n t e r eigener Gravitation. E i n gegen f r ü h e r verbesserter Ansatz f ü r die Lösung beeinflußt besonders die Trennung der (ohne R o t a t i o n identischen) Eigenfrequenzen der radialen Pulsation u n d der Schwingung zweiter Ordnung. DGW 5427. M. J . Clement, T h e e f f e c t of a s m a l l r o t a t i o n o n t h e c o n v e c t i v e i n s t a b i l i t y of g a s e o u s m a s s e s . A p J 142 243—252. — Polytropen ohne R o t a t i o n sind instabil gegen Konvektion, wenn y < 1 + 1/n ist. F ü r langsame, starre R o t a t i o n wird der kritische W e r t yc als F u n k t i o n der Winkelgeschwindigkeit berechnet. Die Variationsrechnung b e r u h t auf einem gegen f r ü h e r verbesserten Ansatz f ü r die Schwingungen erster u n d zweiter Ordnung. DGW 5428. F. E . Clifford, R. J . Tayler, T h e e q u i l i b r i u m d i s t r i b u t i o n of n u c l i d e s i n m a t t e r a t h i g h t e m p e r a t u r e s . Mem R A S 69 21—81. — Ref. in MN 12» 104. 5429. M. Cretin, J . L. Tassoul, S u r l e s p u l s a t i o n s a d i a b a t i q u e s d ' u n e c o l o n n e g a z e u s e e n é q u i l i b r e r e l a t i f . A n n d'Astrophys 28 982—991. 5430. K.-H. David, N ä h e r u n g e n v o n S ( r ) , J(R) u n d JIF(T), d a r g e s t e l l t d u r c h d i e I n t e n s i t ä t e n a u f d e r S o n n e n s c h e i b e . ZfA 61 237-—240 = Veröff. Univ.-Sternw. Göttingen N r . 138. 5431. W . Deinzer, E . E . S a l p e t e r , 142 813—823.

Models

for

carbon-burning

stars.

ApJ

5432. T. R. Dennis, O n t h e p o s s i b i l i t y of d e t e r m i n i n g t h e h e l i u m c o n t e n t of t h e s u b d w a r f ¡u C a s s i o p e i a e . P u b i A S P 77 283—286. — Bei gegebener Masse h ä n g t die L e u c h t k r a f t eines normalen Sterns vom Molekulargewicht u n d d a m i t v o m Häufigkeitsverhältnis H / H e ab. Daher läßt sich die HeHäufigkeit f ü r kühle Sterne, die keine Heliumlinien in ihren Spektren zeigen, möglicherweise aus der Theorie des inneren A u f b a u e s bestimmen, wenn Masse u n d L e u c h t k r a f t b e k a n n t sind. Der Stern p. Cas scheint f ü r dies Verfahren, das in der Arbeit näher erläutert wird, geeignet zu sein. Voigt 5433. N. Divine, S t r u c t u r e a n d e v o l u t i o n of m o d e l h e l i u m stars. A p J 142 824—840. — Die innere S t r u k t u r u n d die Entwicklung eines ursprünglich reinen Heliumsterns wird neu berechnet, indem viele Einflüsse der Strahlung, E n t a r t u n g u n d der Energiequellen genau behandelt werden. Am E n d e des Heliumbrennens e n t s t e h t ein Sauerstoffkern. Die Resultate werden unter anderem m i t Wolf-Rayet-Sternen verglichen. DGW 5434. N. Divine, N u m e r i c a l e v a l u a t i o n of t h e d e g e n e r a t e e q u a t i o n of s t a t e . A p J 142 1652—1655. — Die Zustandsgieichung im Sterninnern h ä n g t von der E n t a r t u n g u n d von kT/mc 2 d u r c h drei Integrale a b . Diese Integrale werden durch eine Formel dargestellt, welche f ü r Maschinenrechnung bequem ist u n d deren Fehler höchstens 0.3 % b e t r ä g t . DGW

65, 1965

54. Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten

251

5435. J. Faulkner, K. Griîfiths, F. Hoyle, On t h e s u r f a c e b o u n d a r y c o n d i t i o n f o r s t a r s . MN 129 363—393. — Die Berechnung von Sternmodellen mit äußeren Konvektionszonen hängt empfindlich von den Bedingungen in der photosphärischen und subphotosphärischen Schicht ab. Verf. beschreiben eine Methode f ü r eine Integration von außen nach innen durch die Konvektionszone hindurch, ohne eine Annahme über die Länge des Mischungsweges. F ü r die Sonne werden ins Einzelne gehende Ergebnisse mitgeteilt. F ü r andere Sterne sind Druck und Tiefe der Schicht, in der eine Temperatur von 105 ° erreicht wird, als Punktion von Masse, effektiver Temperatur, Leuchtkraft und chemischer Zusammensetzung gegeben. Voigt 5436. G. M. Ferrero, R a d i a t i v e o s c i l l a t i o n s in a s t e l l a r g a s e o u s m a s s ( r a d i a t i v e - a c o u s t i c w a v e s ) . AttiAccad.Sei.Torino(I) 99 709—722(italien.). — Ref. in Phys. Abstr. 68 2211. 5437. W. A. Fowler, F. Hoyle, N u c l e o s y n t h e s i s i n M a s s i v e S t a r s a n d S u p e r n o v a e . Chicago—London, The University of Chicago Press, 1965. 6 + 148 S. Preis $ 4.50. — B. in BSAF 80 301—302, Obs 86 86—87. 5438. W. A. Fowler, E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, F. Hoyle, T h e s y n t h e s i s a n d d e s t r u c t i o n of e l e m e n t s i n p e c u l i a r s t a r s of t y p e s A a n d B. A p J 142 423—450. — Nach einer Beschreibung der Häufigkeitsanomalien in Ap-Sternen wird vorgeschlagen, daß diese Sterne bereits Biesen mit einem entarteten Kern gewesen sind. Viele der Anomalien deuten auf Erzeugung durch den r-Prozeß im Sterninnern. Dieser Prozeß kann auch ohne explosive Zerstörung des Sterns stattfinden, falls Heliumbrennen zuerst an der Außenseite des entarteten Kerns bedeutend wird, so daß die Erhitzung des Kerns und seine Ausdehnung nur schalenweise stattfinden. Eine ausführliche Schlußdiskussion behandelt die Wahrscheinlichkeit dieser Erklärung und außerdem Kernreaktionen an der Sternoberfläche, Zumischung aus dem Sterninnern oder von einem Begleiter und entwicklungsmäßig vielleicht verwandte Sterne. DGW 5439. W. A. Fowler, M a s s i v e s t a r s American Phil. Soc. 109 181—188.

and

strong

radio

sources.

Proc. B. 0.

5440. M.Gabriel, P. Ledoux, C. Denis, L a g é n é r a t i o n d ' é n e r g i e d a n s u n n o y a u c o n v e c t i f . Ann d'Astrophys 28 643—647 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 149. — Langlebige Kerne im C-N-Zyklus werden durch den ganzen Konvektionskern massiger Sterne gemischt. Sie erreichen daher nicht genau die Häufigkeit, die sie in lokalem Gleichgewicht erreichen würden. Statt dessen muß ihre Häufigkeit gemittelt über die ganze Kernmasse stationär bleiben. Die entsprechende Korrektur der Leuchtkraft beträgt einige Prozent. DGW 5441. P. Giannone, M. A. Giannuzzi, H e l i u m - b u r n i n g é v o l u t i o n of m a s s i v e s t a r s . Nuovo Cimento (10) 86 1267—1282 = Öss. Astr. Roma Contr. Sei. (3) Nr. 34. — Ausgehend von homogenen Hauptreihenmodellen (X = 0, Y = 0.98, Z = 0.02) wird die Entwicklung von Heliumsternen mit 2.9 bzw. 14.6 3äq bis zum Ausbrennen des Heliums im konvektiven Kern untersucht. Die Energieerzeugung rührt von der 3a-Reaktion und den Prozessen 12 C (a,y) 16 0 und 1 6 0 (a, y) 20 Ne her. Die relativen Häufigkeiten der so entstandenen Elemente werden längs des Entwicklungsweges berechnet. I m ausgebrannten Stadium ist O 16 das häufigste Element, während Ne 20 nur in sehr massereichen Sternen merkbar wird. Der Energieverlust durch Neutrinos stellt nur bei diesen Sternen einen merklichen Bruchteil 1 %) der Gesamtenergie dar. Während der Durchmesser des Sterns nahezu konstant bleibt, nimmt der konvektive Kern immer größere Ausmaße an. Die effektive Temperatur der Modelle beträgt 105 Im Laufe der Entwicklung bewegen sich die Sterne im HR-Diagramm von der Hauptreihe für die homogenen Modelle nach links. F ü r den Entwicklungsweg ergeben sich 1.4 x 106 a bei 2.9 SK© bzw. 3.7 x 105 a bei 14.6 9R©. Henn

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VI. Theoretische Astrophysik

5442. D. 0 . Gough, J . P. Ostriker, R. S. Stobie, O n t h e p e r i o d s of p u l s a t i n g s t a r s . A p J 142 1649—1652. — Pernies Resultat (vgl. A J B 64 Ref. 12813), daß die Perioden pulsierender Sterne der Gleichung P = k ( R / R q ) 2 genügen, p a ß t theoretisch nicht zur Schwingung des ganzen Sterns. Aber die Schwingung der Atmosphäre außerhalb der He-Ionisationszone ergibt sowohl die richtige Potenz von R als auch den beobachteten Wert von k. DGW 5443. I . Gratton, C o n f i g u r a z i o n i d i e q u i l i b r i o d i c o r p i f o r t e m e n t e i m p l o s i . I — I I I . Lincei Rend. Sci. fis. m a t . n a t . (8) 37 222—230, 354—359, 1964; 38 25—33 = Oss. Astr. R o m a Contr. Sci. (3) Nr. 38. — Verf. berechnet u n d diskutiert die Ergebnisse der Integration der Differentialgleichungen des Gleichgewichts einer kugelsymmetrischen Masse unter der A n n a h m e der Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie u n d einer speziellen Gleichung zwischen Dichte u n d Druck. B. C. 5444. L. Gratton, P. Giannone, V e r y l a r g e m a s s e s i n a d i a b a t i c e q u i l i b r i u m . Mem SA I t (NS) 36 44.5—462. — Die hier diskutierten beiden Modelle sollen zur Erklärung der Quasare beitragen. Das erste Modell ist ein relativistischpolytropes, das Gratton schon an anderer Stelle diskutiert h a t . Das zweite Modell besteht aus einem extrem relativistischen K e r n , den eine gewöhnliche polytrope Hülle umgibt. Verf. weisen darauf hin, daß vieles an diesen Überlegungen hypothetisch ist. Loh. 5445. R. H. Hobart,

Non-linear

field

equilibria.

Proc. Phys. Soc.

85

610—611.

5446. M. Hurley, P. H. Roberts, O n h i g h l y r o t a t i n g p o l y t r o p e s . IV. A p J Suppl 11 95—120. — Ref. in A p J 141 340. — Die numerischen Resultate früherer Arbeiten von P. H . Roberts über Polytropen mit starrer Rotation werden in F o r m von Tabellen wiedergegeben. PS 5447. W. S. Imschennik, E. W. Kotok, D. K. Nadjoshin, Z u r r a s c h e n B e r e c h n u n g h o m o g e n e r S t e r n m o d e l l e . Wiss. Informationen Astr. R a t UdSSR 1965 Nr. 1 S. 48—54 (russ. mit engl. R e f . ) . — Homogene Sternmodelle mit 4 3J!q, 8 2J?0, 16 9JJq und X = 0.70, Z = 0.05 wurden in Anlehnung an das von Henyey etc. (vgl. A J B 59 Ref. 5505) entworfene «rasche» Verfahren durchgerechnet u n d mit bereits vorliegenden Ergebnissen verglichen. Die Übereinstimmung ist (sehr) gut. Loh. 5448. K. Kaminisi, A d i a b a t i c e x p o n e n t f o r i r o n - h e l i u m a n d p a i r c r e a t i o n . Progr. Theoret. Phys. 34 424—432. 5449. K. Kaminisi, E l e c t r o n d e g e n e r a c y a t t u r e s . Progr. Theoret. Phys. 34 1048—1049.

extremely

high

transition tempera-

5450. Z. Kopal, T h e e f f e c t s of r a d i a t i v e b r a k i n g o n f r e e p e r i o d s o f s t e l l a r p u l s a t i o n s . ZfA 61 156—164 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) N r . 123. — F ü r die Berechnung von Pulsationen wird das Virialtheorem einschließlich derjenigen Glieder angewendet, die die Wechselwirkung der Materie repräsentieren. E s ergibt sich, daß in diesem Fall die Periode sehr heller Sterne n u r geringfügig vergrößert wird. Merklichen Einfluß können die Wechselwirkungsterme nur gewinnen, wenn es sich u m Sterne sehr hoher Dichte handelt. PS 5451. G. E. Kotscharow, K e r n r e a k t i o n e n i n S t e r n e n u n d s o l a r e N e u t r i n o s . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 29 1734—1739 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 4.51.288: I m Temperaturintervall 5 X 10« < T < 30 X 10 6 ° wird die Energieausbeute verschiedener Kernreaktionen untersucht. Außerdem wird die Möglichkeit diskutiert, solare Neutrinos zu registrieren (gek.). Ra.

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54. Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten

253

5452. E.A.Kraut, F r e e r a d i a l m o d e s in a c o m p r e s s i b l e c o n d u c t i n g f l u i d s p h e r e c o n t a i n i n g a u n i f o r m i n t e r n a l m a g n e t i c field. JGR 70 3927—3933. 5453. B. Kuchowicz, P o w s t a w a n i e p i e r w i a s t k o w c h e m i c z n y c h w g w i a z d a c h . Urania Kraköw 36 2—8, 34—41, 71—81, 103—107, 135—140, 205—213, 247—256. 5454. M. Kuperus, T h e t r a n s f e r of m e c h a n i c a l e n e r g y in t h e S u n a n d t h e h e a t i n g of t h e c o r o n a . Rech. Astr. Obs. Utrecht 17 Part 1, 71 S. 5455. W. A. Kusmin, N e u t r i n o g e n e r a t i o n in t h e s o l a r i n t e r i o r . AJ UdSSR 42 1228—1231 (russ. mit engl. Ref.). — Die Neutrinoerzeugung bei der He 3 (p, e+v) He 4 -Reaktion im Sonneninneren wird diskutiert. Die effektiven, an der Erzeugung von B 8 -Neutrinos und (He 3 p)-Neutrinos beteiligten Teilmassen umfassen 0.03 2T(q bzw. 0.57 2J?q. Die Intensitätsverteilung der (He 3 p)-Neutrinoerzeugung hat bei M r RI 0.05 2J?q (r RI 0.08 R q ) ein Maximum. Verf. (ü., gek.) 5456. W. A. Kusmin, N e u t r i n o s t r a h l u n g u n d T h e r m o m e t r i e d e s S o n n e n i n n e r e n . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 29 1743—1745 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 9.51.417: Verf. untersucht die Möglichkeit, thermonukleare Prozesse und die innere Struktur der Sonne durch Registrierung ihrer Neutrinostrahlung zu erforschen. Die Größe der durch Flüsse solarer Neutrinos in verschiedenen Detektoren auf der Erde hervorgerufenen Effekte wird abgeschätzt. Eine Abschätzung der aus der Messung der Ströme solarer Neutrinos bei den verschiedenen Reaktionen erhaltenen experimentellen Daten hat gezeigt, daß die Registrierung der Neutrinostrahlung eine wirksame Methode zur Thermometrie des Sonneninneren ist. Verf. (ü., gek.) 5457. W. A. Kusmin, N e u t r i n o p r o d u c t i o n in t h e r e a c t i o n in s o l a r i n t e r i o r s . Phys. Letters 17 27—28.

3

H e (p, e + v) 4 H e

5458. N. R. Lebovitz, On S c h w a r z s c h i l d ' s c r i t e r i o n f o r t h e s t a b i l i t y of g a s e o u s masses. ApJ 142 229—242. — Schwarzschilds Kriterium für Stabilität gegen Konvektion kann nicht nur durch physikalische Argumente, sondern nun auch mittels der Differentialgleichungen und einer Variationsrechnung bewiesen werden. Wenn das Kriterium dp/dr —c2(r) do/dr > 0 (c = Schallgeschwindigkeit) im ganzen Stern befriedigt ist, dann sind alle Schwingungsperioden reell. Obwohl die Vollständigkeit der betrachteten Schwingungen nicht bewiesen ist, bedeutet diese Realität sehr wahrscheinlich die erwartete vollständige Stabilität des Sterns. Das Resultat verlangt nur sehr milde Bedingungen für (j (r) im Gleichgewicht. DGW 5459. N. R. Lebovitz, On t h e o n s e t of c o n v e c t i v e i n s t a b i l i t y . ApJ 142 1257—1260. 5460. D. N. Limber, P.H.Roberts, On h i g h l y r o t a t i n g p o l y t r o p e s . V. ApJ 141 1439—1442. — In Fortführung früherer Arbeiten zu diesem Thema wird bewiesen, daß der innere Aufbau rasch rotierender Sterne erheblich von dem nichtrotierender Sterne abweichen kann. FS 5461. R. L. Macklin, J. H. Gibbong, N e u t r o n c a p t u r e d a t a a t s t e l l a r t e m p e r a t u r e s . Rev. Modern Phys. 37 166—176. — Für die im s-Prozeß wichtigen Kerne werden Einfangquerschnitte für Neutronen mit kT = 5 bis 90 keV tabellarisch angegeben. Die dazu benötigten neuesten Messungen und Untersuchungen, besonders Resonanzen betreffend, sind zusammengefaßt und kurz erläutert. DGW 5462. A. Masani, M. Nelli, A.Martini, E.Albino, S t u d y on t h e of r] A q u i l a e . Vgl. Ref. 1333 S. 255—285.

constitution

254

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

5463. A. G. Massewitsch, G. W. Rüben, S. P. Lomnew, E. I. Popowa, B e r e c h n u n g h o m o g e n e r S t e r n m o d e l l e m i t d e n M a s s e n 4 2J!q, 8 SRq u n d 16 ÜDIq für unterschiedliche chemische Zusammensetzung und verschied e n e O p a z i t ä t s g e s e t z e . Wiss. Informationen Astr. R a t UdSSR 1965 Nr. 1 S. 2—47 (russ. mit engl. Ref.). — Die Rechnungen erstrecken sich auf im ganzen 70 Sternmodelle mit 0.5 < X < 0.99 und 0.001 < Z < 0.005. Bei 12 Modellen wurde die unvollständige Ionisation in den äußeren Schichten berücksichtigt. Diese ist bei 3Ji < 4 ÜKq in Betracht zu ziehen. Die Lage der Modelle im H R D hängt sehr stark von X und Z ab. Die erhaltenen Ergebnisse werden mit denen anderer Autoren verglichen. Loh. 5464. S. M. A. Meggitt, M o d e l s of m a s s i v e s t a r s i n h o m o l o g o u s g r a v i t a t i o n a l c o n t r a c t i o n . Australian J . Phys. 18 297—302. — F ü r Sterne mit 10 < fx12Ji/2Jt0 < 80 wird die Gravitationskontraktion zur Hauptreihe neu berechnet, indem die Energieerzeugung in allen Teilen des Sterns berücksichtigt wird. Die Lösung wird einfach, wenn die Kontraktion homolog ist, mit homogener Häufigkeitsverteilung und Opazität durch Elektronenstreuung. DGW 5465. 1 . Mestel, S t e l l a r m a g n e t i c f i e l d s . I. 3. T h e o r e t i c a l I n t r o d u c t o r y r e p o r t . Vgl. Ref. 1306 S. 87—102. 5466. L. Mestel, « F o s s i l » m a g n e t i c

aspects.

f i e l d s . Vgl. Ref. 1306 S. 4 2 0 - ^ 2 3 .

5467. J. J. Monaghan, I. W. Roxburgh, T h e s t r u c t u r e of r a p i d l y r o t a t i n g p o l y t r o p e s . MN 131 13—21. — Die Lösung der Gleichungen des inneren Aufbaues rasch rotierender Sterne mit polytroper Struktur wird für die inneren und die oberflächennahen Zonen getrennt mit Näherungsverfahren berechnet. Die Gesamtlösung wird durch Zusammensetzung der beiden Teillösungen an einer geeignet gewählten Stelle erhalten. FS 5468. J. J. Monaghan, M a g n e t i c f i e l d s i n s t e l l a r b o d i e s . I. M a g n e t i c f i e l d s i n p o l y t r o p e s . MN 131 105—119. — Durch Reihenentwicklungen nach Tschebyscheffschen Polynomen und Beschränkung auf deren Hauptglieder wird das Magnetfeld im Innern eines Sterns berechnet. Die Resultate hängen nur wenig vom angenommenen Wert des Polytropenindex ab. FS 5469. D.W.Moore, 327. — Ref. AAS.

E.A.Spiegel,

On

convective

overstability.

A J 70

5470. S. C. Morris, P. Demarque, J. R. Percy, M a i n s e q u e n c e a n d early e v o l u t i o n a r y m o d e l s f o r m o d e r a t e l y m a s s i v e s t a r s . A J 70 145. — Ref. AAS. 5471. S. Musman, A n a n a l o g u e — Ref. AAS.

for solar

hydrodynamics.

A J 70 686.

5472. R. S. Oganesjan, Ü b e r e i n e n s p e z i e l l e n F a l l d e s G l e i c h g e w i c h t s einer r o t i e r e n d e n z y l i n d r i s c h e n K o n f i g u r a t i o n in Anwesenheit e i n e s M a g n e t f e l d e s . Astrofisika 1 193—196 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. erörtert die Frage des Gleichgewichts einer selbstgravitierenden zylindrischen Konfiguration unter Berücksichtigung der Rotation in Anwesenheit eines Magnetfeldes, wobei sich die zentrifugalen und magnetischen K r ä f t e gegenseitig kompensieren sollen. Die magnetische Feldstärke wird für die Fälle co = co0 = const und a> = co0/( 1 + a 2 r 2 ) berechnet. Verf. (ü.) 5473. R. G. Ostie, 191—197.

Physical

conditions

in

gaseous

spheres.

MN 131

65, 1965

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

255

5474. J . Ostriker, C y l i n d r i c a l E m d e n a n d a s s o c i a t e d f u n c t i o n s . A p J Suppl 11 167—184. — Ref. in A p J 142 1312. — Sechsstellige Tafeln der Emdenschen Funktionen f ü r 13 verschiedene Werte des Polytropenindex. FS 5475. W. P. Pearce, J . Bahng, S t r u c t u r e a n d e v o l u t i o n of m e d i u m - m a s s s t a r s . I I . T h e e x t e n t of t h e c o n v e c t i v e c o r e i n m i d d l e m a i n s e q u e n c e s t a r s . A p J 142 164—169 = Contr. Dearborn Obs. Nr. 31. — Hauptreihenmodelle werden f ü r fünf Häufigkeitsverteilungen berechnet. I n jeder Reihe wird die größte Sternmasse ohne Konvektionskem bestimmt. Sie liegt DGW zwischen 0.9 und 1.4 Sonnenmassen. 5476. J . Perdang, S u r l a r é a c t i o n 3 a d a n s u n e é t o i l e p u i s a n t e . Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 34 736—749 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 507. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1756. 5477. C. Popovici, O n t h e Vgl. Ref. 1325 S. 9—10.

problem

of

energy

transfer

in

the

Sun.

5478. G.D.Ray, A n e x a c t a n a l y t i c s o l u t i o n f o r p r o p a g a t i o n of s h o c k w a v e s i n a s e l f - g r a v i t a t i n g g a s s p h e r e . Proc. National Inst. Sei. India (A) 31 276—286. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2005. 5479. H.Reeves, P.Stewart, P o s i t r o n - c a p t u r e p r o c e s s e s a s a p o s s i b l e s o u r c e of t h e p e l e m e n t s . A p J 141 1432—1438. — Bei genügend hohen Temperaturen (109 °) im Sterninneren entsteht durch Paarbildung aus "/-Strahlung eine Gleichgewichtskonzentration von Positronen. Somit können s-Elemente durch Positroneneinfang und anschließenden /?-Zerfall in p-Elemente umgewandelt werden. Die Lebensdauer vieler s-Elemente gegenüber diesem Umwandlungsprozeß ist kurz im Vergleich zur abgeschätzten Verweilzeit von Sternen in Entwicklungsphasen mit ausreichend hohen Temperaturen. Der Prozeß sollte daher effektiv sein. Wn. 5480. A. Reiz, N u m e r i c a l i n t e g r a t i o n of s t e l l a r s t r u c t u r e e q u a t i o n s f o r n o n - r e l a t i v i s t i c d e g e n e r a c y . Obs 85 128—129 = Publ. Kobenhavns Obs. Nr. 185. 5481. H. Robe, S u r l e s o s c i l l a t i o n s n o n r a d i a l e s d ' u n e s p h è r e . Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 51 598—603 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 503. 5482. P. H. Roberts, On t h e t h e r m a l i n s t a b i l i t y f l u i d s p h e r e . A p J 141 240—250.

of a h i g h l y

rotating

5483. I. W. Roxburgh, A n o t e o n t h e b o u n d a r y of c o n v e c t i v e z o n e s i n s t a r s . MN 130 223—228. — Es wird berechnet, wie weit Turbulenzelemente aus konvektiven Zonen in benachbarte Zonen mit thermisch stabiler Schichtung eindringen können. Unter stark vereinfachenden Annahmen ergibt sich, daß die Eindringtiefe klein im Verhältnis zur Skalenhöhe ist. Unter diesen Umständen ist auch der Einfluß auf die Zirkulationen im Innern der Sterne gering. FS 5484. I.W.Roxburgh, J . S. Griffith, P.A.Sweet, O n m o d e l s of n o n s p h e r i c a l s t a r s . I. T h e t h e o r y of r a p i d l y r o t a t i n g m a i n s e q u e n c e s t a r s . ZfA 61 203—221 = Glasgow Univ. Obs. Repr. Nr. 58. — Eine frühere Arbeit über schnell rotierende Polytropen (vgl. Ref. 5467) wird auf ein realistischeres Sternmodell verallgemeinert. Der Stern besteht aus einem schwach deformierten Kern (Cowling-Modell) und einer stark deformierten Hülle, deren Gravitationspotential gänzlich durch den Kern bestimmt wird. Als Beispiel der Rechenmethode wird eine Lösung graphisch und tabellarisch angegeben. DGW

VI. Theoretische Astrophysik

256

65, 1965

5485. I . W. Roxburgh, O n m o d e l s of n o n s p h e r i c a l s t a r s . I I . R o t a t i n g w h i t e d w a r f s . ZfA 62 134—142 = Sonderdruck Max-Planck-Inst. Phys. Astrophys. München. — Das Gleichgewicht starr rotierender weißer Zwerge wird mit Hilfe der Annahmen früherer Arbeiten berechnet. Wichtig sind Sterne mit der größten Geschwindigkeit, bei der selbst der Äquator noch stabil ist. Das Masse-Radius-Verhältnis solcher Sterne wird graphisch dargestellt. Die obere Massengrenze wird kaum durch die Rotation beeinflußt. — Es wird vorgeschlagen, daß massige Sterne ihre Masse am Äquator durch Rotation verlieren. I n diesem Fall zeigen die Rechnungen, daß alle Sterne den Zustand eines stabilen weißen Zwerges erreichen können. Es folgt eine kurze Behandlung der Wechselwirkung zwischen Stern und verlorener Masse. DGW 5486. I. W. Roxburgh, P. A. Strittmatter, R o t a t i o n a l s p r e a d of t h e m a i n s e q u e n c e . ZfA 63 15—21. —• F ü r gleichförmig rotierende Sterne von BO bis FO wurden unter der Annahme einer grauen Atmosphäre Modelle gerechnet. Zwischen i = 0° und i = 90° tritt bei maximaler Rotation eine Differenz von > l m in M v und von 0 m l in B - V auf. I m H R D erscheinen voll rotierende Sterne in Abhängigkeit vom Spektraltyp vertikal um 0 m 6 bis 1T9 verschoben, wobei Sterne mit i = 0° (Pol zur Erde gerichtet) näher an der Hauptreihe liegen als Sterne mit i = 90°. Sehr. 5487. I. W. Roxburgh, S o m e s t e a d y , self-consistent r o t a t i n g m a g n e t i c s t a r s . Vgl. Ref. 1306 S. 103—110.

solutions

for

5488. G. Rüben, E i n V e r g l e i c h d e r S t e r n m o d e l l e m i t t l e r e r M a s s e m i t d e n S t e r n e n d e r H a u p t r e i h e . Mitt. AG 1965 S. 93—94. — Ref. AG. 5489. H.Ruhm, 32—34.

Die

Energiequellen

der

Sterne

I,

II.

SuW 4 5—8,

5490. W. L. W. Sargent, A p o s s i b l e r e l a t i o n s h i p b e t w e e n t h e p e c u l i a r A s t a r s a n d t h e A B o ö t i s s t a r s . A p J 142 787—790. — Bei Sternen vom Typ X Boo handelt es sich um metallarme A-Sterne, die eine Entwicklung im Sinn der von Fowler, Burbidge und Hoyle (vgl. Ref. 5438) entwickelten Theorie durchmachen. FS 5491. W. C. Saslaw, M. Schwarzschild, O v e r s h o o t i n g f r o m s t e l l a r c o n v e c t i v e c o r e s . A p J 142 1468—1480. — E s wird geprüft, inwieweit die in einer Zone eines Sterns herrschende Konvektion auf das benachbarte Gebiet mit thermisch stabiler Schichtung übergreifen kann. Unter Benutzung der hydrodynamischen Gleichungen, in denen nur die linearen Glieder berücksichtigt werden, ergibt sich, daß die bisher übliche Vernachlässigung dieses Effekts in guter NäFS herung zulässig ist. 5492. M. Schwarzschild, S t r u c t u r e a n d E v o l u t i o n of t h e S t a r s . Neudruck des in A J B 58 Ref. 5224 zitierten Buches. New York, Dover Publications Inc., 1965. 296 S. Preis $2.25. — B. in Coelum 34 87—88, Sky Tel. 31 229. 5493. M. Schwarzschild, R. Härm, T h e r m a l i n s t a b i l i t y i n n o n - d e g e n e r a t e s t a r s . A p J 142 855—867. — Bei numerischer Berechnung der Entwicklung eines sonnenähnlichen Sterns bis zum Heliumbrennen erscheint eine unerwartete Instabilität. Diese wird mit vereinfachten Gleichungen erklärt. Eine Energiequelle in einer genügend dünnen Schale des Sterns verursacht eine Ausdehnung der Schale bei nahezu konstantem Gasdruck. Falls die entstehende Erhitzung nicht schnell genug weggeleitet wird, liefern Kernreaktionen weitere Energie. Das Heliumbrennen ist genügend temperaturabhängig, um eine solche Instabilität zu verursachen. DGW

66, 1965

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

257

5494. P. A. Seeger, W. A. Fowler, D. D. Clayton, N u c l e o s y n t h e s i s of h e a v y e l e m e n t s b y n e u t r o n c a p t u r e . A p J Suppl 11 121—166. — Ref. in A p J 141 341. — Dank neuer ausgiebiger Messungen und Untersuchungen können die Häufigkeiten der schweren Elemente innerhalb des Sonnensystems befriedigend genau durch Erzeugung in s- und r-Prozessen erklärt werden. Ausführliche Tabellen und Figuren geben unter anderem die Anteile jedes Elementes an den zwei Prozessen an. Nach Unterscheidung zweier sehr kurz dauernder r-Prozesse werden die nötigen Neutronenströme berechnet. DGW 5495. P.B.Shaw, D.D.Clayton, F. C. Michel, P h o t o n - i n d u c e d i n s t e l l a r i n t e r i o r s . Phys. Rev. (2) 140 B1433—B1441.

Beta

decay

5496. M. Steenbeck, F. Krause, D i f f é r e n t i e l l e R o t a t i o n u n d S t r ö m u n g e n . Mitt. AG 1965 S. 94—95. — Ref. AG.

meridionale

5497. M. Steenbeck, F.Krause, M e r i d i o n a l e S t r ö m u n g e n i m Inneren d e r S o n n e a l s U r s a c h e d e r d i f f e r e n t i e l l e n R o t a t i o n . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 335—340. — Die différentielle Rotation der Sonne kann als Wechselwirkung zwischen der Zähigkeit des Gases und meridionalen Strömungen erklärt werden. Es wird gezeigt, daß bei kleinen Reynoldsschen Zahlen und unter der Annahme eines solchen Richtungssinns der meridionalen Strömungen, bei dem Materie im Äquatorbereich absinkt, die Äquatorzonen vorlaufen können. Ba. 5498. R. Steinitz, O v e r s t a b i l i t y —119.

in r o t a t i n g

stars.

Vgl. Ref. 1306 S. 117

5499. R. Stoeckly, P o l y t r o p i c m o d e l s w i t h f a s t , n o n - u n i f o r m r o t a t i o n . A p J 142 208—228. — Polytropen im Gleichgewicht mit inhomogener Rotation werden numerisch berechnet. Gründe für die Wahl einer einfachen Funktion für die Winkelgeschwindigkeit werden ausführlich behandelt. Bei genügend inhomogener, schneller Rotation wird das Sterninnerste stärker als ein MacLaurinSphäroid deformiert. Die entsprechende Instabilität, welche bei starrer Rotation nicht vorkommt, dürfte zur Bildung von Doppelsternen beitragen. DGWT 54100. K. Suda, N u c l e a r s i z e c o r r e c t i o n t o t h e T h o m a s - F e r m i e q u a t i o n of s t a t e a n d i t s e f f e c t o n t h e m a s s l i m i t of c o m p l e t e l y d e g e n e r a t e c o n f i g u r a t i o n s . Pubi. Astr. Soc. J a p a n 17 427—432 = Sendai Astr. Rap. Nr. 93. — Auf Grund einer Neuberechnung der Kerngrößenkorrektion zur ThomasFermischen Zustandsgieichung wird die Chandrasekharsche Massengrenze im wesentlichen bestätigt. Loh. 54101. S. Temesvary, T h e H a y a s h i - C a m e r o n l i m i t f o r s t a b l e p r o t o s t a r s . Vgl. Ref. 1333 S. 60—62. 54102. H.-C. Thomas, O n s e t of h e l i u m Mitt. AG 1965 S. 93. — Ref. AG.

burning

quasi-stationary

in a s t a r

of 1.3S510.

54103. W. Unno, O n t h e c o n v e c t i v e s t a b i l i t y i n a r e g i o n of v a r i a b l e m e a n m o l e c u l a r w e i g h t . ZfA 61 268—272 = Sonderdruck Max-Planck Inst. Phys. Astrophys. München. — Die untere Grenze der Konvektionszone eines Sterns kann in einem Gebiet mit örtlich veränderlichem Molekulargewicht liegen. Verf. beweist, daß sich in diesem Fall nichts am Stabilitätskriterium ändert, weil im Grenzgebiet die lokalen Unterschiede des Molekulargewichts durch turbulente Diffusion hinlänglich gut verwischt werden. FS 54104. K.Walter, G e o r d n e t e S t r ö m u n g e n i n i n s t a b i l e n Schichten großer A u s d e h n u n g mit A n w e n d u n g auf stellare Konvektionsz o n e n . Ann d'Astrophys 28 648—671 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 84. — Es wird gezeigt, daß in instabilen atmosphärischen Schichten örtlich Astronom. Jahresbericht 1965

17

258

65, 1965

VI. Theoretische Astrophysik

begrenzte, nichtstationäre Strömungen in Form von ringzellenförmigen Strömungssystemen auftreten können. Beispiele solcher Strömungsformen werden f ü r zwei verschiedene Werte der Viskosität numerisch ausgerechnet. Ferner werden die Frage der Existenz einer Schichtung der äußeren Konvektionszone der Hauptreihensterne und die Möglichkeit des Vorkommens von Ringzellenströmungen in dieser Zone untersucht. Verf. 54105. J. W. Wandakurow, A n i n s t a b i l i t y m e c h a n i s m f o r p u l s a t i n g s t a r s . DAN 164 525—528 (russ.). — Die Möglichkeit, daß sich nichtradiale Eigenschwingungen einer radial pulsierenden Atmosphäre aufschaukeln können, wird für den Fall der Kompressibilität bei homogener Dichteverteilung untersucht. Die Amplitude dieser Schwingungen kann durch Materieauswurf verkleinert werden. Andererseits kann die Instabilität zu Periodenänderungen bei Sternen etwa des RV Tauri-Typs führen. Petri 54106. B. Warner, A c o m p a r i s o n a n d N i I. Obs 85 72—74. 54107. N. 0 . Weiss, M a g n e t i c Vgl. Ref. 1306 S. 330—332.

of s o l a r c u r v e s of g r o w t h

flux tubes and convection

for Fe I

in t h e

Sun.

54108. R. Weymann, R. L. Sears, T h e d e p t h of t h e c o n v e c t i v e e n v e l o p e o n t h e l o w e r m a i n s e q u e n c e a n d t h e d e p l e t i o n of l i t h i u m . A p J 142 174—181. — Erneute Diskussion der Frage, warum Lithium in der Sonnenatmosphäre relativ selten ist. Ejektion von Massen aus der Sonne ist nicht wirksam genug, um das Defizit an Lithium zu erklären. Die Konvektionszone reicht rechnerisch nicht tief genug, um das vorhandene Lithium bis in Tiefen der Temperatur 3 X 106 Grad zu bringen, wo es zerfallen würde. Da die untere Grenze der Konvektionszone unscharf ist, könnte dennoch ein erheblicher Anteil Lithium durch «Überschießen» in die heißen Schichten gelangen. Eine wirkliche Klärung ist nur mittels einer genauen Theorie der Konvektion möglich. FS 54109. R.Weymann, R. L. Sears, L i t h i u m d e p l e t i o n o n t h e m a i n s e q u e n c e . Publ ASP 77 141—142. — Ref. ASP. 54110. R. A. Wolf, R a t e s of n u c l e a r Phys. Rev. (2) 137 B1634—B1643.

reactions

in

solid-like

stars.

54111. S. Yabushita, I n i t i a l m o t i o n s of a J a c o b i e l l i p s o i d a w a y i t s u n s t a b l e f o r m . A p J 141 232—239. 54112. S t a r s a n d S t e l l a r S y s t e m s . Vol. 8. S t e l l a r gegeben von L. H . A l l e r , D. B. M c L a u g h l i n . Chicago, Press, 1965. 20 + 648 S. Preis $ 17.50. — B. in Ann Orion Schaffhausen 11 156, Sei. American 214 Nr. 5 150 1650, 151 555, Sky Tel. 31 42, 290—292.

Structure. University of d'Astrophys S. 144—145,

from

HerausChicago 29 150, Science

Planeten 54113. H. Bondi, L. Marder, T h e i n t e g r a t i o n of t h e e q u a t i o n s of p l a n e t a r y C o n s t i t u t i o n . Geophys. J . RAS 10 69—79. — Die von Bondi und Bondi eingeführten Homologie-Invarianten Q, S und N (vgl. A J B 49 Ref. 5204) erweisen sich auch als geeignet für die Behandlung und Integration der Gleichungen des inneren Aufbaues von Planeten. Verf. geben hierzu Beispiele, insbesondere in Bezug auf die Struktur von Mars und Venus. Loh. * * R. T. Reynolds, A.L.Summers, Vgl. Ref. 8812.

Models

of

Uranus

and

Neptune.

65, 1965 AJB AJB AJB AJB AJB

64 64 64 64 64

55. Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern Réf. Ref. Ref. Ref. Ref.

5404 = 5454 = 5461 = 5463 = 5464.—

259

Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 313. Univ. Obs. St. Andrews Repr. Nr. 21. Pubi. Kabenliavns Obs. Nr. 182. Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 488. W. B. in PAT 46 159.

§ 55 Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern 5501. L.H.Auer, N. J. Woolf, M a s s l o s s a n d t h e f o r m a t i o n of w h i t e d w a r f s t a r s . A p J 142 182—188. — Auch Sterne mit zwei bis sieben Sonnenmassen können weiße Zwerge werden. Der Massenverlust, der Voraussetzung dieser Entwicklung ist, wird durch Ejektion infolge nuklearer Prozesse in Gang gesetzt. FS 5502. F. C. Auluck, D. S. Kothari, R a n d o m

fragmentation.

ZfA 63 9—14.

5503. J . R. Auman, S t r u c t u r e a n d e v o l u t i o n of m e d i u m - m a s s s t a r s . I V . T h e e a r l y e v o l u t i o n of a s t a r of 2 s o l a r m a s s e s . A p J 142 462 —472 = Contr. Dearborn Obs. Nr. 34. — Ein Stern mit 2 2KQ wird als Beispiel des Übergangs zwischen oberer und unterer Hauptreihe betrachtet. Seine Entwicklung wird unter Einbeziehung aller Eigenschaften der oberen und unteren Hauptreihe bis zur Stufe des Heliumkerns mit Schalenenergiequelle berechnet. DGW Es folgt ein Vergleich mit früheren Resultaten. 5504. P. Bodenheimer, J.E.Forbes, N.L.Gould, L. G. Henyey, S t u d i e s in s t e l l a r e v o l u t i o n . I. T h e i n f l u e n c e of i n i t i a l C N O a b u n d a n c e s i n a s t a r of m a s s 2.3. A p J 141 1019—1042 = Berkeley Repr. Nr. 302. — F ü r Sterne mit 2.3 20t© u n d verschiedener chemischer Zusammensetzung wird die Entwicklung im Vor-Hauptreihenstadium und auf der Hauptreihe berechnet. Insbesondere wird untersucht, wie die «Kohlenstoff-Einsenkung» (Abnahme der Leuchtkraft im H R D ) vor Erreichen der Hauptreihe von der Häufigkeit der schweren Elemente und speziell vom C, N, O-Verhältnis abhängt. Voigt 5505. P. Bodenheimer, S t u d i e s i n s t e l l a r e v o l u t i o n . I I . L i t h i u m d e p l e t i o n d u r i n g t h e p r e - m a i n - s e q u e n c e c o n t r a c t i o n . A p J 142 451— 461 = Berkeley Repr. Nr. 307. — Die Gravitationskontraktion bis auf die Hauptreihe wird für Sterne mit 0.5 bis 1.2 2KQ berechnet, um die Vernichtung von Lithium — an der unteren Grenze der Konvektionszone — möglichst genau zu bestimmen. Die theoretischen und beobachteten Änderungen der Li-Häufigkeit entlang der Hauptreihe der Hyaden stimmen befriedigend überein. Das Resultat ist unabhängig vom unsicheren Masse-Leuchtkraftverhältnis. DGW 5506. P. Bodenheimer, Lithium depletion e v o l u t i o n . Publ ASP 77 124. — Ref. ASP.

in

pre-main

sequence

5507. P. N. Cholopow, O n t h e t h e o r y of s t e l l a r e v o l u t i o n a n d s o m e p r o p e r t i e s of s t a r c l u s t e r s . A J UdSSR 42 369—376 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. ü b t Kritik an der Beschreibung der Sternentwicklung in Kugelsternhaufen, wie sie von Schwarzschild und Sandage angegeben wurde. E r findet unter anderem, daß nicht alle Haufen dieselbe anfängliche Leuchtkraftfunktion haben, und daß die sehr hellen Hauptreihensterne, die gelegentlich oberhalb des Abschneidepunktes beobachtet werden, genau so alt sind wie die Mehrzahl der Haufensterne. Oster 17»

65, 1965 AJB AJB AJB AJB AJB

64 64 64 64 64

55. Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern Réf. Ref. Ref. Ref. Ref.

5404 = 5454 = 5461 = 5463 = 5464.—

259

Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 313. Univ. Obs. St. Andrews Repr. Nr. 21. Pubi. Kabenliavns Obs. Nr. 182. Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 488. W. B. in PAT 46 159.

§ 55 Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern 5501. L.H.Auer, N. J. Woolf, M a s s l o s s a n d t h e f o r m a t i o n of w h i t e d w a r f s t a r s . A p J 142 182—188. — Auch Sterne mit zwei bis sieben Sonnenmassen können weiße Zwerge werden. Der Massenverlust, der Voraussetzung dieser Entwicklung ist, wird durch Ejektion infolge nuklearer Prozesse in Gang gesetzt. FS 5502. F. C. Auluck, D. S. Kothari, R a n d o m

fragmentation.

ZfA 63 9—14.

5503. J . R. Auman, S t r u c t u r e a n d e v o l u t i o n of m e d i u m - m a s s s t a r s . I V . T h e e a r l y e v o l u t i o n of a s t a r of 2 s o l a r m a s s e s . A p J 142 462 —472 = Contr. Dearborn Obs. Nr. 34. — Ein Stern mit 2 2KQ wird als Beispiel des Übergangs zwischen oberer und unterer Hauptreihe betrachtet. Seine Entwicklung wird unter Einbeziehung aller Eigenschaften der oberen und unteren Hauptreihe bis zur Stufe des Heliumkerns mit Schalenenergiequelle berechnet. DGW Es folgt ein Vergleich mit früheren Resultaten. 5504. P. Bodenheimer, J.E.Forbes, N.L.Gould, L. G. Henyey, S t u d i e s in s t e l l a r e v o l u t i o n . I. T h e i n f l u e n c e of i n i t i a l C N O a b u n d a n c e s i n a s t a r of m a s s 2.3. A p J 141 1019—1042 = Berkeley Repr. Nr. 302. — F ü r Sterne mit 2.3 20t© u n d verschiedener chemischer Zusammensetzung wird die Entwicklung im Vor-Hauptreihenstadium und auf der Hauptreihe berechnet. Insbesondere wird untersucht, wie die «Kohlenstoff-Einsenkung» (Abnahme der Leuchtkraft im H R D ) vor Erreichen der Hauptreihe von der Häufigkeit der schweren Elemente und speziell vom C, N, O-Verhältnis abhängt. Voigt 5505. P. Bodenheimer, S t u d i e s i n s t e l l a r e v o l u t i o n . I I . L i t h i u m d e p l e t i o n d u r i n g t h e p r e - m a i n - s e q u e n c e c o n t r a c t i o n . A p J 142 451— 461 = Berkeley Repr. Nr. 307. — Die Gravitationskontraktion bis auf die Hauptreihe wird für Sterne mit 0.5 bis 1.2 2KQ berechnet, um die Vernichtung von Lithium — an der unteren Grenze der Konvektionszone — möglichst genau zu bestimmen. Die theoretischen und beobachteten Änderungen der Li-Häufigkeit entlang der Hauptreihe der Hyaden stimmen befriedigend überein. Das Resultat ist unabhängig vom unsicheren Masse-Leuchtkraftverhältnis. DGW 5506. P. Bodenheimer, Lithium depletion e v o l u t i o n . Publ ASP 77 124. — Ref. ASP.

in

pre-main

sequence

5507. P. N. Cholopow, O n t h e t h e o r y of s t e l l a r e v o l u t i o n a n d s o m e p r o p e r t i e s of s t a r c l u s t e r s . A J UdSSR 42 369—376 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. ü b t Kritik an der Beschreibung der Sternentwicklung in Kugelsternhaufen, wie sie von Schwarzschild und Sandage angegeben wurde. E r findet unter anderem, daß nicht alle Haufen dieselbe anfängliche Leuchtkraftfunktion haben, und daß die sehr hellen Hauptreihensterne, die gelegentlich oberhalb des Abschneidepunktes beobachtet werden, genau so alt sind wie die Mehrzahl der Haufensterne. Oster 17»

260

VI. Theoretische Astrophysik

* * P. N. Cholopow, O n t h e c l u s t e r s . Vgl. Ref. 14121.

unified

origin

65, 1965

and

evolution

of

* * F. E. Clifford, R. J. Tayler, T h e e q u i l i b r i u m d i s t r i b u t i o n of i n m a t t e r a t h i g h t e m p e r a t u r e s . Vgl. Ref. 5428. 5508. A. Colino, E l u n i v e r s o . I . I n s t . nac. Electrónica 8 25—30.

La

5509. P. Demarque, J . R . P e r c y , T h e s t a r s . A J 70 136. — Ref. AAS. * * N. Divine, S t r u c t u r e R e f . 5433.

and

vida

de

una

evolutionary

evolution

estrella. status

of m o d e l

of

helium

star

nuclides R e v . teen. ß

Cephei

stars.

Vgl.

5510. M . E . D i x o n , T h e t w o - c o l o u r d i a g r a m a s a k e y t o p a s t r a t e s of s t a r f o r m a t i o n a n d p a s t r a t e s of m e t a l e n r i c h m e n t of t h e i n t e r s t e l l a r m e d i u m . MN 129 51—61. — F ü r Einzelsterne der L e u c h t k r a f t klassen V u n d V I m i t r < 100 pc u n d sicher b e k a n n t e n Farbenindizes B - V u n d U - B wurden Zweifarben-Diagramme konstruiert, u n d zwar getrennt f ü r verschieden große Raumgeschwindigkeiten. Die Größe des UV-Exzesses w u r d e als Maß f ü r den Metallgehalt verwandt. Die Diskussion der D i a g r a m m e f ü h r t e zu folgenden Schlüssen: E i n großer Teil der Sterne ist zu Beginn der Entwicklung der Galaxis innerhalb einiger 108 J a h r e entstanden. I m interstellaren Medium ist damals das Verhältnis f der Häufigkeiten von F e : H (mit dem f ü r die Sonne gültigen W e r t als Einheit) von f = 0 auf f = 0.5 bis 0.75 gestiegen. Die heutigen W e r t e liegen zwischen f = 0.5 u n d f = 1.55. O. G. 5511. D. Ezer, A. G. W. Cameron, E a r l y e v o l u t i o n . A J 70 139. — Ref. AAS.

contraction

phases

of

stellar

5512. D. Ezer, A. G. W. Cameron, S o l a r e v o l u t i o n w i t h v a r y i n g G. A J 70 675. — Ref. AAS. 5513. D. Ezer, A. G. W. Cameron, A s t u d y of s o l a r e v o l u t i o n . Canadian J . Phys. 43 1497—1517. — Die hier durchgerechneten Sonnenmodelle umfassen d e n Zeitraum von der Stabilitätsschwelle a b bis heute, d. h. von dem Augenblick a b , in dem die freiwerdende Gravitationsenergie genau ausreicht, u m die thermische, die Dissoziations- u n d die Ionisationsenergie zu bestreiten. Die heutige Sonne (bzw. ihre integralen Parameter) resultiert d a n n , wenn f ü r Z/H RI 1 bis 2 sowie ursprünglich X = 0.739 u n d Y = 0.240 angenommen werden. Die Rechnungen zeigen wiederum, daß die Sonne im anfänglichen K o n t r a k t i o n s s t a d i u m «ine Zeitlang (sa 106 J a h r e ) eine sehr große L e u c h t k r a f t h a t t e u n d sich d a n n bei etwa heutiger L e u c h t k r a f t in etwa 5 x 10' J a h r e n in die H a u p t r e i h e einordnete. Loh. 5514. G. B. Field, W. C. Saslaw, A s t a t i s t i c a l m o d e l of t h e f o r m a t i o n of s t a r s a n d i n t e r s t e l l a r c l o u d s . A p J 142 5 6 8 — 5 8 3 . — U n t e r B t n u t z u n g des Modells von Oort (1954) f ü r die Bildung u n d Auflösung interstellarer Wolken werden Sternentstehungsrate u n d Massenspektrum der Wolken abgeleitet u n d empirisch bestätigt. Insbesondere ist die resultierende Sternentstehungsrate proportional z u m Q u a d r a t der mittleren Gasdichte (in Übereinstimmung m i t dem empirischen B e f u n d v o n M. Schmidt (1959)). Wn. 5515. C. Hayashi, T. Nakano, C o n t r a c t i o n of a p r o t o s t a r u p t o t h e s t a g e of q u a s i - s t a t i c e q u i l i b r i u m . Progr. Theoret. P h y s . 33 554—556. 5516. C. Hayashi, T. Nakano, T h e r m a l a n d d y n a m i c a l p r o p e r t i e s of a p r o t o s t a r a n d i t s c o n t r a c t i o n t o t h e s t a g e of q u a s i - s t a t i c e q u i l i b r i u m . Progr. Theoret. Phys. 34 754—775.

55. Entstehung u n d Entwicklung von Himmelskörpern

261

5517. C. Hayashi, R. Höshi, D. Sugimoto, A d v a n c e d p h a s e s of of p o p u l a t i o n I I s t a r s . Progr. Theoret. Phys. 34 885—911.

evolution

65, 1965

5518. M. Hayashi, P r e - m a i n - s e q u e n c e s t a g e s of s t a r s . J a p a n 17 177—198 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 274.

Publ. Astr. Soc.

5519. L. G. Henyey, P. Bodenheimer, F.Over, R.Ulrich, P o s t - m a i n e v o l u t i o n . P u b l A S P 77 130. — Ref. ASP. * * L. G. Henyey, R. D. Levee, M e t h o d s f o r t h e a u t o m a t i c of s t e l l a r e v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1503.

sequence

computation

* * L. G. Henyey, M. S. Vardya, P. Bodenheimer, S t u d i e s i n s t e l l a r e v o l u t i o n . I I I . T h e c a l c u l a t i o n of m o d e l e n v e l o p e s . Vgl. Ref. 5324. 5520. P. W. Hodge, T h e l o c a t i o n of s t a r f o r m a t i o n i n g a l a x i e s . 150 374—375. — Ref. * * E. Hofmeister, S o m e p r o p e r t i e s of C e p h e i d s t h e o r y of s t e l l a r e v o l u t i o n . Vgl. Ref. 12324.

derived

Science

from

the

5521. I. Iben jr., S t e l l a r - e v o l u t i o n . I. T h e a p p r o a c h t o t h e m a i n s e q u e n c e . A p J 141 993—1018. — Der Übergang von gravitativer K o n t r a k t i o n zu Kernreaktionen als Hauptenergiequelle der Sterne wird untersucht (Population I, Massenbereich 0.5 < 3JI/SJIQ < 15.0). Die Erschöpfung des C 12 von hohen Anfangswerten bis zu Werten, die dem Gleichgewicht mit N 1 4 im CN-Zyklus entsprechen, wird im einzelnen berechnet. Die Annäherung an die Hauptreihe im H R D u n d die Zeitskala unterscheiden sich f ü r Sterne mit SJt > 1.25 3J2Q merklich von früheren Rechnungen. Voigt 5522. I. Iben jr., S t e l l a r e v o l u t i o n . I I . T h e e v o l u t i o n of a 3 MQ s t a r f r o m t h e m a i n s e q u e n c e t h r o u g h c o r e h e l i u m b u r n i n g . A p J 142 1447—1467. — Die Resultate f ü r die Entwicklung eines Sterns mit 3 3J!Q werden ausführlich behandelt u n d graphisch dargestellt (Leuchtkraft, Radius, etc. als Funktionen der Zeit, der Verlauf der Zustandsgrößen u n d Brennstoffhäufigkeiten durch das Sterninnere zu neun Zeitpunkten). Beobachtbare Resultate betreffen den Unterschied der Li-Häufigkeit in Capella F und G (verursacht durch Verbrennung u n d Massenverlust), das Verhältnis N 14 /C 12 an der Sternoberfläche (welches einige theoretische Unsicherheiten entscheiden kann), u n d die Rolle der Reaktion N 1 4 (a, y) F 1 8 (welche die 3 a-Reaktion auslösen kann). DGW 5523. J. N. Jefremow, (russ.).

Das

Leben

der

Sterne.

E u W 1 Nr. 2 S. 23—31

5524. R. Kippenhahn, A. Weigert, S o m e n e w r e s u l t s i n s t e l l a r t h e o r y . Mitt. AG 1965 S. 53—64. 5525. R. Kippenhahn, P r o b l e m e Blätter 21 425. — Ref.

der

Entwicklung

der

evolution

Sterne.

Phys.

5526. R. Kippenhahn, H.-C. Thomas, A. Weigert, S t e r n e n t w i c k l u n g I V . Z e n t r a l e s W a s s e r s t o f f - und H e l i u m b r e n n e n bei einem S t e r n von 5 Sonn e n m a s s e n . ZfA 61 241—267 — Sonderdruck Max-Planck-Inst. Phys. Astrophys. München. — Eine zeitliche Sequenz von 400 Modellen f ü r einen Pop. I-Stern von 5 9JJQ wird mit Hilfe eines früheren Rechenprogramms (vgl. A J B 64 Ref. 5522) berechnet. Die ersten Stadien werden mit der Entwicklung eines Sterns von 7 2RQ (vgl. A J B 64 Ref. 5523, Ref. 5524) verglichen. Die Phase der an das zentrale Heliumbrennen anschließenden Kernkontraktion wird genauer behandelt. Wichtig ist das Mischen von H u n d H e mittels einer sehr tief dringenden äußeren Konvektionszone. Schlußbemerkungen betreffen unter anderem den schnell rotierenden Kern. DGW

262

VI. Theoretische Astrophysik

5527. R. Kippenhahn, S t e l l a r S. 7—16.

evolution

and

65, 1965

variability.

Vgl. Ref. 1333

5528. I. M. Kopylow, A n e v o l u t i o n a r y interpretation of the H-R diagram for hot stars. II. The period-luminosity relation and mass e s of l o n g - p e r i o d C e p h e i d s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 33 286—300 (russ. mit engl. Ref.). — N a c h der Bestimmung der E n t f e r n u n g s m o d u l n von offenen Sternhaufen, die Cepheiden enthalten, werden deren absolute Helligkeiten b e s t i m m t u n d die Periode-Helligkeitsbeziehung aufgestellt. Folgende Intervalle ergeben sich: - 6 T 0 < M b 0 ] < - 0 m 7 5 , 4900° < T e f f < 6900°, 9 R Q < R < 200 R © . Vergleich der Entwicklungswege der B-Sterne mit der Lage der Cepheiden im H R D erlaubt, die Massen der letzteren auf 3 bis 11 3K© abzuschätzen. Verf. zieht den Schluß, daß sich B1.0—B6.5-Sterne im Verlauf ihrer Entwicklung von der ursprünglichen H a u p t r e i h e in Cepheiden umwandeln können. Auf die Pulsationsinstabilität wird kurz eingegangen, die optimale Masse der Cepheiden auf 3.5— 5.5 9J!Q eingeschränkt u n d die untere Grenze f ü r des Verweilen eines Sterns von 4—5 3J!Q im Cepheiden-Stadium auf I bis 4 x 107 J a h r e geschätzt. Loh. 5529. E . W . Kotok, C o m p u t a t i o n s of t h e e a r l y s t a g e s of of s t a r s w i t h 1 5 . 6 , 2 0 a n d 30 s o l a r m a s s e s . A J U d S S R 42 (russ. mit engl. Ref.).

evolution 1221—1227

5530. S.-m. Kung, D.-h. Chen, T h e e v o l u t i o n a r y t r a c k in t h e H-R d i a g r a m of m o d e l s t a r s of 1 . 2 s o l a r m a s s . Acta Astr. Sinica 13 166— 192 (chines, mit engl. Ref.). — Verf. haben eine große Zahl von Sternmodellen durchgerechnet u n d von ihnen diejenigen herausgesucht, die Entwicklungsfolgen darstellen, die a m besten Beobachtungen im H R D erklären. Loh. 5531. D. N. Limber, R o t a t i o n a l l y A J 70 683. — Ref. AAS.

f o r c e d e j e c t i o n in s t e l l a r

evolution.

5532. A. Masuni, R. Gallino, G. Silvestro, N e u t r i n o e m i s s i o n i n t h e l a t e s t a g e s of m a s s i v e s t a r e v o l u t i o n . N u o v o Cimento (10) 38 1142—1168 = Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 237. — Zum Studium der späten E n t wicklungsphasen massiger Sterne werden alle wichtigen Neutrino-Emissionsprozesse diskutiert. Besonders effektiv ist der von Pinaev u n d W a t a g h i n vorgeschlagene URCA-Prozeß. Zeitskala u n d gesamter Energieverlust durch Neutrinos werden berechnet. Die Mechanismen, die den zusammenstürzenden Stern d a r a n hindern, die Schwarzschild-Singularität zu erreichen, werden diskutiert (thermonukleare Kohlenstoffprozesse, Rotation, magnetischer Druck). Voigt 5533. L. Mestel, P r o b l e m s 198, 265—298.

of s t a r

f o r m a t i o n . Quarterly J . R A S 6 161—

5534. R. W. Michie, G a l a x y f o r m a t i o n : T h e n o n l i n e a r 327. — Ref. AAS. 5535. R. W. Michie, G a l a x y A J 70 685. — Ref. AAS.

formation:

The

p r o b l e m . AJ

fragmentation

70

problem.

5536. L. W. Mirsojan, K o n t i n u i e r l i c h e E n t s t e h u n g u n d E n t w i c k l u n g s t e m p o d e r S t e r n e i n S t e r n a s s o z i a t i o n e n . Astrofisika 1 109—124 (russ. m i t engl. Ref.). * * L. W. Mirsojan, Ü b e r d i e r ä u m l i c h e V e r t e i l u n g u n d d a s l u n g s t e m p o d e r O — B l - S t e r n e . Vgl. Ref. 14434.

Entwick-

* * S.C.Morris, P. Demarque, J . R . P e r c y , M a i n s e q u e n c e a n d e a r l y l u t i o n a r y m o d e l s f o r m o d e r a t e l y m a s s i v e s t a r s . Vgl. Ref. 5470.

evo-

65, 1965

55. Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern

263

5537. B. Paczyúski, E w o l u c j a g w i a z d w g r o m a d a c h k u l i s t y c h . Postgpy Astr. 13 113—114. — Zusammenfassender Bericht über die in A J B 62 Ref. 14227, A J B 64 Ref. 5518 und 14227 zitierten Arbeiten. E. R. 5538. B. Paczyúski, G w i a z d y n a p r z e d l u z e n i u c i ^ g u g l ó w n e g o w g r o m a d a c h k u l i s t y c h . Post§py Astr. 13 209. — Kurzer Bericht über die in A J B 64 Ref. 5528 zitierte Arbeit. E. R . * * W. P. Pearce, J. Bahng, S t r u c t u r e a n d e v o l u t i o n of m e d i u m - m a s s s t a r s . I I . T h e e x t e n t of t h e c o n v e c t i v e c o r e i n m i d d l e m a i n - s e q u e n c e s t a r s . Vgl. Ref. 5475. * * I. W. Petrowskaja, Z u r A l t e r s b e s t i m m u n g v o n k u g e l f ö r m i g e n S t e r n h a u f e n a u f d y n a m i s c h e W e i s e . Vgl. Ref. 14228. 5539. A. Poveda, T h e a g e s of t h e s t a r s t h a t i l l u m i n a t e t h e c o m e t a r y n e b u l a e . Bol. Obs. Tonantzintla y Tacubaya 4 22—25. — Verf. kommt zu dem Ergebnis, daß die Gebiete der interstellaren Materie, in denen rüsselartige Dunkelwolken auftreten, eine der Geburtsstätten entstehender Sterne sind. Die bereits gebildeten Sterne, von denen die Dunkelwolken beleuchtet werden, zählen zu den jüngsten Sternen, die wir kennen. Es wird für 11 Objekte ein Alter zwischen 6000 und 52 000 Jahren abgeleitet. Ho. 5540. V. C. Reddish, O n r e l a t i v e r a t e s of s t a r Obs 85 35. 5541. R. C. Boeder, P. B. Demarque, A J 70 689. — Ref. AAS.

Solar

f o r m a t i o n in

evolution

5542. I. W. Roxburgh, O n t h e f i s s i o n t h e o r y s t a r s . A J 70 330. — Ref. AAS.

and

galaxies.

cosmology.

of t h e o r i g i n of

binary

5543. E. E. Salpeter, S t e l l a r e v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1323 S. 71—82. 5544. H. Schmidt, E n t w i c k l u n g s v o r g ä n g e 493—501.

im

K o s m o s . Phys. Blätter 21

5545. T. Schmidt-Kaler, T h e e v o l u t i o n a r y s t a t u s of d w a r f e m i s s i o n s t a r s . A J 70 691. — Ref. AAS. * * M. Sehwarzschild, S t r u c t u r e 5492.

B

a n d E v o l u t i o n of t h e S t a r s . Vgl. Ref.

5546. J . B. Seldowitsch, O n t h e p r o b a b i l i t y of b i r t h of A J UdSSR 42 283—286 (russ. mit engl. Ref.). — Ausdrücke zur Bearbeitung der Verteilung von Supersternen werden mitgeteilt. besteht kein Grund anzunehmen, daß in einer fernen Epoche die Supersternen wahrscheinlicher war als heute.

superstars. statistischen Gegenwärtig Bildung von Verf. (ü.)

5547. B. F. Sisteró, E d a d d e l a s e s t r e l l a s d e p o b l a c i ó n I I . Bol. Inst. Mat. Astr. Fís. Córdoba 2 3—10 = Obs. Córdoba Tirada aparte Nr. 120. 5548. L.Spitzer jr., P h y s i c a l S. 46—60.

p r o c e s s in s t a r f o r m a t i o n . Vgl. Ref. 1323

5549. R. Stothers, O n t h e e v o l u t i o n a r y s t a t e of ß C e p h e i s t a r s . A p J 141 671—687. — Die ß Cephei-Sterne werden als nichtrotierende Sterne von 10 bis 20 9MQ angenommen, die in einem fortgeschrittenen Stadium des Wasserstoffbrennens radiale Pulsationen durchmachen. Anschließend an frühere Arbeiten wurde in Modellrechnungen der von der Hauptreihe wegführende Entwicklungsweg f ü r verschiedene Massen untersucht. Durch Interpolation ergaben sich die Ent-

VI. Theoretische Astrophysik

264

65, 1965

wicklungsphasen, in denen das Verhältnis der berechneten und der beobachteten Perioden übereinstimmt. Die Auswirkung geänderter Annahmen über die chemische Zusammensetzung, Opazität, Energieerzeugung, semikonvektive Zone und Massenverlust werden diskutiert. Ein Hauptergebnis der Arbeit ist, daß ß CepheiSterne mit kleinerer Masse näher bei der ursprünglichen Hauptreihe liegen als solche mit großer Masse, die fast das Ende des Wasserstoffbrennens erreicht haben. 0 . G. 5550. P. F. Tschugajnow, (russ.).

Die

jüngsten

Sterne.

E u W 1 Nr. 6 S. 10—15

5551. S. C. Vila, P r e - w h i t e d w a r f e v o l u t i o n a n d t h e n u c l e i of t a r y n e b u l a e . A J 70 695—696. — Ref. AAS.

plane-

5552. H.H.Voigt, D i e E n t w i c k l u n g d e r S t e r n e . Naturwissenschaften 52 465—470. — Auszug aus der Göttinger Antrittsvorlesung. 5553. G. Wallerstein, O n t h e i n t e r n a l e v o l u t i o n of h e l i u m s t a r s . A p J 142 1260—1262. — Die beobachteten Häufigkeitsverhältnisse in vier B-Sternen mit ungewöhnlich niedrigem Wasserstoffgehalt werden an Hand theoretischer Modelle quantitativ erklärt. Drei der Sterne haben ursprünglich normale Zusammensetzung außer einem reduzierten CNO-Gehalt und bestehen jetzt nur noch aus entwickeltem Material, nämlich aus einer Mischung von 99% Material am Ende des CN-Zyklus und 1 % Material am Ende der 3a-Reaktion. DGW 5554. I.P.Williams, T h e b l u e s t a r s — a r e c o n s i d e r a t i o n of t h e a c c r e t i o n of m a t e r i a l . Ann d'Astrophys 28 46—48. — I n einer früheren Arbeit des Verf. (vgl. A J B 64 Ref. 5540) war gezeigt worden, daß ein Stern von ursprünglich einer Sonnenmasse, der bei dem Umlauf um das Zentrum eines Sternhaufens einem Überriesen folgt, genügend viel Material aufsammeln kann, um sich zu einem blauen Stern zu entwickeln. Das bleibt richtig auch nach der Verbesserung einer früher verwandten Formel. Neue Abschätzungen ergeben nun, daß die Masse des Sterns auch dann schon genügend wächst, wenn er nur bei jedem Umlauf um das Haufenzentrum zweimal den Gasschweif eines Überriesen kreuzt. O. G. 5555. I. P. Williams, T h e e v o l u t i o n of s t a r s f r o m s u p e r - g i a n t t o t h e d w a r f s t a g e s . Ann d'Astrophys 28 672—678. — K a n n Massenverlust einen Riesen in einen weißen Zwerg verwandeln ? Alle nötigen Gleichungen zur Lösung dieser Frage werden zu Homologietransformationen vereinfacht. Kernreaktionen werden vernachläßigt. Der gegenwärtige Massenverlust der Sonne entspricht nur 10 - 4 des nötigen Verlustes. DGW * * D i e E n t w i c k l u n g v o n S t e r n e n g r o ß e r M a s s e . T e i l I. H o m o g e n e S t e r n m o d e l l e . M e t h o d e n u n d E r g e b n i s s e v o n B e r e c h n u n g e n . Vgl Ref. 5463, 5447.

§ 56

Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen 5601. A. W. Artemjew, W. W. Radsijewskij, On t h e o r i g i n of t h e a x i a l r o t a t i o n of p l a n e t s . A J UdSSR 42 124—128 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. zeigen, daß entgegen der seit Laplace bestehenden Meinung die Keplersche Geschwindigkeitsverteilung der Partikel, die sich in der Umgebung der Sonne bilden

VI. Theoretische Astrophysik

264

65, 1965

wicklungsphasen, in denen das Verhältnis der berechneten und der beobachteten Perioden übereinstimmt. Die Auswirkung geänderter Annahmen über die chemische Zusammensetzung, Opazität, Energieerzeugung, semikonvektive Zone und Massenverlust werden diskutiert. Ein Hauptergebnis der Arbeit ist, daß ß CepheiSterne mit kleinerer Masse näher bei der ursprünglichen Hauptreihe liegen als solche mit großer Masse, die fast das Ende des Wasserstoffbrennens erreicht haben. 0 . G. 5550. P. F. Tschugajnow, (russ.).

Die

jüngsten

Sterne.

E u W 1 Nr. 6 S. 10—15

5551. S. C. Vila, P r e - w h i t e d w a r f e v o l u t i o n a n d t h e n u c l e i of t a r y n e b u l a e . A J 70 695—696. — Ref. AAS.

plane-

5552. H.H.Voigt, D i e E n t w i c k l u n g d e r S t e r n e . Naturwissenschaften 52 465—470. — Auszug aus der Göttinger Antrittsvorlesung. 5553. G. Wallerstein, O n t h e i n t e r n a l e v o l u t i o n of h e l i u m s t a r s . A p J 142 1260—1262. — Die beobachteten Häufigkeitsverhältnisse in vier B-Sternen mit ungewöhnlich niedrigem Wasserstoffgehalt werden an Hand theoretischer Modelle quantitativ erklärt. Drei der Sterne haben ursprünglich normale Zusammensetzung außer einem reduzierten CNO-Gehalt und bestehen jetzt nur noch aus entwickeltem Material, nämlich aus einer Mischung von 99% Material am Ende des CN-Zyklus und 1 % Material am Ende der 3a-Reaktion. DGW 5554. I.P.Williams, T h e b l u e s t a r s — a r e c o n s i d e r a t i o n of t h e a c c r e t i o n of m a t e r i a l . Ann d'Astrophys 28 46—48. — I n einer früheren Arbeit des Verf. (vgl. A J B 64 Ref. 5540) war gezeigt worden, daß ein Stern von ursprünglich einer Sonnenmasse, der bei dem Umlauf um das Zentrum eines Sternhaufens einem Überriesen folgt, genügend viel Material aufsammeln kann, um sich zu einem blauen Stern zu entwickeln. Das bleibt richtig auch nach der Verbesserung einer früher verwandten Formel. Neue Abschätzungen ergeben nun, daß die Masse des Sterns auch dann schon genügend wächst, wenn er nur bei jedem Umlauf um das Haufenzentrum zweimal den Gasschweif eines Überriesen kreuzt. O. G. 5555. I. P. Williams, T h e e v o l u t i o n of s t a r s f r o m s u p e r - g i a n t t o t h e d w a r f s t a g e s . Ann d'Astrophys 28 672—678. — K a n n Massenverlust einen Riesen in einen weißen Zwerg verwandeln ? Alle nötigen Gleichungen zur Lösung dieser Frage werden zu Homologietransformationen vereinfacht. Kernreaktionen werden vernachläßigt. Der gegenwärtige Massenverlust der Sonne entspricht nur 10 - 4 des nötigen Verlustes. DGW * * D i e E n t w i c k l u n g v o n S t e r n e n g r o ß e r M a s s e . T e i l I. H o m o g e n e S t e r n m o d e l l e . M e t h o d e n u n d E r g e b n i s s e v o n B e r e c h n u n g e n . Vgl Ref. 5463, 5447.

§ 56

Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen 5601. A. W. Artemjew, W. W. Radsijewskij, On t h e o r i g i n of t h e a x i a l r o t a t i o n of p l a n e t s . A J UdSSR 42 124—128 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. zeigen, daß entgegen der seit Laplace bestehenden Meinung die Keplersche Geschwindigkeitsverteilung der Partikel, die sich in der Umgebung der Sonne bilden

65, 1965

56. Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen

265

und auf einen Planeten fallen, ein Abdrehen desselben nicht in umgekehrter, sondern in direkter Richtimg bewirken. Eine quantitative Rechnung f ü h r t zu Rotationsperioden, die f ü r die Hauptplaneten des Sonnensystems mit den tatsächlichen Perioden übereinstimmen. Verf. (ü.) 5602. D. S. Burnett, W. A. Fowler, F. Hoyle, N u c l e o s y n t h e s i s i n t h e e a r l y h i s t o r y of t h e s o l a r s y s t e m . Geochim. Cosmochim. Acta 29 1209—1241. — Die Nukleosynthese der leichten Elemente D, Li, Be und B wurde nach dem Modell von Fowler, Greenstein und Hoyle (1962) mit neueren Parametern durchgerechnet; vor allem ist auch die Abhängigkeit von der Bestrahlungsdauer, verursacht durch die lange Halbwertszeit des Be 10 , mit berücksichtigt worden. Die Ergebnisse stimmen mit den früheren Werten ungefähr überein. Zä. 5603. W. G. Fessenkow, D i e B e d e u t u n g d e r M e t e o r i t e f ü r d i e L ö s u n g d e s P r o b l e m s d e r E n t s t e h u n g d e s S o n n e n s y s t e m s . Meteoritika Nr. 26 S. 69—76 (russ.). — Nach Besprechung der Altersbestimmung durch Uranzerfall wird die mögliche Bedeutung kurzlebiger radioaktiver Isotope, besonders I 129 , Tl 205 und Pd 107 , für die Entstehung der Planeten und Meteorite herausgearbeitet. Der Zeitraum zwischen der Bildung schwerer Kerne durch eine Supernovaexplosion vor etwa 5 Milliarden Jahren und der Verfestigung der Planetensubstanz war recht kurz (Größenordnung 108a). Chondren konnten schwerlich unmittelbar aus dem lockeren interplanetaren Medium entstehen. Vielmehr ist an Kondensation eines erhitzten Substrats zu denken. Auch für sekundäre Schmelzprozesse ist an kurzlebige Isotope zu denken. Gewöhnliche Radioaktivität und Gravitationsenergie scheiden für die Erhitzung asteroidischer Kleinkörper, aus denen die Meteorite entstanden sind, aus. Petri 5604. R. L. Fleischer, P. B. Price, R. M. Walker, S p o n t a n e o u s f i s s i o n t r a c k s f r o m e x t i n c t P u 2 4 4 i n m e t e o r i t e s a n d t h e e a r l y h i s t o r y of t h e s o l a r s y s t e m . J G R 70 2703—2707. * * W. K. Hartmann, S e c u l a r c h a n g e s in m e t e o r i t i c f l u x t h r o u g h h i s t o r y of t h e S o l a r s y s t e m . Vgl. Ref. 83112. 5605. T. Herczeg, V o n

der

Entstehung

des

5606. S.-S. Huang, F o r m a t i o n of p l a n e t a r y p h e n o m e n o n . A J 70 323. — Ref. AAS.

the

M o n d e s . SuW 4 248—252. systems

as

a

universal

5607. S.-s. Huang, R o t a t i o n a l b e h a v i o r of t h e m a i n - s e q u e n c e s t a r s a n d i t s p l a u s i b l e c o n s e q u e n c e s c o n c e r n i n g f o r m a t i o n of p l a n e t a r y s y s t e m s . A p J 141 985—992. — Verf. entwirft ein Modell, mit dessen Hüfe beobachtete Rotationsgeschwindigkeiten zu postulierten Bremswirkungen in Beziehung gesetzt werden können. Diese Bremswirkungen lassen sich dann wieder mit einer Abgabe von Drehmoment an die Atmosphäre zusammenbringen, von der aus es nicht weggeschafft werden kann. Als Resultat ergeben sich die Größe eines Planetensystems sowie die Wahrscheinlichkeit seines Auftretens, und zwar im wesentlichen als Funktion des Verhältnisses der umgebenden Nebelmasse und der eigentlichen Sternmasse. Oster 5608. S.-s. Huang, S e q u e n c e of e v e n t s i n t h e e a r l y p h a s e of t h e s o l a r s y s t e m . Publ ASP 77 42—52. — Die Entstehung eines Planetensystems wird im Zusammenhang mit der Sternentstehung betrachtet. Dazu wird eine Folge von Ereignissen aufgezeigt, die zu seiner Bildung führen können. Eine quantitative Untermauerung wird wegen der noch zu großen Unsicherheit der einzelnen Faktoren nicht angestrebt, auch nicht behauptet, daß unser Sonnensystem die Reihe dieser Folge tatsächlich durchlaufen habe. Ho. 5609. A.H.Marcus, P o s i t i v e s t a b l e l a w s a n d t h e m a s s d i s t r i b u t i o n of p l a n e t e s i m a l s . Icarus 4 267—272. — Es wird gezeigt, daß unter bestimm-

266

VI. Theoretische Astrophysik

65, 1965

t e n Annahmen für die anfängliche Verteilung der Massen von Meteoriten und Planetoiden die zwei Evolutionsprozesse (Auffang von Materie und Kollisionen) eine spezielle statistische Endverteilung erzeugen. Böh. 5610. W. H. McCrea, I. P. Williams, S e g r e g a t i o n of m a t e r i a l s i n c o s m o g o n y . Proc. Roy. Soc. (A) 287 143—164. — I n h a l t : Das Problem der Trennung schwerer Elemente, die Bewegung eines Gases durch ein anderes, die Bewegung von Staubkörnchen durch ein Gas, die Bewegung von Staubkörnchen durch anderen Staub, die Bewegung von Körnchen durch Gas und Staub, das Initialwachstum der Körnchen, Modelle, numerische Werte, die Unmöglichkeit der Trennung der Gase, die Möglichkeit der Trennung körnigen Materials vom Gas, «große» Körner, Prozesse in Modell I, Körnchen in Wolken, Planetesimalen, Planeten, Prozesse in Modell I I . — Aus den vorgebrachten Argumenten folgt, daß ein fester Körper wie die Erde nur durch die Existenz kleinster Kleinkörper im Kosmos, den interstellaren Körnchen, hervorgehen konnte. Loh. 5611. B . W . Pendred, T h e f o r m a t i o n of p l a n e t s . J BIS 20 196—199. 5612. A. Poveda, T h e H —R d i a g r a m s of y o u n g C l u s t e r s a n d t h e f o r m a t i o n of p l a n e t a r y s y s t e m s . Bol. Obs. Tonantzintla y Tacubaya 4 15— 21. — Es könnte Sterne geben, die während der Kontraktionsphase von einem d'chten Zylinder aus Staubpartikeln umgeben sind. Infolge der starken Absorption sollten solche Sterne im H R D unterhalb der Hauptreihe liegen. Durch die Bildung von Planeten sollte ihre Helligkeit in kurzer Zeit um mehrere oder gar viele Größenklassen zunehmen. Diese Vorstellungen werden mit den Herbig-Haro-Objekten, T Tauri-Sternen und anderen Phänomenen in Verbindung gebracht. Haug 5613. E. L. Ruskol, G e s c h i c h t e S. 2—10 (russ.).

des

Erde-Mond-Systems.

E u W 1 Nr. 5

5614. W. S. Safronow, T h e s i z e s of t h e l a r g e s t b o d i e s w h i c h f e i l o n p l a n e t s d u r i n g t h e i r f o r m a t i o n . A J UdSSR 42 1270—1276 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. geht von der Vorstellung aus, daß sich die Planeten aus festen Partikeln gebildet haben, die teils im Sinne der allgemeinen Rotation umliefen, teils eine zufällige Richtungsverteilung der Geschwindigkeit besaßen. Der Hauptteil der zweiten Komponente waren die größten Körper, durch deren Niederfall auf den sich bildenden Planeten die Neigung der Rotationsachsen erklärt werden kann. Ho. * * N. A. Sorokiu, O n t h e r e l a t i v e o r i e n t a t i o n of t h e E a r t h ' s a n d t h e l u n a r o r b i t i n t h e r e m o t e p a s t . Vgl. Ref. $3235.

equator

5615. S.R.Taylor, E n r i c h m e n t of i r o n d u r i n g a c c r e t i o n i n t h e s o l a r n e b u l a . Nature 208 886—887. — Die relative Häufigkeit des Fe, bezogen auf Si oder Ni + Co, ist in den chondritischen Meteoriten auffallend größer als in der Sonne. Auf der Basis des Hoyleschen Modells wird dafür folgende Erklärung vorgeschlagen: I m ursprünglichen solaren Nebel lagen die Metalle als Oxyde vor, von denen nur der Magnetit ferromagnetisch ist. Dieser wurde deshalb beim Heraustreiben der gas- und staubförmigen Materie aus dem Gebiet der inneren Planeten durch das solare Magnetfeld bevorzugt zurückgehalten. Zä.

65, 1965

61. Entfernung, Magnetismus, Rotation, Miscellanea

267

VII. Sonne § 61 Entfernung, Magnetismus, Rotation, Miscellanea Entfernung 6101. A. D. Bonoff, Die B e s t i m m u n g der Priroda Sofia 14 Nr. 3 S. 28—32 (bulgar.).

Astronomischen

Einheit.

6102. J.C.James, R a d a r s t u d i e s of t h e Sun. A J 70 679—680. — Ref. AAS. 6103. W. A. Kotelnikow, W. M. Dubrowin, B. I. Kusnezow, G. M. Petrow, 0 . N. Rshiga, A. M. Schachowskoj, F o r t s c h r i t t e der R a d a r b e o b a c h t u n g e n der P l a n e t e n . SuW 4 273—277. — Gekürzte Ü. der in A J B 64 Ref. 6105 zitierten Arbeit durch D. R a b i t z . 6104. M. Loewenthal, T h e o r e t i c a l s t u d i e s of r a d a r echoes from t h e Sun. MIT Res. Lab. Electronics Quarterly Progr. Rep. Nr. 79 S. 34—35. R. O. 6105. B. G. Marsden, Leaflet Nr. 427, 8 S.

Measurement

of

the

Astronomical

Unit.

ASP

6106. B. G. Marsden, An a t t e m p t to r e c o n c i l e t h e d y n a m i c a l and r a d a r d e t e r m i n a t i o n s of t h e A s t r o n o m i c a l U n i t . BA 25 225—236 (21. IAUSymposium). — Es wurde die Möglichkeit einer Lösung gefunden, die sowohl die dynamischen als auch die Radaruntersuchungen befriedigt, ohne daß man dabei in großen Widerspruch mit irgendeiner Beobachtung gerät. Man kann zeigen, daß die Astronomische Einheit aus den Radioechos von Venus besser bestimmt wird als durch dynamische Methoden. Es werden auch einige Bemerkungen zu den Massen von Merkur, Venus und Erde gemacht. Verf. * * D. 0 . Muhleman, R e l a t i o n s h i p b e t w e e n t h e s y s t e m of a s t r o n o m i c a l c o n s t a n t s and t h e r a d a r d e t e r m i n a t i o n s of the A s t r o n o m i c a l U n i t . Vgl. Ref. 3319. 6107. V. Petrosian, Two p o s s i b l e m e t h o d s of d e t e c t i n g U H F e c h o e s f r o m t h e Sun. Cornell Univ. Center Radiophys. Space Res. Res. Rep. RS 54, 71 S., 1963. R. O. 6108. J. E. B. Ponsonby, J.H.Thomson, K. S. Imrie, R a d a r o b s e r v a t i o n s of V e n u s in 1962. BA 25 217—218 (21. IAU-Symposium). — Ergebnisse der mit dem Radioteleskop in Jodrell Bank gemachten Beobachtungen werden mitgeteilt und zur Ableitung der AE sowie der Rotationsperiode von Venus herangezogen. Verf. 6109. E. Rabe, On t h e c o m p a t i b i l i t y of t h e r e c e n t s o l a r p a r a l l a x r e s u l t s from r a d a r echoes of Venus with the m o t i o n of E r o s . BA 25 219—223 (21. IAU-Symposium). — Verf. untersucht die Frage, ob die Annahme eines Wertes für die Sonnenparallaxe, der durch Radarmessungen bestimmt wurde,

268

V I I . Sonne

65, 1965

eine a n n e h m b a r e Darstellung der Eros-Beobachtungen gestatten würde. Bei der erhaltenen Lösung bleiben wesentliche Abweichungen in Verbindung m i t einem recht unwahrscheinlichen W e r t f ü r die Marsmasse bestehen. Verf. 6110. E. Rabe, S o m e r e m a r k s o n t h e p a p e r b y B. G. M a r s d e n «An a t t e m p t t o r e c o n c i l e t h e d y n a m i c a l a n d r a d a r d e t e r m i n a t i o n s of t h e A s t r o n o m i c a l U n i t » . BA 25 237—239 (21. IAU-Symposium). 6111. I. Shapiro, R a d a r d e t e r m i n a t i o n of t h e A s t r o n o m i c a l Unit. BA 25 177—215 (21. IAU-Symposium). — Bs wird ein vollständiger Überblick über die Bestimmungen der E n t f e r n u n g Erde-Venus gegeben, die m i t dem Millstone-Radargerät des Lincoln L a b o r a t o r y in den J a h r e n 1959 u n d 1961 durchg e f ü h r t wurden. Die Messungen der Laufzeit u n d der Doppler-Verschiebung ergeben einen W e r t von 499.0052 ± 0.001 Lichtsekunden f ü r die Astronomische E i n h e i t ; das entspricht 149 598 000 ± 300 k m bei einer Lichtgeschwindigkeit von 299792.5 km/sec. Bei A n n a h m e des Erdradius zu 6378.15 k m wird die Sonnenparallaxe dann 8J79416 ± 0?00002. Dieser W e r t s t i m m t auf etwa 1 : 105 m i t den Messungen an verschiedenen anderen Laboratorien überein. Verf. Magnetismus 6112. V. Bumba, R . Howard, L a r g e - s c a l e d i s t r i b u t i o n of s o l a r m a g n e t i c f i e l d s . A p J 141 1502—1512. — Sonnenmagnetogramme mit 23' Auflösung, die eine Periode von 4.5 J a h r e n überdecken, werden dazu b e n u t z t , die Verteilung schwacher Magnetfelder auf der Sonne zu untersuchen. Synoptische K a r t e n werden angegeben u n d das Verhalten magnetischer Gebiete beschrieben. Voigt 6113. V. Bumba, R.Howard, O n t h e f i n e - s c a l e m a g n e t i c f i e l d s . Vgl. Ref. 1325 S. 24—26.

distribution

of

solar

* * T. G. Cowling, G e n e r a l a s p e c t s of s t e l l a r a n d s o l a r m a g n e t i c f i e l d s . I n t r o d u c t o r y r e p o r t . Vgl. Ref. 10704. 6114. I. K. Csada, G e n e r a l m a g n e t i c f i e l d of t h e S u n B a b c o c k ' s m a g n e t o g r a m s . Vgl. Ref. 1325 S. 27—31.

derived

from

6115. G. Godoli, R e m a r k s o n t h e a p p a r e n t a n d t r u e p o s i t i o n of t h e p o l e s of t h e s o l a r g e n e r a l m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 1306 S. 149—152 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. N r . 94. 6116. R.Howard, L a r g e s c a l e s o l a r r e p o r t . Vgl. Ref. 1306 S. 129—136.

magnetic

6117. F . W . J ä g e r , S o l a r e M a g n e t f e l d e r u n d G e o p h y s i k . Naturwissenschaften 52 229—236.

ihre

fields.

Introductory

Bedeutung

für

6118. H. von Klttber, R e m a r k a b o u t t h e g e n e r a l s o l a r m a g n e t i c Vgl. Ref. 1306 S. 144—147 = Cambridge Obs. Repr. N r . 49.

die

field.

6119. E . A. Kornizkaja, W. N. Obridko, B e r e c h n u n g d e r Vektorenkomp o n e n t e n a u s B e o b a c h t u n g e n a m S o n n e n m a g n e t o g r a p h e n . Geom. Aer. 5 336—341 (russ.). 6120. L. M. Kotljar, Ü b e r d i e M e s s u n g d e s V e k t o r s 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 m i t d e m S o n n e n m a g n e t o g r a p h e n . Sonnendaten 1964 N r . 10 S. 66—73, mit einer K o r r e k t u r in Sonnendaten 1966 Nr. 2 S. 74—75 (russ.). 6121. W. A. Krat, T h e m a g n e t i c f i e l d a n d s o l a r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1325 S. 22—23.

motions

of

gazes

in

the

65, 1965

61. Entfernung, Magnetismus, Rotation, Miscellanea

6122. F.Krause, R e m a r k s o n B a b c o c k ' s m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 1325 S. 32—35.

explanation

of

269 the

Sun's

6123. D. McNally, S o l a r m a g n e t i c f i e l d s . Obs 85 183—185. — Nach zwei Vorträgen von A. B. Sewerny, London 1965 Mai 3—4. 6124. D. McNally, R e c e n t a d v a n c e s : A s t r o n o m y . T h e S u n — m a g n e t i c f i e l d a n d s u n s p o t s . Sei. Progr. 53 4 2 3 ^ 2 9 . R . O. 6125. G. W. Pneuman, T.P.Mitchell, E v o l u t i o n of t h e s o l a r m a g n e t i c f i e l d . Icarus 4 494—505. — Es wird die Möglichkeit diskutiert, daß das solare Magnetfeld seinen Ursprung in dem galaktischen Feld hat, das in der Gaswolke vorhanden war, aus der die Sonne entstanden ist. Verschiedene Mechanismen können bewirken, daß das Magnetfeld nicht während des gesamten Kollapses in der Materie eingefroren war, sondern es erst wird, wenn die Temperatur auf 1500° bis 2700° angestiegen ist. Die weitere Entwicklung der Protosonne f ü h r t zu einem theoretischen Wert f ü r das heutige Feld von 14—140 Gauß, was ungefähr mit dem beobachteten solaren Magnetfeld (1—2 Gauß) übereinstimmt. Wn. * * P. R. Romantschuk, T h e f o r m a t i o n of s u n s p o t s a n d s o l a r f i e l d s . I I . Vgl. Ref. 6556. 6126. H. U. Schmidt, Z u r A u s w e r t u n g AG 1965 S. 89—90. — Ref. AG.

solarer

magnetic

Magnetogramme.

Mitt.

6127. A. B. Sewerny, T h e n a t u r e of s o l a r m a g n e t i c f i e l d s . ( T h e f i n e s t r u c t u r e of t h e f i e l d ) . A J UdSSR 42 217—232 (russ. mit engl. Ref.). — Eine große Zahl wichtiger Beobachtungsdetails über die magnetische Struktur in der Umgebung von Sonnenflecken ist zusammengestellt, darunter die Verteilung longitudinaler und transvaler Komponenten, die Ausbildung von Feldmaxima mit einem Durchmesser von wenigen Bogensekunden sowie von getrennten Feldlinienbündeln, die sich radial aus den Flecken erstrecken. Danach wird das allgemeine Feld der Sonne untersucht und gezeigt, daß auch die Polarregionen Feinstrukturen zeigen, welche beide Polaritäten enthalten, obwohl im Mittel am N-Pol der Sonne die eine, am S-Pol die andere Polarität überwiegt. Oster 6128. A. B. Sewerny, U n t e r s u c h u n g d e r M a g n e t f e l d e r a u f d e r S o n n e . Bote Akad. Wiss. UdSSR 1964 Nr. 9 S. 62—67 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1965 10.51.313. 6129. A. B. Sewerny, A s t u d y of t h e r o t a t i o n of t h e m a g n e t i c f i e l d w i t h d e p t h i n t h e s o l a r a t m o s p h e r e . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 33 3—33 (russ. mit engl. Ref.). — Die in einer früheren Arbeit (vgl. A J B 64 Ref. 6137) festgestellte Abhängigkeit (Drehung) der Polarisationsrichtung wird hier durch weitere Beobachtungen bestätigt. In der Mehrzahl der Fälle macht sich die Drehung des Vektors 10~ n g/cm 3 bis zu Hunderten von Kilometern pro Sekunde beschleunigen. Verf. (ü.) 6524. S. I. Gopasjuk, T h e c h a r a c t e r of t h e s p o t m a g n e t i c f i e l d i n c o r o n a . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 34 288—295 (russ. mit engl. Ref.).

the

6525. J. L. Hitchcock, T h e r o t a t i o n a l t e m p e r a t u r e of s u n s p o t s , d e r i v e d f r o m T i O m o l e c u l e s . Publ ASP 77 290—294 = Berkeley Repr. Nr. 309. 6526. B. A. Ioschpa, W. N. Obridko, Ü b e r d i e S t r u k t u r d e s M a g n e t f e l d e s i n S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1965 Nr. 3 S. 54—58 (russ.). — Aus der Untersuchung der Magnetfelder in den beiden Fleckengruppen vom 22. 5. 1963 und 4. 8. 1963 folgt, daß eine Darstellung der Magnetfelder der Flecken durch Dipolfelder nur begrenzt möglich ist. Loh. 6527. B. A. Ioschpa, W. N. Obridko, Z u r M e s s u n g v o n R a d i a l g e s c h w i n d i g k e i t e n m i t e i n e m M a g n e t o g r a p h e n . Sonnendaten 1965 Nr. 5 S. 62—65 (russ.). — Bei der Messung sehr starker Magnetfelder in Fleckenmitte treten bei gewöhnlichen Magnetographen durch Abgleichmängel und Linienasymmetrie Fehler auf, die in dem beschriebenen, nur einen Sekundärelektronenvervielfacher verwendenden Gerät zur Messung des vollen Vektors teils vermieden, teils erheblich vermindert sind. Petri 6528. R. S. Iroschnikow, O s c i l l a t o r y i n s t a b i l i t y of t h e g a s i n t h e v i c i n i t y of t h e l o w e r b o u n d a r y of t h e s o l a r c o n v e c t i v e z o n e . A J UdSSR 42 259—266 (russ. mit engl. Ref.). — I n der Arbeit wird eine mögliche oszillatorische Instabilität des Gases in dem Gebiet erörtert, das die Oberfläche des Entropiemaximums umgibt. Die Dissipation ist durch radiative und konvektive Wärmeleitung bedingt. Es wird gezeigt, daß die Gleichungen und Grenzbedingungen ein oszillatorisch instabiles Verhalten für den Fall zulassen, in dem die negative Dissipation in den konvektiven Schichten gegenüber der positiven in der nicht konvektiven vorherrscht, und die Archimedessche K r a f t in der nicht konvektiven Zone, die gegenüber der K r a f t in der Konvektionszone überwiegt, ein oszillatorisches Verhalten bedingt. Eine Berechnung zeigte, daß die langsamsten Schwingungen dieser Art für die Sonne eine Periode von der Größenordnung eines Monats haben und vom Standpunkt der Interpretation der Sonnenaktivität anscheinend nicht von Interesse sind. Verf. (ü.) 6529. C. de Jager, T h e s o l a r c e n t e r of a c t i v i t y . Vgl. Ref. 1304 S. 55—77. 6530. F. W. Jäger, D i e r u h i g e u n d d i e a k t i v e S o n n e . Wiss. Z. HumboldtUniv. Berlin (Math.-naturwiss.) 14 421—424. 6531. J. Jakimiec, M a g n e t o h y d r o s t a t i c m o d e l s of s u n s p o t s . I . AA 15 145—176 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 55. — Eine Diskussion über die Eigenschaften der Sonnenatmosphäre in der Mitte von regulären langlebigen Flecken wird durchgeführt. F ü r die Photosphäre wird eines der Modelle von Hubenet angenommen. Das effektive Niveau der Spektrallinie Fe X 6173 im Sonnenfleck wird berechnet. Das Gleichgewicht zwischen dem Fleck und der Photosphäre in einem ausgewählten Niveau, f ü r welches das Magnetfeld aus Beobachtungen bekannt ist, wird betrachtet. Es wird vorausgesetzt, daß das Magnetfeld im Fleck nicht gedreht ist, und es wird gezeigt, wie man die angenommene Fleckentiefe durch die Einwirkung des Magnetfeldes bestätigen kann. I n drei Ergänzungen werden behandelt: 1. der Evershed-Effekt, 2. ein zweidimensionales Magnetfeld, 3. der Magnetfeldgradient im Fleck. E. R . 6532. J. Jakimiec, M. Zabza, P r e l i m i n a r y c o m p u t a t i o n s c o n c e r n i n g t h e c o n s t r u c t i o n of d e t a i l e d m o d e l s of s u n s p o t s . Vgl. Ref. 1325 S. 39—40.

65, 1965

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

291

6533. E. Jensen, P. Maltby, O p a c i t y p r o p e r t i e s o f s u n s p o t s . Astrophys. Norvegica 10 17—25. — Sonnenfleckenmodelle, die mit Hilfe der beobachteten Mitte-Rand-Variation berechnet werden, sind nur bedeutungsvoll, wenn die Umgebung des Flecks den Fleck selbst nicht durchscheinen kann. Unter Modellen von Michard, Mattig und van t'Veer erfüllt nur das erste diese Bedingung. Die Opazitäten innerhalb und außerhalb des Flecks müssen ähnlich sein. DGW * * P.D.Jose, S u n ' s m o t i o n a n d s u n s p o t s . Vgl. Ref. 6144. 6534. W. W. Kassinskij, Ü b e r d a s G e s e t z der R a n d v e r d u n k l u n g h e l l e r R i n g e v o n S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1964 Nr. 12 S. 54—62 (russ.). — Die Untersuchung von 40 Flecken im Gebiet 4100 A ergab einen Ringkontrast von 1.048 bei sin & = 0.450. Zur Mitte und zum Rand hin war der Kontrast geringer, ähnlich wie bei Fackeln. Nach Modellrechnungen, die durch energetische Überlegungen gestützt sind, ist anzunehmen, daß bis r = 1.5 ein TemperaturÜberschuß von höchstens 80° im Ringgebiet herrscht, darunter aber in einer mehr oder weniger dünnen Schicht ein Exzeß von 500—725° besteht. Petri 6535. W. W. Kassinskij, Ü b e r die m ö g l i c h e n A u f h e i z u n g s m e c h a n i s m e n h e l l e r R i n g e . Sonnendaten 1965 Nr. 5 S. 58—62 (russ.). — Nach Besprechung verschiedener Möglichkeiten wird vorgeschlagen, die Ringe als «Brandung» magnetohydrodynamischer, insbesondere gravitativer Schallwellen an der Inhomogenität des eine Art «Insel» in der Sonnenatmosphäre darstellenden Flecks anzusehen. Petri 6536. M. Kopecky, D e c a y R H 46 31—32 (tschech.).

time of magnetic

field of sunspot

groups.

6537. S. B. Korobowa, Ü b e r die B i l d u n g s g e s c h w i n d i g k e i t 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. Taschkent Nr. 332 S. 22—23 (russ.). 6538. S. B. Korobowa, Ü b er den r ä u m l i c h e n Z u s a m m e n h a n g z w i s c h e n p h o t o s p h ä r i s c h e n und chromosphärischen S c h i c h t e n eines a k t i v e n G e b i e t s . Sonnendaten 1965 Nr. 2 S. 42—49 (russ.). — Folgende Anzeichen eines räumlichen Zusammenhangs zwischen chromosphärischen und photosphärischen Schichten bzw. Erscheinungen in Aktivitätsgebieten schälen sich heraus: 1) Die Ähnlichkeit ihrer Struktur. 2) Der gemeinsame Charakter während der Ausbildung einer Sonnenfleckengruppe. 3) Gesetzmäßigkeiten in der Lokalisierung des Flocculi-Gebiets in Bezug auf verschiedene Komponenten der Gruppe. 4) Verstärkung der Helligkeit der Flocculi-Gebiete über den Poren. Diese Aussagen werden einigen Ergebnissen über die Erforschung der Magnetfelder in der Chromosphäre gegenübergestellt. Verf. (ü., gek.) 6539. N. I. Koshewnikow, Ü b e r den a u f s t e i g e n d e n A s t d e r E n t w i c k l u n g e i n e r S o n n e n f l e c k e n g r u p p e . Sonnendaten 1965 Nr. 1 S. 58—65 (russ.). — In Fortführung des in A J B 64 Ref. 6524 behandelten Problems der zeitlichen Änderungen der Fläche einer Sonnenfleckengruppe behandelt Verf. jetzt Einzelheiten während der Entwicklung im Anfangsstadium. Die Abhängigkeit der Fleckenfläche von der Zeit und der magnetischen Feldstärke von der Fleckenfläche läßt sich im Anfangsstadium durch Näherungsformeln darstellen. Loh. 6540. A. N. Kowal, An i n v e s t i g a t i o n o f « m o u s t a c h e s » a n d e j e c t i o n s in c o n n e c t i o n w i t h t h e d e v e l o p m e n t o f s p o t g r o u p s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 33 138—150 (russ. mit engl. Ref.). — «Schnurrbarte» treten während des gesamten Entwicklungsprozesses der Flecken auf. Das Vorhandensein und das Fehlen von Bewegungen im «Schnurrbart»-Gebiet hängt vom Entwicklungsstadium der Fleckengruppe ab. Besonders viele «Schnurrbärte» beobachtet man bei der Bildung von Gruppen, in denen gleichzeitig eng benachbarte Flecken unterschiedlicher Polarität erscheinen. Eruptionen gehen häufig der Fleckenbildung voraus. 19*

292

VII. Sonne

65, 1965

Die Asymmetrie der «Schnurrbarte» ist offensichtlich mit der Schwächung der Emission in einem Linienflügel verbunden. Loh. 6541. A. N. Kowal, T h e p o s i t i o n of m o u s t a c h e s i n a s p o t g r o u p r e l a t i v e t o t h e m a g n e t i c f i e l d . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 34 278—287 (russ. mit engl. Ref.). 6542. G. W. Kuklin, Ü b e r e i n i g e B e s o n d e r h e i t e n i n d e r B i l d u n g v o n S o n n e n f l e c k e n g r u p p e n i n h o h e n B r e i t e n . Sonnendaten 1965 Nr. 2 S. 55—65 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 2.51.434. 6543. H. Kfinzel, Z u r Klassifikation von Sonnenfleckengruppen. AN 288 177—181 = Mitt. Astrophys. Obs. Potsdam Nr. 113. — E s wird ein Klassifikationsverfahren f ü r Sonnenfleckengruppen vorgeschlagen, das die Möglichkeit bietet, als Ergänzung zu der von M. Waldmeier eingeführten Klasseneinteilung nach Entwicklungsstufen, den Entwicklungsverlauf innerhalb der Klassen, die Flare-Häufigkeit, die Anzahl der Einzelflecken, die Stärke der die Fleckengruppen umgebenden Fackelflächen und das magnetische Verhalten entsprechend der von G. E. Haie und Mitarbeitern eingeführten Aufgliederung zu berücksichtigen. Damit wird eine Vervollkommnung in der Beschreibung des Gesamtverhaltens und des jeweiligen Entwicklungszustandes der Fleckengruppen erreicht. Verf. 6544. H. Künzel, E i n e r w e i t e r t e s S c h e m a z u r K l a s s i f i z i e r u n g S o n n e n f l e c k e n g r u p p e n . Mitt. AG 1965 S. 88. — Ref. AG. 6545. P. Maltby, S. 281—292.

On

the

velocity

field

of

sunspots.

6546. M.-J. Martres, B. Michard, S u r l a t e n d a n c e c e n t r e s d ' a c t i v i t é s o l a i r e . CR 261 4 3 3 6 - ^ 3 3 8 .

à

von

Vgl. Ref. 1306

l'association

des

6547. W. Mattig, Ü b e r d i e P h y s i k d e r S o n n e n f l e c k e n . SuW 4 152—156. * * P. S. Mcintosh, O n t h e a s s o c i a t i o n of s o l a r f l a r e s w i t h Vgl. Ref. 6668.

sunspots.

* * D. McNally, R e c e n t a d v a n c e s : A s t r o n o m y . T h e S u n — f i e l d a n d s u n s p o t s . Vgl. Ref. 6124.

magnetic

6548. L. Mestel, S. 333—334.

The

structure

of

sunspot

umbras.

Vgl. Ref. 1306

6549. R. Michard, J . Rayrole, O b s e r v a t i o n s s y s t é m a t i q u e s m a g n é t i q u e s des centres d ' a c t i v i t é à l ' O b s e r v a t o i r e Vgl. Ref. 1306 S. 169—172.

des c h a m p s de M e u d o n .

6550. A. P. Moltschanow, T h e s p e c t r a of s o u r c e s a s s o c i a t e d t o s u n s p o t s . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 124. — Ref. 6551. S. Musman, T h e s t a b i l i t y of s u n s p o t s t o t h e e m i s s i o n of A l f v é n w a v e s . A J 70 145. — Ref. AAS. * * S. Nagasawa, Y. Nakagomi, G r e e n c o r o n a b e f o r e a f t e r t h e d e a t h of a c a l c i u m p l a g e . Vgl. Ref. 6741.

the

birth

and

6552. K. Nishi, W. Unno, M e a s u r e m e n t s of m a g n e t i c v e c t o r i n s u n s p o t s . Vgl. Ref. 1306 S. 273—276. * * M. B. Ogir, E. F. Schaposchnikowa, O n t h e c o n n e c t i o n b e t w e e n t h e b i r t h of s t r o n g f l a r e s a n d t h e a p p e a r a n c e a n d i n t e n s i f i c a t i o n , of s u n s p o t s . Vgl. Ref. 6679.

«6, 1965

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

293

6653. J. Paciorek, K a n d H l i n e s of i o n i z e d c a l c i u m r e g i o n of t h e s o l a r d i s k . Vgl. Ref. 1325 S. 69—88.

in

an

active

6554. A. Parepeanu, E v o l u ^ i a g r u p u l u i d e p e t e s o l a r e d i n s e p t e m b r i e 1 9 6 3 §i u n e l e a s p e c t e a l e a c t i v i t ä ^ i i s a l e . Stud. Cerc. Astr. 10 171 —177. — Es wird die Entwicklung einer Sonnenfleckengruppe beschrieben, die ein bedeutendes Anwachsen der Sonnenaktivität im September 1963 repräsentierte. Von 41 Flares, die während des Durchgangs der Gruppe 1963 Sept. 14—26 auftraten, waren 5 von besonders hoher Importanz, in deren Gefolge geophysikalische Effekte auftraten. Verf. (ü.) 6555. W. W. Polonskij, T h e b e h a v i o r of t h e A 2 3 0 0 7 . 0 A a n d A 2 3 0 2 3 . 9 A c a r b o n m o n o x i d e l i n e s i n f a c u l a e . A J UdSSR 42 857—859 (russ. mit engl. Ref.). — I n der vorliegenden Arbeit wird die Änderung der Äquivalentlinienbreiten der ersten Oberschwingung der 2-0-Kohlenstoffoxydbande beim Übergang von der Photosphäre zu einer Fackel untersucht. Der Temperaturunterschied zwischen Photosphäre und Fackel wird abgeschätzt; er beträgt im Gebiet nahe 23000 A 20—30°, wobei die Temperatur der Fackel höher ist. Verf. (ü.) 6556. P. R. Romantschuk, T h e f o r m a t i o n of s u n s p o t s a n d s o l a r m a g n e t i c f i e l d s . I I . A J UdSSR 42 775—783 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. schlägt vor, daß die toroidalen Felder von Sonnenlleckengruppen und bipolaren Aktivitätszentren sich in die Korona fortsetzen und für die Ausbildung von Koronastrahlen verantwortlich sind. Das allgemeine Feld soll dann durch die Rückkehr der Feldlinien zusammengewachsener Koronastrahlen in die Photo Sphäre entstehen. Oster 6557. E. Schatzman, T h e s o l a r m a g n e t i c f i e l d a n d t h e s o l a r Vgl. Ref. 1304 S. 133—145. 6558. E. Schatzman, M o d e l

of a f o r c e f r e e f i e l d .

activity.

Vgl. Ref. 1306 S. 337.

6559. G. Sehmahl, E.H.Schröter, D i e L i - H ä u f i g k e i t u n d d a s I s o t o p e n v e r h ä l t n i s L i 6 / L i 7 i n S o n n e n f l e c k e n . Mitt. AG 1965 S. 88. — Ref. AG. 6560. G. Schmahl, E.H.Schröter, D i e L i - H ä u f i g k e i t u n d d a s I s o t o p e n v e r h ä l t n i s L i « / L i 7 i n S o n n e n f l e c k e n . ZfA 62 143—153 = Veröff. Univ.Sternw. Göttingen Nr. 142. — Aus der Resonanzlinie Li 6708 A in Sonnenflecken, die dort etwa 50mal so stark ist wie in der Photosphäre, und aus Li 6104 A wird die Lithiumhäufigkeit zu 10 11 < H/Li < 2.3 X 1 0 u abgeleitet. Ein Häufigkeitsunterschied zwischen Fleck und Photosphäre ist nicht angedeutet. Aus der Asymmetrie der Linie 6708 A ergibt sich für das Isotopenverhältnis Li 6 /Li 7 r; 0.05 ± 0.05. Voigt 6561. E.H.Schröter, D e r E v e r s h e d - E f f e k t i n e i n e m i n a k t i v e n s y m m e t r i s c h e n E i n z e l f l e c k . ZfA 62 228—255 = Mitt. Fraunhofer Inst. Freiburg Nr. 66. 6562. E.H.Schröter, E i n V e r s u c h z u r D e u t u n g d e s E v e r s h e d - E f f e k t e s a l s F o l g e v o n S t r ö m u n g e n i n p e n u m b r a l e n F e i n s t r u k t u r e n . ZfA 62 256—278 = Mitt. Fraunhofer Inst. Freiburg Nr. 67. 6563. I. M. Schwarew, Ü b e r d i e B e z i e h u n g d e r F l e c k e n r e l a t i v z a h l e n z u m R a d i o s t r a h l u n g s f l u ß d e r S o n n e b e i A = 8 cm. Sonnendaten 1964 Nr. 10 S. 74—75 (russ.). — Die sehr enge Korrelation kommt durch den Korrelationskoeffizienten r = 0.98 zum Ausdruck. Loh. 6564. E. M. Semanek, 0 . P. Stelanow, M a g n e t i s c h e V e r s t ä r k u n g d e r L i nien und P a r a m e t e r der W a c h s t u m s k u r v e der Sonnenflecken. Bote Univ. Kiew Nr. 6 (Astr.) S. 25—31, 1964 (ukrain. mit russ. Ref.). — Wenn

294

V I I . Sonne

65, 1965

die magnetische Verstärkung der Linien berücksichtigt wird, ä n d e r n sich die n a c h der Methode der W a c h s t u m s k u r v e b e s t i m m t e n physikalischen P a r a m e t e r der Flecken. W e n n das nicht geschieht, vergrößert sich die Anregungstemperatur des Flecks, während Zahl u n d Geschwindigkeit der Atome abnehmen. Verf. (ü., gek.) 6565. E . N. Semanek, A. P. Stefanow, D i e W a c h s t u m s k u r v e f ü r S o n n e n f l e c k e n a u s d e n L i n i e n d e s n e u t r a l e n T i t a n s . Unterlagen I G J . Informationsbull. 1964 Nr. 6 S. 103—106 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1966 2.51.439. 6566. A. B. Sewerny, A s t u d y of t h e m a g n e t i c f i e l d a n d e l e c t r i c c u r r e n t s of u n i p o l a r s u n s p o t s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 33 34—79 (russ. m i t engl. Ref.). — I n h a l t : 1) Die Kalibrierung des transversalen Feldes, 2) die Beobachtungen, ihre Bearbeitung u n d qualitative P r ü f u n g , 3) die q u a n t i t a t i v e Analyse der Magnetfelder u n d des Systems der elektrischen Ströme unipolarer Gruppen, 4) Schlußfolgerungen. Loh. 6567. A. B. Sewerny, S. 221—239.

Spectra

of

6568. A. B. Sewerny, S u n s p o t s : Vgl. Ref. 1306 S. 238—263.

solar

activity

Observations.

6569. A. B. Sewerny, O n t h e c h a n g e s of w i t h f l a r e s . Vgl. Ref. 1306 S. 358—366.

regions.

Vgl. Ref. 1305

Introductory

magnetic

fields

report.

connected

6570. R.Shapiro, T h e i n h e r e n t s m o o t h i n g of w h o l e - d i s k s o l a r J G R 70 245—246.

indices.

6571. R. Shapiro, C o m p a r i s o n s of p o w e r s p e c t r u m s of a r t i f i c i a l t i m e s e r i e s w i t h s p e c t r u m of a s o l a r p l a g e i n d e x . J G R 70 3581—3586. — Aus dem Vergleich zwischen den Spektren, die von Raketenserien stammen, u n d dem »solar plage«-Index läßt sich keine nachweisbare Tendenz der Verteilung der aktiven Regionen aufzeigen. W . S. 6572. I. A. Shulin, E . I . Mogilewskij, Über die Veränderlichkeit der m a g n e t i s c h e n F l ü s s e d e r F l e c k e n u n d F a c k e l n . Geom. Aer. 5 1092 —1094 (russ.). 6573. J.B.Spencer, T h e d i s c o v e r y A S P Leaflet Nr. 434, 8 S.

of t h e Z e e m a n

e f f e c t in

sunspots.

6574. 0 . P. Stefanow, E. M. Semanek, D i e I n t e n s i t ä t des kontinuierl i c h e n S p e k t r u m s d e s S o n n e n f l e c k s v o m 22. V I . 1 9 5 9 . B o t e Univ. Kiew N r . 6 (Astr.) S. 41—45, 1964 (ukrain. mit russ. Ref.). 6575. W. E . Stepanow, fields in sunspots.

The structure and the Vgl. Ref. 1306 S. 267—271.

motion

of

magnetic

6576. E . P. Surkow, Ü b e r d i e p h o t o m e t r i s c h e n P r o f i l e d e r S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1965 Nr. 9 S. 61—63 (russ.). — Als dimensionslose Koordinaten werden vorgeschlagen:

r rc

und

i

_

f , wobei r der Abstand von der

Fleckenmitte u n d I die Intensität an der betreifenden Stelle sind. I 0 ist die zen-

65, 1965

65. Flecke, Packeln, Sonnenaktivität

295

trale Intensität und 1p die der Photosphäre. Für r c wurde dasjenige r angenommen bei dem 1

— = —1 (1

Ip

2

\

I 70 eV u n d Ströme positiver Ionen > 50 eV registrieren konnte. Als Beispiel sind Spektren des Sonnenwindes von 1964 Dez. 12 abgebildet. Entgegen Messungen von Mariner 2 wurde eine Korrelation zwischen Stromstärke des Sonnenplasmas u n d K p - I n d e x gefunden. Insbesondere entsprechen magnetische S t ü r m e mit K p > 5 solaren Plasmaströmen von etwa 109 Protonen / cm 2 sec. Petri

318

VII. Sonne

65, 1965

t u b e r a n z a m W e s t r a n d bei 33° N wurde 2 S t u n d e n lang eine Absorptionswolke beobachtet ( H a u n d D s ), die im Maximum etwa 2 9 % der Protuberanzenfläche bedeckte. Gleichzeitige Messungen der Radiostrahlung bei 37, 56 u n d 115 cm Wellenlänge zeigten eine I n t e n s i t ä t s a b n a h m e u m 2 5 % während der Zeit der maximalen Ausdehnung der Wolke, woraus auf starke Ionisation der Wolkenmaterie geschlossen werden k a n n . Verf. ist der Ansicht, daß die Wolke nicht zur Protuberanz gehörte. Gü-Li A J B 61 2 R. 4 A J B 63 A J B 63 A J B 64 A J B 64

Ref. Kop. Ref. Ref. Ref. Ref.

6 6 7 4 . — Ü . ins Russische. Moskau, «Mir», 1965. 528 S. Preis — B. in R J U d S S R 1966 9.51.437. 6666 = H a r v R e p r N r . 636. 6667 = H a r v R e p r Nr. 638. 6694 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 107. 6696 = Astr. P a p e r s Univ. California Los Angeles 3 Nr. 19.

§ 67 Korona, Sonnenwind * * L. Aronowitz, S. N. Milford, M a g n e t i c s h i e l d i n g of t h e l u n a r s u r f a c e f r o m t h e s o l a r w i n d a s a f u n c t i o n of l u n a r m a g n e t i c m o m e n t . Vgl. Ref. 8306. 6701. W. I.Babij, W. W. Witkewitsch, W. I. Wlassow, M. W. Goreiowa, A. G. Suchowej, T h e s o l a r s u p e r c o r o n a f r o m o b s e r v a t i o n s m a d e d u r i n g 1 9 5 9 — 1 9 6 3 . A J U d S S R 42 107—116 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. teilen die Ergebnisse von Beobachtungen der Superkorona der Sonne von 1959 bis 1963 mit. W ä h r e n d dieser Zeit h a b e n sich die Ausmaße der Superkorona praktisch nicht geändert. Eine Analyse der Abhängigkeit des Streuungswinkels von der E n t f e r nung zeigt, d a ß der E x p o n e n t m im Ausdruck 2 = k / r m im Beobachtungszeitraum im Mittel 1.11 ist u n d etwas unter dem der J a h r e 1953 bis 1955 liegt. E s wird versucht, das erhaltene Ergebnis durch die Änderung der aktiven Formationen auf der Sonne im Zusammenhang mit der Phasenänderung des 11jährigen Zyklus zu erklären. Auf Grund der Beobachtungsergebnisse werden Folgerungen über die Asymmetrie der Superkorona u n d über die Orientierung von Plasmainhomogenitäten in ihr gezogen. Einzelne genau beobachtete Fälle ungewöhnlicher R e f r a k t i o n in Entfernungen von etwa 40 R q werden angeführt. Verf. (ü.) 6702. W. I. Barkow, C o r o n a l s o l a r e m i s s i o n i n t h e c o n t i n u o u s s p e c t r u m . A J U d S S R 42 749—753 (russ. mit engl. Ref.). — Die Transportgleichung wird für ein kugelsymmetrisches isothermes Modell der Sonnenkorona gelöst. Der F l u ß der koronalen K o m p o n e n t e der solaren Radiostrahlung bei X — 9.1 cm wird u n t e r der A n n a h m e berechnet, daß sich die Elektronendichte in der K o r o n a entsprechend der Formel von Bogorodskij-Hinkulowa ändert. Verf. (ü.) 6703. W. W . Besrukich, K. I. Gringaus, L. S. Mussatow, R. E. Rybtschinskij, M. S. Chochlow, I n v e s t i g a t i o n of s o l a r p l a s m a f l u x e s b y m e a n s of t h e Z o n d 2 i n t e r p l a n e t a r y S t a t i o n . D A N 163 873—876 (russ.). — Sond 2 arbeitete mit einer integralen Modulationsfalle, die Elektronenströme > 70 eV u n d Ströme positiver Ionen > 50 eV registrieren konnte. Als Beispiel sind Spektren des Sonnenwindes von 1964 Dez. 12 abgebildet. Entgegen Messungen von Mariner 2 wurde eine Korrelation zwischen Stromstärke des Sonnenplasmas u n d K p - I n d e x gefunden. Insbesondere entsprechen magnetische S t ü r m e mit K p > 5 solaren Plasmaströmen von etwa 109 Protonen / cm 2 sec. Petri

65, 1965

67. Korona, Sonnen wind

319

6704. L. Biermann, S o n n e n k o r o n a u n d i n t e r p l a n e t a r e r Bayer. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. 1964 S. 23*. — Ref.

Raum.

Sitzber.

6705. L. Biermann, S o n n e n k o r o n a u n d i n t e r p l a n e t a r e r R a u m . Sitzber. Bayer. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. 1965 S. 37—50 = Sonderdruck MaxPlanck-Inst. Phys. Astrophys. München. 6706. D. B. Billings, O p t i c a l - l i n e t h e c o r o n a . A p J 141 325.

profiles and

radar

observations

in

6707. D. E. Billings, T h e c o r o n a i s p e c t r u m . Vgl. Ref. 1305 S. 280—292. 6708. W. J. Boardman, D. E. Billings, y e l l o w l i n e s . A p J 141 1289.

The

wavelengths

of

the

coronal

6709. 0. W. Bolschakowa, I n t e n s i t y v a r i a t i o n s of t h e s o l a r w i n d w i t h t h e p h a s e of t h e c y c l e of s o l a r a c t i v i t y f r o m d a t a o n s t a b l e v a r i a t i o n s of t h e m a g n e t i c f i e l d . A J UdSSR 42 859—861 (russ. mit engl. Ref.). — Die mittlere Amplitude der kurzperiodischen PC4-Schwankungen des Magnetfeldes der Erde, die dem Sonnenwind aus den ungestörten Gebieten der Sonne (Kp = 0) entsprechen, blieb im Zeitraum von 1957 bis 1964 konstant. Daraus wird der Schluß gezogen, daß sich in Übereinstimmung mit der in A J B 64 Ref. 7616 zitierten Arbeit die Intensität des Sonnenwindes aus den ungestörten Gebieten der Sonne nicht mit der Phase des Zyklus der Sonnenaktivität ändert. Verf. (ü.) 6710. J. C. Brandt, T h e h e a v y e l e m e n t a b u n d a n c e s i n t h e s o l a r w i n d . A J 70 668—669. — Ref. AAS. 6711. J. C. Brandt, R. W. Michie, J. P. Cassinelli, O n t h e c o r o n a l t e m p e r a t u r e . A p J 141 809—811 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 75. 6712. J.C.Brandt, R. W. Michie, J. P. Cassinelli, I n t e r p l a n e t a r y g a s . X. Coronal t e m p e r a t u r e s , energy deposition, a n d t h e solar wind. Icarus 4 19—36 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 76. — Ausgehend von der beobachteten Elektronendichte in der Korona und dem gemessenen Elektronenfluß im Erdabstand werden Temperatur und Energieabgabe einer expandierenden, sphärisch symmetrischen Korona berechnet. Sonnenrotation, Viskosität und andere Effekte werden berücksichtigt. Der Energieverlust ist im wesentlichen durch Wärmeleitung nach außen und innen bedingt, während Strahlungsverlust keine merkliche Rolle spielt. Der Einfluß der Feinstruktur der Korona (Koronastrahlen) wird abgeschätzt. Voigt 6713. J. C. Brandt, R. W. Michie, J. P. Cassinelli, On t h e c o r o n a l t e m p e r a t u r e . Pubi ASP 77 125. — Ref. ASP. 6714. H.Bridge, A. Egidi, A.Lazarus, E.Lyon, L.Jacobson, Preliminary r e s u l t s of p l a s m a m e a s u r e m e n t s o n I M P - A . Vgl. Ref. 1315 S. 969—978. 6715. V. Bumba, R. Howard, J. Kleczek, A s s o c i a t i o n of g r e e n - l i n e c o r o n a l f e a t u r e s w i t h p h o t o s p h e r i c m a g n e t i c f i e l d s . Pubi ASP 77 55—57. 6716. A. Burgess, D i e l e c t r o n i c r e c o m b i n a t i o n 1321 S. 774—778.

i n t h e c o r o n a . Vgl. Ref.

6717. R. L. Carovillano, J. H. King, O n t h e s o l u t i o n s of P a r k e r ' s h y d r o d y n a m i c t h e o r y of s o l a r a n d s t e l l a r w i n d s . ApJ 141 526—533. — Alle Lösungen der nichtlinearen hydrodynamischen Gleichungen in Parkers Modell des Sonnenwindes werden untersucht. Führt man die Grenzbedingungen im

320

B5, 1965

VII. Sonne

Unendlichen und a n der inneren Grenze der Korona ein, so gibt es n u r eine stationäre Lösung, wie schon P a r k e r selbst gefunden hatte. Deren Stabilität m ü ß t e allerdings noch untersucht werden. Har. 6718. J. P. Castelli, O c c u l t a t i o n of t h e C r a b n e b u l a b y t h e s o l a r C o r o n a a t c e n t i m e t r e w a v e - l e n g t h s i n J u n e 1 9 6 4 . N a t u r e 206 1301. — I m Widerspruch zu dem Ergebnis der Beobachtungen im J u n i 1962 (vgl. A J B 63 Ref. 6706) konnte trotz Anwendung derselben A p p a r a t u r u n d derselben Beobachtungsmethode im J u n i 1964 bei A = 10 cm kein Einfluß der den Krabben-Nebel verdeckenden Sonnenkorona auf die Radiostrahlung des Nebels nachgewiesen werden. Vielleicht ist die Diskrepanz auf das Vorhandensein einer aktiven Region in - 1 0 ° heliographischer Breite während der Bedeckung des Nebels im J a h r e 1962 zurückzuführen. W. Gl. 6719. J . W. Chamberlain, O n t h e e x i s t e n c e of s l o w s o l u t i o n s i n c o r o n a l h y d r o d y n a m i c s . A p J 141 320—322 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 62. — H ä t t e die Sonne kein Magnetfeld, wäre eine «Verdampfung» der K o r o n a d e n k b a r (v = 0 im Unendlichen), was von E . N. P a r k e r bestritten wurde. Har. 6720. P. Charvin, E t u d e d e l a p o l a r i s a t i o n d e s r a i e s i n t e r d i t e s d e l a c o u r o n n e s o l a i r e . A p p l i c a t i o n a u c a s d e l a r a i e v e r t e A 5 3 0 3 . Ann d'Astrophys 28 877—934. * * M. H. Cohen, S c i n t i l l a t i o n s o n t h e s m a l l d i a m e t e r Vgl. Ref. 13443.

radio

6721. I. K. Csada, M a g n e t o - h y d r o d y n a m i c d i s c u s s i o n of t h e c o r o n a . Vgl. Ref. 1325 S. 133—136. 6722. L. Davis jr., M a r i n e r Vgl. Ref. 1306 S. 202—204.

II

observations

relevant

to

sources.

expanding

solar

fields.

6723. P. Delache, S u r l ' i m p o r t a n c e d e s e f f e t s d e d i f f u s i o n d a n s l a c o u r o n n e s o l a i r e . CR 261 643—646. — Ziel vorliegender Arbeit ist die Untersuchung der stationären Verteilung der verschiedenen Ionen eines schweren Elements. Verf. b e t r a c h t e t das Eisen unter Beschränkung auf die Ionen v o n F e X I bis F e X V I I . Zur Beschreibung der Diffusion in Höhen von 40000 bis 300000 k m geht er von dem von P o t t a s c h (vgl. A J B 60 Ref. 6676) abgeleiteten Modell f ü r hydrostatisches Gleichgewicht aus. Die Bedeutung der Diffusion wird a n einer Abbildung illustriert. Weitere Figuren zeigen f ü r zwei Werte der Geschwindigkeit des Sonnenwindes die Verteilung der Ionen im stationären Zustand, die Veränder u n g ihrer Häufigkeit, die E l e k t r o n e n t e m p e r a t u r und die «scheinbare» T e m p e r a t u r . Henn 6724. A. Dollfus, L a c o n f i g u r a t i o n d u c h a m p m a g n é t i q u e a u t o u r d u S o l e i l , d ' a p r è s l e s a s p e c t s d e s é m i s s i o n s c o r o n a l e s . Vgl. Ref. 1306 S. 355—356. 6725. W . W. Fomitschew, I. M. Tschertok, E s t i m â t e s of t h e m a g n e t i c f i e l d s t r e n g t h in t h e s o l a r c o r o n a f r o m t y p e I I r a d i o b u r s t s . A J UdSSR 42 1256—1260 (russ. m i t engl. Ref.). — N a c h dem in A J B 63 Ref. 6853 vorgeschlagenen Erzeugungsmechanismus der T y p II-Strahlungsstöße wird die Größe der magnetischen Feldstärke in der K o r o n a über einem aktiven Gebiet abgeschätzt. Dabei werden die H a u p t m e r k m a l e des Strahlungsstoßes aus dem dynamischen S p e k t r u m u n d dem Newkirkschen Modell bestimmt, welches die Verteilung der Elektronenkonzentration in Abhängigkeit von der Höhe gibt. F ü r 20 Strahlungsstöße wird die Feldstärke berechnet. Die magnetische Feldstärke ü b e r einem aktiven Gebiet b e t r ä g t in « 150000 k m H ö h e 5—8 Oe u n d n i m m t in « 400000 k m Höhe bis auf 1.2—2 O e ab. Verf. (ü., gek.)

65, 1965

321

67. Korona, Sonnen wind

* * I. Garczynska, W a y s of s p r e a d i n g p e r t u r b i n g a g e n t s i n c h r o m o s p h e r e a n d c o r o n a , w h i c h g e n e r a t e i n t e n s i t y c h a n g e s of s o l a r r a d i o e m i s s i o n . Vgl. Ref. 6626. * * M. N. Gnewyschew, A. I. Ohl, T h e i n t e n s i t y of c o r o n a l e m i s s i o n line-s a s a n i n d e x o f 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. 68132. * * S. I. Gopasjuk, T h e c h a r a c t e r c o r o n a . Vgl. Ref. 6524.

of t h e

spot

magnetic

field in

the

6726. S. Gorgolewski, R e c e n t r a d i o o b s e r v a t i o n s of t h e s o l a r o u t e r c o r o n a . AA 15 261—271. — Die Arbeit enthält neue Beobachtungsdaten über Bedeckungen von T a u A d u r c h die äußere Sonnenkorona. E i n neuer Anstieg des Flusses dieser Radioquelle wurde beobachtet. Verf. versucht, diesen Anstieg durch einen einfachen Mechanismus zu erklären, der in einer Reflexion der Radiowellen a n Unstetigkeiten in der Elektronendichte der äußeren K o r o n a besteht. Eine solche Reflexion k a n n durch Plasmaströme zwischen Venus u n d Merkur einerseits u n d der Sonne andererseits verursacht werden. Zur Beobachtung v o n Unstetigkeiten der koronalen Elektronendichte wurden Interferometerbeobacht u n g e n vom J u n i 1962 herangezogen. Einige interessante Ergebnisse über F o r m u n d räumliche Orientierung der äußeren Sonnenkorona wurden aus Beobachtungen von O. B. Slee (vgl. A J B 61 Ref. 6728) abgeleitet. E. R. 6727. S. Gorgolewski, T h e s t a t e of t h e o u t e r s o l a r c o r o n a b e t w e e n a n d 1 9 6 4 . Vgl. Ref. 1825 S. 137—140. 6728. J . W. Harvey, C o r o n a l ApJ 141 832—834.

polar

rays

and

polar

magnetic

1961 fields.

6729. J. Hirshberg, A c o m p a r i s o n of t h e d i f f e r e n t e m p i r i c a l r e l a t i o n ships t h a t h a v e been suggested between surface m a g n e t i c indices a n d s o l a r w i n d v e l o c i t i e s . J G R 70 3229—3230. 6730. J. Hirshberg, R e c u r r e n t g e o m a g n e t i c s t o r m s a n d t h e s o l a r w i n d . J G R 70 5353—5359. — Nachdem die Beobachtungen mit Mariner 2 gezeigt haben, d a ß wiederkehrende erdmagnetische Stürme m i t dem A u f t r e t e n v o n solaren Plasmaströmen hoher Geschwindigkeit zusammenfallen, werden hier die Vorgänge untersucht, die zu erwarten sind, wenn ein rascher Plasmastrom in d e n langsameren Sonnenwind eingebettet ist. Das Ergebnis der Untersuchung lehrt, d a ß diese Vorgänge dem Verlauf entsprechen, den die aus den solaren M-Regionen s t a m m e n d e n erdmagnetischen S t ü r m e zeigen. Auch der gewöhnlich zu beobachtende plötzliche Einsatz des S t u r m s läßt sich durch diese Vorgänge erklären. W. Gl. 6731. W. Högner, N.Richter, S o n n e n k o r o n a - I s o p h o t o m e t r i e a u f ä q u i d e n s i t o m e t r i s c h e m W e g e . Monatsber. Deutsch Akad. Wiss. Berlin 7 258— 264 = Mitt. Karl-Schwarzschild-Obs. T a u t e n b u r g N r . 22. 6732. C.J.Hughes, P r o f i l e s of L y m a n - A l p h a s c a t t e r e d b y f r e e e l e c t r o n s i n t h e s o l a r c o r o n a . A p J 142 321—325 = H a r v R e p r N r . 692. — D a s Linienprofil von L a , gestreut a n freien Elektronen in der Sonnenkorona, wird berechnet, u n d zwar als F u n k t i o n der T e m p e r a t u r u n d in Abhängigkeit von den geometrischen Eigenschaften der Streuung längs der Gesichtslinie außerhalb des Sonnenrands. Die Möglichkeit, aus der Halbwertsbreite die K o r o n a t e m p e r a t u r abzuleiten, h ä n g t s t a r k von der Pointierungsgenauigkeit des Spektrographen ab. Voigt 6733. C. L. Hyder, T h e p o l a r i z a t i o n of e m i s s i o n l i n e s i n a s t r o n o m y . I I I . T h e p o l a r i z a t i o n of c o r o n a l e m i s s i o n l i n e s . A p J 141 1382—1389 = Astr. P a p e r s Univ. California Los Angeles 4 N r . 14. — Der Polarisationsgrad verschiedener Emissionslinien der K o r o n a wird m i t Hilfe der Theorie der ResonanzAstronom. Jahresbericht 1965

21

322

VII. Sonne

65, 1965

polarisation vorhergesagt. Die Beobachtung der Polarisation von Koronalinien kann zur Kenntnis des Magnetfeldes in der Korona, des Anregungsmechanismus und der Art der Aufheizung der Korona beitragen. Wn. * * C. de Jager, T h e

quiet

chromosphere

and

c o r o n a . Vgl. Ref. 6642.

* * J. T. Jefferies, F. Q. Orrall, L o o p p r o m i n e n c e s a n d c o r o n a l c o n d e n s a t i o n s . I. N o n t h e r m a l v e l o c i t i e s w i t h i n l o o p p r o m i n e n c e s . Vgl. Ref. 6648. * * J. T. Jefferies, F. Q. Orrall, L o o p p r o m i n e n c e s a n d c o r o n a l c o n d e n s a t i o n s . I I . T h e s o u r c e of m a s s a n d e n e r g y a n d a m o d e l of t h e l o o p p r o m i n e n c e m e c h a n i s m . Vgl. Ref. 6649. 6734. C. Jordan, T h e p o p u l a t i o n of e x c i t e d l e v e l s of t h e g r o u n d t e r m s of i o n s F e X , X I a n d X I V i n t h e s o l a r c o r o n a . Phys. Letters 18 259— 260. — Ref. in Phys. Abstr. 69 867. 6735. J . Kleczek, M a g n e t i c f i e l d s i n c o r o n a l s p a c e . Vgl. Ref. 1325 S. 130 —132. 6736. R. A. Kopp, T h e t r a n s i t i o n t o a d i a b a t i c f l o w i n m o d e l s of t h e s o l a r w i n d . A J 70 682. — Ref. AAS.

hydrodynamic

* * L. Krivsky, V. Letfus, P o s s i b l e e f f e c t of t h e i n c l i n e d 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 o n t h e s h a p e of t h e o u t e r c o r o n a a n d s u p e r c o r o n a . Vgl. Ref. 8125. 6737. M. R. Kundu, O c c u l t a t i o n of T a u r u s - A b y t h e s o l a r c o r o n a 4 3 0 M H z i n J u n e 1964. Nature 205 683—684. * * M. Kuperus, T h e t r a n s f e r of m e c h a n i c a l e n e r g y in t h e S u n t h e h e a t i n g of t h e c o r o n a . Vgl. Ref. 5454.

at and

6738. V. Letfus, A c o r o n a l - c o n d e n s a t i o n m o d e l a n d t h e a b u n d a n c e of i r o n i n t h e c o r o n a . BAC 16 231—243. — Unter Benutzung der Emissionslinien von Fe X I V und Fe X werden zwei koronale Kondensationen am Sonnenrand, die während der beiden Finsternisse 1952 Febr. 25 und 1962 Febr. 5 auftraten, untersucht. Mit Hilfe der Methode von Pottasch (vgl. A J B 63 Ref. 6750) und unter Anwendung der Ionisationstheorie von Burgess und Seaton (vgl. A J B 64 Ref. 6709) mit Berücksichtigung dielektronischer Rekombinationen werden in einem zylinderförmigen Modell der Kondensationen die Temperaturprofile für eine gegebene Höhe über der Photosphäre abgeleitet und die Eisenhäufigkeit bestimmt. Die Zentraltemperaturen ergaben sich für 1952 für die grüne und rote Koronalinie unabhängig zu 5.1 bzw. 2.4 x 10° ° und 3.8 bzw. 1.8 X 106 ° für die Kondensation von 1962. Henn 6739. J . Lexa, O n t h e Ref. 1325 S. 125—129.

photometry

of

coronal

emission

lines.

Vgl.

* * N. A. Lotowa, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r s o l a r e n S u p e r k o r o n a a u f d i e s c h e i n b a r e L a g e u n d d i e F o r m sie d u r c h s t r a h l e n d e r R a d i o q u e l l e n . Vgl. Ref. 134101. 6740. F. C. Michel, D e t e c t a b i l i t y of d i s t u r b a n c e s i n t h e s o l a r w i n d . J G R 70 1—7. — Eine Überschallstörung in nichtionisierter L u f t kann nicht direkt von einem Beobachter außerhalb der Stoßwelle entdeckt werden. Die analoge Grenze für die Entdeckung von Störungen im Sonnenwind wird untersucht, der Machsche Grenzwinkel in einem geeigneten Koordinatensystem berechnet. Die jüngsten Interpretationen der Ergebnisse von I M P 1 werden im Licht der obengenannten Einschränkungen diskutiert. Verf. (ü.)

«5, 1965

323

67. Korona, Sonnenwind

6741. S. Nagasawa, ¥• Nakagomi, G r e e n c o r o n a b e f o r e t h e b i r t h a n d a f t e r t h e d e a t h of a c a l c i u m p l a g e . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 19 339—343 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 279. 6742. A. T. » s inj ano witsch, D i e V e r t e i l u n g d e r E l e k t r o n e n d i c h t e i n K o r o n a s t r a h l e n aus R a d i o b e o b a c h t u n g e n nach der D u r c h s t r a h l u n g s m e t h o d e . Geophvs. Astr. Informationsbull. 1965 Nr. 8 S. 21—25 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 6.51.473: Den Ergebnissen von Bedeckungsbeobachtungen diskreter Radioquellen durch die äußere Sonnenkorona zwischen 1951 und 1960 werden optische Daten über die Elektronendichte und Struktur der Korona gegenübergestellt. Unter der Bedingung, daß die Streuung der Radiowellen durch Koronastrahlen bedingt ist, wird der Verlauf der Elektronendichte in den Strahlen mit der Entfernung abgeleitet. Aus dem kleinen Wert des Exponenten n (n < 2) im Potenzgesetz der Elektronendichte kann man schließen, daß die Koronastrahlen Materieströme sind. Ra. 6743. M. Neugebauer, C. W. Snyder, S o l a r - w i n d m e a s u r e m e n t s n e a r V e n u s . J G R 70 1587—1591. — Geschwindigkeit, Temperatur und Protonendichte im Sonnenwind werden für den Zeitraum, in dem sich Mariner 2 in Vernusnähe befand, mitgeteilt. Aus diesen Angaben wird geschlossen, daß Mariner 2 niemals eine mit der Venus in Zusammenhang stehende Magnetosphäre durchdrungen hat. Wahrscheinlich war Mariner 2 auch außerhalb jeder Stoßwellenfront, die mit der Überschallbewegung des die Venus passierenden Sonnenwindes zusammengängt. Die Intensität des Sonnenwindes war zu der Zeit, als Mariner 2 die größte Venusnähe erreicht hatte, nicht besonders groß. Jede die Venus umgebende Stoßwelle war dem Zentrum des Planeten im subsolaren P u n k t wahrscheinlich näher als etwa 25000 k m . Verf. (ü.) 6744. G. Newkirk jr., A d v a n c e s i n 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 o b s e r v a t i o n of t h e s o l a r c o r o n a . JOSA 55 593. — Ref. OSA. 6745. G. Newkirk jr., J . D. Bohlin, C o r o n a s c o p e I I : O b s e r v a t i o n of t h e w h i t e l i g h t c o r o n a f r o m a s t r a t o s p h e r i c b a l l o o n . Vgl. Ref. 1321 S. 234—238. 6746. G. M. Nikolskij, S. 0 . Obaschew, B e o b a c h t u n g e n v o n K o r o n a l i n i e n i m i n f r a r o t e n S p e k t r a l b e r e i c h a u ß e r h a l b v o n F i n s t e r n i s s e n . Bote Akad. Wiss. Kasach. SSR 1965 Nr. 8 S. 81 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 4.51.497: Die Beobachtungen wurden im Febr./März 1965 am Astrophys. Inst. Akad. Wiss. Kasach. SSR gemacht. Eine Anzahl von Spektrogrammen mit den Linien des Fe X I ?. 7892 und Fe X I I I ). 10747 wurde erhalten (gek.). Ra. 6747. A. Nishida, S t o r m s u d d e n c o m m e n c e m e n t s a s s o l a r b l a s t w a v e s . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 19 201—213. — Ref. in Phys. Abstr. 69 306. 6748. L. Oster, S. Sofia, T h e e m i s s i o n of t h e q u i e t c o r o n a a t m e t e r w a v e l e n g t h s . A p J 141 1139—1154. — Berechnung der ruhigen Radiostrahlung der Korona im Gebiet zwischen 2.50 und 10 m auf Grund einer abgeänderten Transporttheorie. Strahlungstemperaturen und effektive Temperaturen werden abgeleitet, die mit einer Elektronentemperatur von 2 x 106 ° verträglich sind. Oster 6749. E. N. Parker, On t h e e x i s t e n c e of s l o w s o l u t i o n s i n c o r o n a l h y d r o d y n a m i c s . A p J 141 322—324. — Die von J . W. Chamberlain behauptete Möglichkeit einer «Verdampfung» der Korona in Abwesenheit von Magnetfeldern wird weiterhin bestritten. Har. 6750. E. N. Parker, D y n a m i c a l t h e o r y of t h e s o l a r w i n d . Space Sei. Rev. 4 666—708. 21«

324

VII. Sonne

65, 1965

6751. E. N. Parker, C o r o n a l e x p a n s i o n 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. 1302 S. 99—111. 6752. J.-C. Perche, S u r l ' i n t e n s i t é e t la p o l a r i s a t i o n des r a i e s i n t e r d i t e s de l ' i o n F e X I I I d a n s la c o u r o n n e s o l a i r e . CR 260 6037—6040. — Für die [Fe XIII]-Linien U 10747, 10798 und 3388 A berechnet Verf. Intensitäten und Polarisationsgrade p in Anwesenheit eines Magnetfeldes. Die Ergebnisse sind: 1.) p (10747) nimmt monoton mit der Entfernung r vom Zentrum der Sonnenscheibe zu und erreicht bei 1.8 R 0 den Wert 0.6; 2.) p (10798) ist für r < 1.8 RQ kleiner als 0.1 ; 3.) p (3388) übersteigt 0.03 nicht; 4.) die Anisotropie des anregenden Strahlungsfeldes beeinflußt das Intensitätsverhältnis der beiden infraroten Linien wenig. Die früher — unter Vernachlässigung dieses Effektes — aus diesem Verhältnis abgeleiteten Elektronendichten bleiben daher gültig. Verf. (ü.) 6753. J.-C. Perche, C a l c u l de l ' i n t e n s i t é e t de la p o l a r i s a t i o n d e s r a i e s i n t e r d i t e s de l ' i o n F e X I I I d a n s la c o u r o n n e s o l a i r e en p r é s e n c e d ' u n c h a m p m a g n é t i q u e n o n r a d i a l . CR 261 5319—5322. 6754. H. Poeverlein, S o l a r p l a s m a w i n d , e a r t h c u r r e n t s a n d m a g n e t i c - f i e l d v a r i a t i o n s . Nature 206 604—605.

diurnal

6755. K. Saito, P o l a r r a y s of t h e s o l a r c o r o n a . I I . Publ. Astr. Soc. Japan 17 1—26 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 270. — Die weitere Auswertung der japanischen Beobachtungen während der Sonnenfinsternis 1962 Febr. 4/5 in Neuguinea (vgl. AJB 64 Ref. 6211 und 6758) brachte unter anderem folgende Ergebnisse: 1.) Die koronalen Polarstrahlen sind in einem 5° breiten Gürtel um die Pole konzentriert, der etwa 10° von den Polen entfernt ist. 2.) Das durch die Polarstrahlen repräsentierte Magnetfeld entspricht dem eines Stabmagneten und weicht in allen Höhen wesentlich von einem Dipolfeld ab. 3.) Das Magnetfeld verändert sich mit dem Zyklus der Sonnenaktivität. 4.) Die Elektronendichte in den Polarstrahlen ist im Mittel 4mal größer als die in ihrer Umgebung. 5.) Die kinetische Temperatur in den Polarstrahlen ist um 20% höher als die in ihrer Nachbarschaft. 6.) Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes nimmt vom Rand bis in 1.3 R© Abstand um den Faktor 10 zu. Gü-Li 6756. C. V. Sastry, T h e e n e r g y d e n s i t y of s o l a r w i n d a n d i t s c o r r e l a t i o n w i t h c o s m i c r a y i n t e n s i t y . Indian J . Phys. 39 51—52. 6757. F. L. Scarf, L.M.Noble, C o n d u c t i v e h e a t i n g of t h e s o l a r w i n d . I I . T h e i n n e r c o r o n a . ApJ 141 1479—1491. — Es wird eine Beschreibung der Strömungen in der Sonnenkorona mit Hilfe der Navier-Stokesschen Gleichungen gegeben. Molekulare Wärmeleitung und Reibung müssen dabei berücksichtigt werden. In Entfernungen über 7 Sonnenradien nimmt die Strömungsgeschwindigkeit zu. FS 6758. E. Schatzman, S. 122—132.

Coronal

heating

* * E. Schatzman, W a v e p r o p a g a t i o n s p h e r e a n d c o r o n a . Vgl. Ref. 6471.

and

solar

in t h e

wind. Vgl. Ref. 1304

photosphere,

chromo-

6759. I. S. Schklowskij, P h y s i c s of t h e S o l a r C o r o n a . Aus dem Russischen ü. von L. A. F e n n . Oxford—New York, Pergamon Press Ltd., 1965. 2. Auflage. 475 S. Preis £ 6.00 bzw. $ 18.50. — B. in BSAF 80 301, JBAA 76 213—214. 6760. M. J. Seaton, T h e t h e o r y of t h e c o r o n a l s p e c t r u m . Vgl. Ref. 1305 S. 273—279. 6761. P. Signer, P. Eberhardt, J. Geisa, P o s s i b l e d e t e r m i n a t i o n of t h e s o l a r w i n d c o m p o s i t i o n . JGR 70 2243—2244.

65, 1965

67. Korona, Sonnenwind

325

6762. 6. A. Skuridin, W. D. Pletnew, W. P. Schalimow, I. N. Schwatschunow, S o n nenwind, M a g n e t o s p h ä r e u n d S t r a h l u n g s g ü r t e l der Erde. EuW 1 Nr. 3 S. 18—26, Nr. 4 S. 12—22 (russ.). 6763. C. W. Snyder, M. Neugebauer, I n t e r p l a n e t a r y m e n t s b y M a r i n e r I I . Vgl. Ref. 1302 S. 67—88.

solar-wind

measure-

6764. C.P.Sonett, S o l a r w i n d a n d i t s i n t e r a c t i o n w i t h t h e m a g n e t o s p h e r e . J . Bes. NBS (D) 69 1033—1042. — Ref. in Phys. Abstr. 69 293. 6765. R. Stockhausen, T h e U V l i n e s of F e X I V A p J 141 277—281.

in t h e s o l a r

corona.

6766. P. A. Sturrock, J. R. Spreiter, S h o c k w a v e s i n t h e s o l a r w i n d a n d g e o m a g n e t i c s t o r m s . J G R 70 5345—5351. — Ebenso wie der gewöhnlich auftretende plötzliche Einsatz eines erdmagnetischen Sturms (positiver Impuls) als Wirkung einer innerhalb des Sonnenwindes ausgebildeten, rasch fortschreitenden Stoßwelle zu erklären ist, kann der in erdmagnetischen Stürmen weit seltener zu beobachtende negative Impuls auf die Ausbildung langsamer Stoßwellen, die sich zwar auch von der Sonne entfernen, aber gegenüber der Strömung des Sonnenwindes zurückbleiben, zurückgeführt werden. W. Gl. * * S. P. Talwar, K e l v i n - H e l m h o l t z p l a s m a . Vgl. Ref. 16133. 6767. R. Tousey, O b s e r v a t i o n s Vgl. Ref. 1321 S. 600—604.

instability

of t h e w h i t e - l i g h t

in

an

corona

6768. Z. Turlo, S. Gorgolewski, J. Hanasz, On t h e s h a p e a n d of t h e o u t e r s o l a r c o r o n a . Vgl. Ref. 1325 S. 141—144.

anisotropic by

rocket.

orientation

6769. J. I. Vette, T h e s p a c e r a d i a t i o n e n v i r o n m e n t . I E E E Trans. Nuclear Sei. NS-12 Nr. 5 S. 1—17. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1749. 6770. M. Waldmeier, D e r r a d i a l e I n t e n s i t ä t s a b f a l l d e r K o r o n a l i n i e 5 3 0 3 Ä. ZfA 61 144—155 = Astr. Mitt. Sternw. Zürich Nr. 265. — Die Helligkeit der grünen Koronalinie wird visuell durch Vergleich mit einer Thalliumlampe ermittelt, die Licht der Wellenlänge 5350 A aussendet. Die Messungen des Intensitätsverlaufs können durch drei verschiedene Hypothesen über den Temperaturverlauf in der Korona erklärt werden. Mehrere Gründe sprechen dafür, daß die rote und die grüne Koronalinie in Gebieten verschiedener Temperatur entstehen. FS 6771. Y. C. Whang, C.C.Chang, A n i n v i s c i d m o d e l of t h e s o l a r w i n d . J G R 70 4175—4180. — Ein dynamisches Modell des Sonnenwindes wurde erstmals von Parker entwickelt. E r untersuchte die allgemeinen mathematischen Eigenschaften der Momentengleichung. Scarf und Noble (vgl. A J B 63 Ref. 6742, 64 Ref. 6759) erweiterten die Theorie unter Berücksichtigung der Viskosität. Ihre Lösungen der hydrodynamischen Gleichungen hatten Gültigkeit bis zu einem Abstand von 15 R © . I n vorliegender Arbeit werden die Lösungen für ein Modell unter Berücksichtigung der Wärmeleitung und Vernachlässigung der Viskosität für alle r studiert. Unter der Annahme, daß der Energietransport im Unendlichen lediglich durch Konvektion der kinetischen Energie erfolgt, werden die exakten Lösungen hergeleitet und diskutiert. Henn 6772. K. G. Widing, J. R. Porter, S i l i c o n 1321 S. 779—787.

in

the

solar

corona.

* * J. M. Wilcox, A. M. Lenehek, E. Öpik, S o l a r f l a r e s , s u n s p o t a n d s o l a r w i n d . Vgl. Ref. 66109.

Vgl. Ref. activity,

326

V I I . Sonne

65, 1965

* * J . P. Wild, A. Tlamicha, S p e c t r a l e v i d e n c e on t h e o r i g i n o f t y p e I s o l a r r a d i o s t o r m s a n d c o r o n a l m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 68120, 68121. * * D. M. Willis, T h e g e o m a g n e t i c e f f e c t s o f e n e r g y d e n s i t y v a r i a t i o n s i n t h e s o l a r w i n d . Vgl. Ref. 7689. 6773. W. W. Witkewitsch, A t w o - c o m p o n e n t m o d e l o f t h e s o l a r s u p e r c o r o n a . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 129—130. — Ref. 6774. S. K. Wsechswjatskij, G. M. Nikolskij, W. I. Iwantschuk, A. T. Nesmjanowitsch, E . A. Ponomarew, G. A. Rubo, W. I. Tscherednitschenko, S o n n e n k o r o n a u n d K o r p u s k u l a r s t r a h l u n g im i n t e r p l a n e t a r e n R a u m . Kiew, Univ. Kiew, 1965. 216 S. Preis 93 Kop. (russ.). * * H. Yoshihara, H. Thommen, t i o n s . Vgl. Ref. 16136. 6775. T h e

solar

wind.

Magnetic-dipole-induced

plasma

mo-

Southern Stars 21 56.

6776. D i s c u s s i o n on t h e c o r o n a . Vgl. Ref. 1305 S. 293—310. — Enthält Beiträge von J.-C. Perche, J . P. Dumont, R . H. Garstang, P. Q. Orrall.

§ 68 Wellen- und Partikelstrahlung UV- und Röntgen-Strahlung * * Die —552.

Erforschung

des

kosmischen

Raumes.

Vgl. Ref. 1332 S. 483

6801. (VW. Allen, T h e i n t e r p r e t a t i o n o f t h e R ö n t g e n - U V s o l a r s p e c t r u m . Space Sei. Rev. 4 91—122. — Aus den mittels Raketen und künstlichen Flugkörpern gewonnenen Daten über die kurzwellige UV- und weiche Röntgenstrahlung der Sonne werden Folgerungen hinsichtlich der Wirkung dieser Strahlung auf die Ionosphäre gezogen und mit den bekannten Eigenschaften der D-, E - und F-Schicht verglichen. Ferner gestatten die Intensitätsmessungen an den Emissionslinien in diesem Spektralbereich Schlüsse auf die Temperaturverteilung und die Häufigkeit chemischer Elemente in der Sonnenatmosphäre sowie auf die Unterschiede zwischen der Struktur der ungestörten und der durch Aktivitätszentren und chromosphärische Eruptionen gestörten Sonnenatmosphäre. W.G1. 6802. C. W. Allen, T h e i n t e r p r e t a t i o n of the r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1321 S. 146—147. — Ref.

Sun's

Röntgen-UV

6803. J . A. van Allen, L. A. Frank, B. Maehium, L. W. Acton, S o l a r R ö n t g e n r a y o b s e r v a t i o n s b y I n j u n 1. J G R 70 1639—1645. — Aus 48 Beobachtungen von 1961 Juni—Dez., die mit einem Geiger-Zählrohr mit Glimmerfenster auf Injun 1 erhalten worden waren, konnten Verf. folgende Ergebnisse ableiten: Der solare Röntgen-Fluß an einem «ruhigen» Tag hatte in 1 A E im Wellenlängenbereich A < 14 A den minimalen Wert von 0.5 X 10 3 erg c m - 2 sec Der RöntgenFluß unterlag starken zeitlichen Schwankungen vom angegebenen Minimalwert 2 1 bis zum Maximum von 0.07 erg cm~ s e c , das während einer Ha-Eruption der Importanz 3 am 20. Juli gemessen wurde. Henn

326

V I I . Sonne

65, 1965

* * J . P. Wild, A. Tlamicha, S p e c t r a l e v i d e n c e on t h e o r i g i n o f t y p e I s o l a r r a d i o s t o r m s a n d c o r o n a l m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 68120, 68121. * * D. M. Willis, T h e g e o m a g n e t i c e f f e c t s o f e n e r g y d e n s i t y v a r i a t i o n s i n t h e s o l a r w i n d . Vgl. Ref. 7689. 6773. W. W. Witkewitsch, A t w o - c o m p o n e n t m o d e l o f t h e s o l a r s u p e r c o r o n a . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 129—130. — Ref. 6774. S. K. Wsechswjatskij, G. M. Nikolskij, W. I. Iwantschuk, A. T. Nesmjanowitsch, E . A. Ponomarew, G. A. Rubo, W. I. Tscherednitschenko, S o n n e n k o r o n a u n d K o r p u s k u l a r s t r a h l u n g im i n t e r p l a n e t a r e n R a u m . Kiew, Univ. Kiew, 1965. 216 S. Preis 93 Kop. (russ.). * * H. Yoshihara, H. Thommen, t i o n s . Vgl. Ref. 16136. 6775. T h e

solar

wind.

Magnetic-dipole-induced

plasma

mo-

Southern Stars 21 56.

6776. D i s c u s s i o n on t h e c o r o n a . Vgl. Ref. 1305 S. 293—310. — Enthält Beiträge von J.-C. Perche, J . P. Dumont, R . H. Garstang, P. Q. Orrall.

§ 68 Wellen- und Partikelstrahlung UV- und Röntgen-Strahlung * * Die —552.

Erforschung

des

kosmischen

Raumes.

Vgl. Ref. 1332 S. 483

6801. (VW. Allen, T h e i n t e r p r e t a t i o n o f t h e R ö n t g e n - U V s o l a r s p e c t r u m . Space Sei. Rev. 4 91—122. — Aus den mittels Raketen und künstlichen Flugkörpern gewonnenen Daten über die kurzwellige UV- und weiche Röntgenstrahlung der Sonne werden Folgerungen hinsichtlich der Wirkung dieser Strahlung auf die Ionosphäre gezogen und mit den bekannten Eigenschaften der D-, E - und F-Schicht verglichen. Ferner gestatten die Intensitätsmessungen an den Emissionslinien in diesem Spektralbereich Schlüsse auf die Temperaturverteilung und die Häufigkeit chemischer Elemente in der Sonnenatmosphäre sowie auf die Unterschiede zwischen der Struktur der ungestörten und der durch Aktivitätszentren und chromosphärische Eruptionen gestörten Sonnenatmosphäre. W.G1. 6802. C. W. Allen, T h e i n t e r p r e t a t i o n of the r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1321 S. 146—147. — Ref.

Sun's

Röntgen-UV

6803. J . A. van Allen, L. A. Frank, B. Maehium, L. W. Acton, S o l a r R ö n t g e n r a y o b s e r v a t i o n s b y I n j u n 1. J G R 70 1639—1645. — Aus 48 Beobachtungen von 1961 Juni—Dez., die mit einem Geiger-Zählrohr mit Glimmerfenster auf Injun 1 erhalten worden waren, konnten Verf. folgende Ergebnisse ableiten: Der solare Röntgen-Fluß an einem «ruhigen» Tag hatte in 1 A E im Wellenlängenbereich A < 14 A den minimalen Wert von 0.5 X 10 3 erg c m - 2 sec Der RöntgenFluß unterlag starken zeitlichen Schwankungen vom angegebenen Minimalwert 2 1 bis zum Maximum von 0.07 erg cm~ s e c , das während einer Ha-Eruption der Importanz 3 am 20. Juli gemessen wurde. Henn

65, 1965

68. Wellen- und Partikelstrahlung

327

6804. A.D.Anderson, L o n g - t e r m ( s o l a r c y c l e ) v a r i a t i o n , of t h e e x t r e m e u l t r a v i o l e t r a d i a t i o n a n d 1 0 . 7 - c e n t i m e t e r f l u x f r o m t h e Sun. J G R 70 3231—3234. — Der Strahlungsfluß S der Sonne bei 10.7 cm Wellenlänge kann nicht, wie bisher angenommen, als ein zuverlässiger Indikator der Sonnenstrahlung im äußersten UV angesehen werden. Verf. untersucht statistisch das Verhalten der beiden Komponenten von S f ü r die aktiven Gebiete (SA) und für die ruhige Sonne (SB) und kommt zu dem Schluß, daß beide in unterschiedlicher Stärke mit dem Ablauf eines Fleckenzyklus veränderlich sind, während die UVStrahlung im wesentlichen nur mit der Sonnenaktivität schwankt. Gü-Li 6805. W. S. Black, D. Booker, W. M. Burton, B. B. Jones, D. B. Shenton, R.Wilson, Solar s p e c t r o s c o p y in t h e e x t r e m e u l t r a - v i o l e t using stabilized S k y l a r k r o c k e t s . Nature 206 654—658. 6806. R. L.Blake, T. A. Chubb, H.Friedman, A. E. Unzicker, S p e c t r a l a n d p h o t o m e t r i c m e a s u r e m e n t s of s o l a r R ö n t g e n - r a y e m i s s i o n b e l o w 60 A. A p J 142 1—12. — Bericht über Raketenmessungen des solaren Röntgenspektrums zwischen 13 und 25 A und der Ausdehnung von Röntgen-QueUen. Die Linien werden mit Fe X V I I , O VII, O V I I I und N V I I identifiziert. Während im Bereich von 8 bis 15 A die Strahlung nur aus aktiven Gebieten bis zu 1' Durchmesser herunter stammt, rührt sie im Bereich von 44 bis 60 A etwa zur Hälfte von der gesamten Oberfläche her. Ba. 6807. R.L. Blake, T. A. Chubb, H.Friedman, A. E. Unzicker, M e a s u r e m e n t of s o l a r R ö n t g e n - r a y s p e c t r u m b e t w e e n 13 a n d 26 A. Vgl. Ref. 1821 S. 583—585. * * R. L. F. Boyd, T e c h n i q u e s f o r t h e m e a s u r e m e n t r e s t r i a l s o f t R ö n t g e n - r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 2298.

of

extra-ter-

6808. W. M. Burton, R. Wilson, O b s e r v a t i o n s of t h e S u n i n t h e e x t r e m e u l t r a - v i o l e t m a d e f r o m a s t a b i l i z e d S k y l a r k r o c k e t . Nature 207 61—62. — Aus einer stabilisierten Skylark-Rakete wurde 1965 April 9 mit einem Gitterspektrographen in 150 km Höhe das UV-Spektrum (950—2950 A) der Chromosphäre und der inneren Korona 10' außerhalb des Sonnenrandes photographiert. Unter anderem wurde das Resonanzdublett (3 s 2 S — 3 p 2 P) von Mg I I in der Chromosphäre als markante Emission abgebildet. Beim gleichen Aufstieg wurde mit einem speziellen Gerät ein Spektroheliogramm im e x t r e m e n UV (50—300 A) erhalten, das je ein Bild der Sonne im Licht der Linien F e I X (171 A) und H e I I Lyman (304 A) zeigt. Das erstere zeigt eine bemerkenswerte Randaufhellung. Gü-Li 6809. C. J. Chilton, J.P.Conner, F.K.Steele, A c o m p a r i s o n b e t w e e n s o l a r R ö n t g e n - r a y e m i s s i o n a n d V L F s u d d e n p h a s e a n o m a l i e s . Proc I E E E 53 2018—2026. * * G. Chodil, R. C. Jopson, H.Mark, F. D. Seward, C.D.Swift, R ö n t g e n - r a y s p e c t r a f r o m Scorpius (SCO-XR-1) and t h e Sun observed a b o v e t h e a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 134221. 6810. J . F. Dolan, G.G.Fazio, T h e G a m m a - r a y s p e c t r u m of t h e S u n . Rev. Geophys. 3 319—343 = H a r v Repr Nr. 684. — Ref. in Phys. A b s t r . 68 2215. 6811. B. Edl6n, L a b o r a t o r y d a t a o n a t o m i c s p e c t r a f o r u l t r a v i o l e t s o l a r s p e c t r o s c o p y . Vgl. Ref. 1321 S. 623—624.

extreme

6812. G. Elwert, P. Mücklich, L i n i e n s p e k t r u m u n d R a n d a u f h e l l u n g d e r R ö n t g e n - S t r a h l u n g der Sonne nach Theorie und Beobachtung. Mitt. AG 1965 S. 87. — Ref. AG.

328

65, 1965

VII. Sonne

6813. U. Feldman, B. S. Fraenkel, S. Hoory, I d e n t i f i c a t i o n s of s o l a r u l t r a v i o l e t l i n e s r e s u l t i n g f r o m a s t u d y of t h e A r I a n d K I i s o e l e c t r o n i c s e q u e n c e s . A p J 142 719—723. — I m Bereich von 91 bis 172 A haben Verf. solare UV-Linien identifiziert. Übergänge von Fe V I I I , Fe I X , Ni X und Ni X I wurden gefunden. Ba. 6814. K.J.Frost, C o m m e n t s o n h i g h e n e r g y o b s e r v e d b y O S O - 1 . Vgl. Ref. 1315 S. 513—516.

Röntgen-ray

bursts

6815. B. Giacconi, W. P. Beidy, T. Zehnpfennig, J. C. Lindsay, W. S. Muney, Solar Röntgen-ray images obtained using grazing incidence optics. A p J 142 1274—1278. — Mit drei in eine Aerobee-Rakete eingebauten Teleskopen mit Ringöffnungen (vgl. A J B 60 Ref. 22148) ist die Sonnenscheibe zwischen 8 und 12 A photographiert worden. Mehrere Aufnahmen sind reproduziert. Besonders heben sich ein Eruptionsgebiet und größere Teile des Sonnenrandes ab. Loh. 6816. L. Goldberg, W.H.Parkinson, E. M. Beeves, C a r b o n m o n o x i d e i n t h e u l t r a v i o l e t s o l a r s p e c t r u m . A p J 141 1293—1295 = H a r v Repr Nr. 687. 6817. L.A.Hall, W.Schweizer, L. Heroux, H. E. Hinteregger, S o l a r R ö n t g e n U V s p e c t r u m of M a r c h , 1964. A p J 142 13—15. — Beschreibung eines Sonnenspektrums im Bereich von 55 bis 312 A. Während es sonst früher erhaltene Ergebnisse bestätigt, scheint die Linie von Fe XV bei 284 A um etwa 50 % schwächer zu sein. Ba. 6818. L. A. Hall, W. Schweizer, H. E. Hinteregger, L o n g - t e r m s o l a r e x t r e m e u l t r a v i o l e t f l u x e s . J G R 70 2241—2242.

variation

6819. J. E. Hesser, K. Dressler, A b s o l u t e t r a n s i t i o n p r o b a b i l i t i e s t h e s o l a r u l t r a v i o l e t CO b a n d s . A J 70 677. — Ref. AAS.

of of

6820. H. E. Hinteregger, A b s o l u t e intensity measurements in the e x t r e m e u l t r a v i o l e t s p e c t r u m of s o l a r r a d i a t i o n . Space Sei. Rev. 4 461—497. — Nach einer Übersicht über die Methoden der Spektralphotometrie im Bereich der kurzwelligen UV- und weichen Röntgen-Strahlung werden die im Zeitraum 1946—1964 über die Intensität der Sonnenstrahlung in diesem Bereich gewonnenen Resultate diskutiert und Hinweise auf die zur Erzielung weiterer Fortschritte auf diesem Gebiet einzuschlagenden Wege gegeben. W. Gl. 6821. H. E. Hinteregger, L.A.Hall, G. Schmidtke, S o l a r R ö n t g e n - U V r a d i a t i o n a n d n e u t r a l p a r t i c l e d i s t r i b u t i o n in J u l y 1963 t h e r m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1315 S. 1175—1190. 6822. H. E. Hinteregger, Experimental determination of absolute i n t e n s i t i e s i n t h e s o l a r R ö n t g e n - U V s p e c t r u m . Vgl. Ref. 1321 S. 123 —124. — Ref. 6823. C. de Jager, S o l a r R ö n t g e n r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1321 S. 125—131 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk 4° Nr. 44. 6824. B. W. Kreplin, B.N.Gregory, S o l a r R ö n t g e n - r a y m o n i t o r i n g d u r i n g t h e I Q S Y . Rep. Naval Res. Lab. Progr. Aug. 1965 S. 1—10. R . O. 6825. B. W. Kreplin, N R L solar D e s c r i p t i o n of i n s t r u m e n t a t i o n 1315 S. 951—965.

radiation monitoring satellite: a n d p r e l i m i n a r y r e s u l t s . Vgl. Ref.

6826. A. A. Lacis, S. Matsushima, M e t h o d of c o r r e c t i o n f o r i n s t r u m e n t a l broadening to determine the solar ultraviolet limb-darkening. A J 70 142—143. — Ref. AAS.

65, 1965

68. Wellen- und Partikelstrahlung

329

6827. J. C. Lindsay, C o m m e n t s o n R ö n t g e n - r a y s e m i t t e d b y t h e Vgl. Ref. 1821 S. 586—588.

Sun.

6828. S. L. Mandelstam, W. S. Prokudian, I. P. Tindo, E. P. Fetissow, Ü b e r d i e Röntgen-Strahlung der ruhigen Sonne. Kosm. Forsch. 3 737—750 (russ.). — Verf. teilen ihre Ergebnisse über die Berechnung der thermischen Röntgen-Strahlung der Sonne im Wellenlängenbereich < 20 A mit. Den Berechnungen liegen experimentelle Werte aus Radiospektroheliogrammen bei 9.1 cm Wellenlänge zu Grunde. Die Temperatur der ungestörten Korona wird zu s s l X 10" ° angenommen, für Gebiete mit größerer Emission liegt sie innerhalb der Grenzen von 1.5 bis 2.5 x 106 Die berechneten und die beobachteten Werte des Röntgen-Strahlungsstroms stimmen für verschiedene Stärken der Sonnenaktivität gut miteinander überein. Das erlaubt den Schluß zu ziehen, daß die Röntgen-Strahlung der Sonne im untersuchten Gebiet thermischer N a t u r ist. Sie setzt sich aus einer nahezu konstanten Komponente aus den ungestörten Gebieten der Korona und einer sich langsam ändernden Komponente zusammen, die der «heißeren» Strahlung aus den aktiven Gebieten entspricht. Verf. (ü., gek.) 6829. S. L. Mandelstam, Ü b e r d i e R ö n t g e n - S t r a h l u n g d e r S o n n e . Naturwissenschaften 52 236—241. — Auf der 103. Versammlung der Gesellschaft Deutscher Naturforscher und Ärzte am 5. 10. 1964 in Weimar gehaltener Vortrag. 6830. S. L. Mandelstam, B. N. Wassiljew, J. K. Woronko, I. P. Tindo, A. I. Schurygin, E. N. Fetissow, Ü n t e r s u c h u n g e n d e s k u r z w e l l i g e n E n d e s des S o n n e n s p e k t r u m s m i t S a t e l l i t e n u n d R a k e t e n . Publ. Kommission Spektroskopie Akad. Wiss. UdSSR 1964 Nr. 1 S. 36—54 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1965 10.62.170: I m Spektralbereich X < 10 A wurde die Strahlung der Sonne experimentell und theoretisch untersucht. Sie hat ein kontinuierliches Spektrum und wird durch die Rekombination von Elektronen und «schweren» Ionen in der Sonnenkorona bedingt. Die Messungen der Elektronentemperatur der Strahlungsgebiete der Korona ergaben bei verschiedenen Versuchen Werte zwischen (1.5—4.0) X 106 Der Strahlungsfluß beträgt an der Grenze der Erdatmosphäre (2—8) x 10~4 erg/cm 2 sec. Ra. 6831. S. L. Mandelstam, Rev. 4 587—665.

Röntgen-ray

emission

6832. S. L. Mandelstam, On R ö n t g e n - r a y Vgl. Ref. 1321 S. 614—622.

of

radiation

the

Sun.

of t h e

6833. H. Maseland, A r o c k e t e x p e r i m e n t f o r m e a s u r i n g s o f t r a y s f r o m t h e S u n . Vgl. Ref. 1304 S. 355—356.

Space Sei. quiet

Röntgen-

6834. J . Mergentaler, S o m e r e m a r k s o n t h e R ö n t g e n - r a y s o l a r Vgl. Ref. 1325 S. 169—170. 6835. R. Michard, R a y o n n e m e n t — Ref. in Phys. Ber. 44 2427. 6836. C. M. Minnis, I o n o s p h e r e , Nature 208 476.

Sun.

bursts.

d u S o l e i l . Vide Paris 19 265—271, 1964. a n d R ö n t g e n - r a y i m a g e s of t h e

Sun.

6837. W. M. Neupert, I n t e n s i t y v a r i a t i o n s i n t h e s o l a r e x t r e m e u l t r a v i o l e t s p e c t r u m o b s e r v e d b y O S O —1. Ann d'Astrophys 28 446—456. — Die Instrumentierung des Beobachtungssatelliten und seine Messungen von 170 bis 400 A im Frühjahr 1962 werden besprochen. Sie werden mit anderen Beobachtungen der Sonnenaktivität verglichen und im Hinblick auf die Identifikation von Linien und auf die Koronaüberwachung diskutiert. hz

330

V I I . Sonne

65, 1965

6838. G. C. Noci, D. Russo, C o r r e l a t i o n b e t w e e n s o l a r Röntgen-ray flux measured from N. R . L. S R 1 s a t e l l i t e and ionospheric param e t e r s . Vgl. Ref. 1315 S. 517—520 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 108. 6839. J.-C. Pecker, A l a p o u r s u i t e de l ' u l t r a v i o l e t . Sciences 1960 S. 17—36 = Publ. Obs. Nice Nr. 1. 6840. S. R . Pottasch, On t h e d e t e r m i n a t i o n o f t h e s o l a r chemical c o m p o s i t i o n f r o m a s t u d y o f t h e u l t r a v i o l e t r e s o n a n c e l i n e s . Vgl. Ref. 1321 S. 148—149. 6841. K . A. Pounds, R e c e n t s o l a r R ö n t g e n - r a y K i n g d o m . Vgl. Ref. 1321 S. 132—144.

studies in the

United

6842. P.C.Russell, S o f t R ö n t g e n - r a y i m a g e o f t h e S u n . Nature 205 684—685. — Aus einer stabilisierten Skylark-Rakete wurden mit einer Lochkamera mit Filter für weiche Röntgen-Strahlung (25—70 A) Bilder der Sonne in 144 km Höhe erhalten und mit nahe gleichzeitig aufgenommenen Ca (K)-Filtergrammen (Tokio, Fraunhofer-Institut) verglichen. Neben einer Randaufhellung durch die weiche Röntgen-Emission der Korona zeigen die hellen Gebiete auf den Röntgen-Bildern eine enge Beziehung zu den Gebieten mit chromosphärischen Fackeln. Auch die 9.1 cm-Strahlung der Sonne (nach einer Aufnahme des Stanford Radio Astr. Inst.) ist mit der Röntgen-Strahlung korreliert. Gü-Li 6843. P. C. Russell, F u r t h e r Nature 206 281—282. 6844. W. Seggewiss, D a s Sterne 41 79—81.

soft

Röntgen-ray

Sonnenspektrum

im

images extremen

of

the

Sun.

Ultraviolett.

6845. L. Thomas, F. H. Venables, K. M. Williams, M e a s u r e m e n t s o f s o l a r Röntgen-ray fluxes by the U.S. Naval Research Laboratory satell i t e 1 9 6 4 - 0 1 - D . Planet. Space Sei. 13 807—822. — Die zwischen Januar und August 1964 gemessenen Strahlungsintensitäten betrugen in den Bereichen 0—8 A, 8—20 A und 44—60 A etwa 0.3 x 10" 3 , 2 x 10" 3 und 3 X 10- 2 erg/cm 2 sec. Messungen nach einer chromosphärischen Eruption ergaben in den beiden langwelligen Bereichen um einen Faktor 2—3 verstärkte Intensitäten. Loh. 6846. I. P. Tindo, A. I. Schurygin, U n t e r s u c h u n g d e r R ö n t g e n - S t r a h l u n g der Sonne. I V . Messung des S t r a h l u n g s f l u s s e s im S p e k t r a l b e r e i c h v o n 2 b i s 18 A. Kosm. Forsch. 3 262—267 (russ.). — Verf. teilen Meßergebnisse des Flusses der solaren Röntgen-Strahlung im Spektralbereich von 2 bis 18 A mit. Die Messungen erfolgten bei senkrechten Starts von geophysikalischen Raketen in etwa 500 km Höhe. Die Farbtemperatur der Strahlung in diesem Spektralbereich wurde bestimmt; die Meßergebnisse werden mit den berechneten Größen verglichen. Verf. (ü.) 6847. R. Tousey, W. E. Austin, J . D. Purcell, K. G. Widing, ultraviolet emission from the Sun between the l i n e s o f H I a n d C V I . Vgl. Ref. 1321 S. 755—773.

The extreme Lyman-Alpha

Radiostrahlung 6848. A. R . Abbassow, T h e c o r r e l a t i o n o f r a d i o r a d i a t i o n o f s o l a r e m i s s i o n r e g i o n s w i t h s u n s p o t a r e a . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 125. — Ref. 6849. G. M. Artemjewa, E . A. Benediktow, W. 0 . Rapoport, The b e t w e e n s p o r a d i c s o l a r r a d i o e m i s s i o n in t h e d e c a m e t e r

relation diapason

65, 1965

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

331

a n d c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . A J UdSSR 42 1011—1013 (russ. mit engl. Ref.). — Ein Vergleich der Angaben über Ausbräche der solaren Radiostrahlung im Dekameterwellenbereich mit den P a r a m e t e r n chromosphärischer E r u p t i o n e n d e u t e t auf einen Zusammenhang zwischen der Wahrscheinlichkeit des Auftretens eines Ausbruchs u n d der H a -Linienbreite während der E r u p t i o n hin. Außerdem wurde eine Ost-West-Asymmetrie in der Verteilung der Radiostrahlungsstöße auf der Sonnenscheibe im Dekameterwellenbereich entdeckt. Verf. (ü.) 6850. Y.Avignon, M.-J. Martres, M.Pick, R e l a t i o n s e n t r e l e s p r o p r i é t é s o p t i q u e s des centres d ' a c t i v i t é solaire et leur d e n s i t é de f l u x en ondes centimétriques. CR 261 1465—1468. — Die Untersuchung der Kondensationen im Zentimeterbereich (3.2 cm), die in der Zeit von 1959 J u l i 1 bis 1963 Dez. 31 mit dem Interferometer von N a n ç a y registriert wurden, gestattet eine Unterteilung der Aktivitätszentren in zwei Gruppen, f ü r die die Abhängigkeit zwischen Flußdichte u n d Fleckenfläche gemäß den W e r t e n f ü r den früher definierten optischen P a r a m e t e r d / D (vgl. A J B 64 Ref. 6507) vollkommen verschieden ist. Henn 6851. D. E. Baldwin, E l e c t r o n o v e r t a k i n g a s a c a u s e of i n s t a b i l i t y a n d t y p e I I I s o l a r r a d i o b u r s t s . Phys. Letters 12 202—203, 1964. 6852. I. F. Below, M e s s u n g d e r d u r c h d a s a l l g e m e i n e Magnetfeld d e r S o n n e b e d i n g t e n P o l a r i s a t i o n d e r R a d i o s t r a h l u n g . Hochschulnachr. Radiophys. 8 400—401 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1965 11.51.368: Der Polarisationsgrad im 3 cm-Bereich ist kleiner als 3.3 X 10~4 (gek.). Ra. 6853. A.Böhme, D i e S p e k t r e n d e r T y p I V - B u r s t s u n d « n o i s e i m m - u n d d e c a m - B e r e i c h . Mitt. AG 1965 S. 86. — Ref. AG.

storms»

6854. U. W . Changildin, K a r t e n d e r H e l l i g k e i t s v e r t e i l u n g d e r 8 m m R a d i o s t r a h l u n g a u f d e r S o n n e n s c h e i b e . P u b l . Phys. Inst. Akad. Wiss. U d S S R 28 179—182 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1966 3.51.501. — Betrifft Beobachtungen vom 13. Aug. u n d 31. Okt. 1959. 6855. U. W. Changildin, D i e V e r t e i l u n g d e r R a d i o h e l l i g k e i t a u f d e r S o n n e n s c h e i b e b e i 8 m m W e l l e n l ä n g e . Sonnendaten 1965 Nr. 8 S. 46—70 (russ.). — Verf. veröffentlicht K a r t e n über den Zustand der Sonnenscheibe vom 11.8. bis 13. 11. 1959, auf denen sich eine enge Korrelation der lokalen «8 mmGebiete» mit verschiedenen chromosphärischen u n d photosphärischen Erscheinungen beobachten läßt. Die hellsten Gebiete befinden sich über Fleckengruppen. Von besonderem Interesse sind die erstmals im Radiowellenbereich beobachteten Gebiete mit niedrigerer Radiohelligkeit über dunklen Filamenten von der Art ruhender Protuberanzen. Solche dunklen Gebiete lassen sich einige Tage lang beobachten. Ra. 6856. A. E. Covington, T. H. Legg, M i c r o w a v e s o l a r n o i s e é m i s s i o n . Bull. R a d i o Electr. Engineering Div. N R C Canada 15 Nr. 1 S. 6—12. R . O. 6857. W. M. Cronyn, W. C. Erickson, T h e f l u x a n d b r i g h t n e s s of t h e S u n a t 2 6 . 3 M H z . A J 70 672. — Ref. AAS. 6858. H. Daene, A. Krüger, U n t e r s u c h u n g e n a n T y p V - B u r s t s . Mitt. AG 1965 S. 85. — Ref. AG.

solaren

distribution

Typ

III-

und

6859. H. Daene, W. Voigt, D i e P o l a r i s a t i o n s o l a r e r T y p I I I - u n d T y p VR a d i o s t r a h l u n g s s t ö ß e bei den F r e q u e n z e n 23.5 u n d 39.6 MHz. Publ. Astrophys. Obs. P o t s d a m 31 H e f t 3 (105), 58 S. 6860. M . K . Das Gupta, D. Basu, B a s i c c o m p o n e n t of s o l a r r a d i o é m i s s i o n a t c e n t i m e t r e a n d d e c i m e t r e w a v e - l e n g t h s . N a t u r e 208 739

332

VII. Sonne

65, 1965

—741. — Zur Bestimmung der Grundkomponente der solaren Radiostrahlung wird die empirische Feststellung verwandt, daß zwischen der Amplitude d e r 27tägigen Variation der solaren Radiostrahlung und der Stärke des mittleren Strahlungsflusses eine lineare Beziehung besteht. Diese gestattet es, mit Hilfe der beobachteten Amplitude der 27tägigen Variation die Grundkomponente als den der Variation 0 entsprechenden Strahlungsfluß zu bestimmen. Die hier benutzten Beobachtungen führen zu dem Resultat, daß sich im Zentimeter- und Dezimeterwellenbereich die Grundkomponente im Laufe des Fleckenzyklus ändert; die Extrapolation auf den Meterwellenbereich läßt jedoch erwarten, daß diese Änderung dort unmerklich klein wird. W. Gl. 6861. F. G. Drago, I n v e r s i o n of t h e p o l a r i z a t i o n b e t w e e n m e t r i c a n d c e n t i m e t r i c w a v e l e n g t h s . ZfA 61 173—178 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 122. — Die Beziehungen zwischen der Polarität der solaren Magnetfelder und dem Polarisationssinn bei Radiofrequenzen werden untersucht. Zwischen Meter- und Zentimeterwellenlängen wird eine Umkehrung des Polarisationssinns beobachtet. Dies läßt sich nur durch die Annahme erklären, daß zwei verschiedene Mechanismen die polarisierte Strahlung erzeugen. Die Höhen, in denen diese beiden Mechanismen arbeiten, werden für drei Frequenzen errechnet und mit den Dimensionen einer typischen Koronakondensation verglichen. HHR 6862. A. D. Fokker, C o r o n a l s c a t t e r i n g of r a d i a t i o n f r o m s o l a r r a d i o s o u r c e s . BAN 18 111—124. — Da, wie die Beobachtung kosmischer Radioquellen während ihrer Bedeckung durch die Sonnenkorona gezeigt hat, die Radiostrahlen in der Korona eine starke Streuung erfahren, muß diese Streuung auch bei der von solaren Radioquellen emittierten Strahlung auftreten. Unter der Annahme, daß diese Quellen punktförmig sind, werden die Eigenschaften des von einer solchen Quelle durch die Streuung entstehenden Radiobildes untersucht. W. Gl. 6863. I. Garczynska, T h e p r o p a g a t i o n s i n t h e c h r o m o s p h e r e and c o r o n a of d i s t u r b i n g a g e n t s g e n e r a t i n g c h a n g e s i n t h e i n t e n s i t y of s o l a r r a d i o - e m i s s i o n . AA 15 59—72 = Wroclaw Astr. Obs. Repr. Nr. 54. — Zur Klärung der Frage, unter welchen Umständen sich eine sporadische solare Radioemission im Plasma fortpflanzt, wird die Theorie der Plasmaeigenschwingung von I. S. Schklowskij (vgl. A J B 62 Ref. 6738) herangezogen. F ü r die Elektronenverteilung in der Sonnenatmosphäre wurden die Daten von H . C. van de Hülst und W. N. Ichsanowa benutzt. Aus einer Analyse der Magnetfeldbeobachtungen am Obs. Ondrejov 1959—1962 folgt, daß die Korpuskularströme, die nachträglich magnetische Stürme vom Typ SC erzeugen, für die Störungen in der Radiotätigkeit der Sonne verantwortlich sind. E. R. 6864. P. R. Gast, A. S. Jursa, J . Castelli, S. Basu, .1. Aarons, S o l a r e l e c t r o m a g n e t i c r a d i a t i o n . Handbook Geophys. Space Environments; AFCRL 1965 S. 16-1—16-38. R . O. 6865. M. N. Gnewyschew, T h e 11 y e a r c y c l e i n s o l a r r a d i o e m i s s i o n . A J UdSSR 42 488—493 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die Änderungen im Radiostrahlungsfluß der Sonne zwischen 3 und 450 cm Wellenlänge während des 11jährigen Zyklus von 1953 bis 1963. Danach spiegeln sich die hauptsächlichen, durch optische Beobachtungen festgestellten Eigenschaften des 11jährigen Zyklus der Sonnenaktivität in der solaren Radiostrahlung vollständig wider. Der Unterschied in den Formen der 11jährigen Kurven der Radiostrahlung bei verschiedenen Wellenlängen erklärt sich aus der Breite des Raumwinkels der entsprechenden Strahlungen. Die Radiostrahlung im Meterwellenbereich und die Protonenkomponente der solaren Radiostrahlung haben kleine Raumwinkel. Verf. (ü.)

65, 1965

68. Wellen- und Partikelstrahlung

333

6866. 0. Hachenberg, R a d i o f r e q u e n c y e m i s s i o n s of t h e S u n i n t h e c e n t i m e t e r w a v e l e n g t h r a n g e : The slowly v a r y i n g s u n s p o t comp o n e n t . Vgl. Ref. 1137 S. 95—108 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Bonn Nr. 65. 6867. 0 . Hachenberg, R a d i o f r e q u e n c y e m i s s i o n of t h e S u n i n t h e centimeter-wavelength range: Microwave bursts. Vgl. Ref. 1137 S. 241—254 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Bonn Nr. 66. 6868. G.A.Harvey, 2 8 0 0 M H z 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 I a n d t y p e IV solar radio b u r s t s and t h e r e l a t i o n w i t h o t h e r p h e n o m e n a . J G R 70 2961—2976. — Die Beziehungen zwischen der 10.7 cm-Radiostrahlung bei 164 Eruptionen und den dabei auftretenden Meter-Strahlungsstößen vom T y p I I und IV werden aus Beobachtungen (1957—1961) des National Research Council, Ottawa, bzw. der Radiostation Fort Davis untersucht, wobei auf Verbindungen zu anderen solaren Erscheinungen (Flecken, Magnetfeld, Ionosphäre und Geomagnetismus) geachtet wurde. Das Hauptergebnis der im einzelnen beschriebenen komplizierten Relationen ist, daß bei 10.7 cm-Ausbrüchen mit breitem Profil verhältnismäßig wenige Meter-Strahlungsstöße auftreten, dafür aber eine fast durchweg hohe Korrelation zu den photosphärischen, chromosphärischen und geomagnetischen Störerscheinungen besteht. Gü-Li 6869. W. N. Ichsanowa, O b s e r v a t i o n s of t h e s o l a r r a d i o e m i s s i o n w i t h t h e l a r g e P u l k o w o t e l e s c o p e . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 127—128. — Ref. * * W. A. Jefanow, I. G. Moissejew, O n t h e m e t h o d s o l a r r a d i o e m i s s i o n a t 8 m m . Vgl. Ref. 22140.

of o b s e r v a t i o n s

* * G. F. Jelissejew, I. G. Moissejew, S o m e p r o p e r t i e s n o n - p r o t o n f l a r e r e g i o n s . Vgl. Ref. 6652.

of

proton

of and

6870. N. N. Jerjuschew, L. A. Jelissejewa, On t h e c o n n e c t i o n between r a d i o e m i s s i o n b u r s t s a t 3.2 cm a n d i o n o s p h e r i c e f f e c t s d u e t o R ö n t g e n - r a y r a d i a t i o n of s o l a r f l a r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 84 42—52 (russ. mit engl. Ref.). 6871. L. I. Jurowskaja, T h e d y n a m i c s p e c t r a of l a r g e b u r s t s of r a d i o e m i s s i o n a t m e t e r w a v e l e n g t h s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 34 9—15 (russ. mit engl. Ref.). — 12 Radiostrahlungsstöße im Meterwellenlängenbereich werden diskutiert. Sie wurden am Obs. Krim mit dem A 1.5 m-Radioteleskop und einem Radiospektrographen mit einem kontinuierlichen Bereich von 2 bis 3 m registriert. Verf. erörtert den Zusammenhang zwischen diesen Stößen und solchen im optischen Bereich. Die dynamischen Spektren aller 12 Stöße werden mitgeteilt. Verf. (ü.) * * J. F. Jurowskij, O n t h e p r e c i s i o n of c o n t i n u o u s r e l a t i v e m e a s u r e m e n t s of t h e s o l a r r a d i o e m i s s i o n f l u x . Vgl. Ref. 22141. 6872. K.Kai, A c o m p i l a t i o n of f l u x d e n s i t y , p o l a r i z a t i o n a n d p o sition m e a s u r e m e n t s for t y p e IV b u r s t s in t h e m e t e r and microw a v e r a n g e . Ann. Tokyo Astr. Obs. (2) 9 195—211. 6873. K. Kai, P o l a r i z a t i o n c h a r a c t e r i s t i c s of t y p e I V b u r s t s . I . O b s e r v a t i o n a l r e s u l t s . Publ. Astr. Soc. J a p a n 17 294—308 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 277. 6874. K. Kai, P o l a r i z a t i o n Physical interpretation. Astr. Obs. Repr. Nr. 278.

c h a r a c t e r i s t i c s of t y p e I V b u r s t s . I I . Publ. Astr. Soc. J a p a n 17 309—336 = Tokyo

334

VII. Sonne

65, 1965

6875. T. Kakinuma, H. Tanaka, S o l a r r a d i o b u r s t s a t m i c r o w a v e f r e q u e n c i e s . Proc. Res. Inst. Atmosph. Nagoya Univ. 8 39—49, 1961. R . O. 6876. M. Krishnamurthi, G. S. Sastry, T. S. Rao, H a r m o n i c s t r u c t u r e a n d b a n d s p l i t t i n g of t y p e I I s o l a r r a d i o b u r s t s . Australian J . Phys. 18 473—478. 6877. L. Krivsky, R a d i o e m i s s i o n of s o l a r c o r p u s c u l a r c l o u d s f r o m t h e i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 124. — Ref. 6878. A. Krüger, H.-S. Michel, U n t e r s u c h u n g e n d e r l a n g s a m v e r ä n d e r lichen K o m p o n e n t e der s o l a r e n R a d i o s t r a h l u n g in der M i n i m u m s p e r i o d e d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Mitt. AG 1965 S. 86. — Ref. AG. 6879. A. Krüger, H.-S. Michel, A n e w f e a t u r e of t h e s p e c t r u m S - 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 . Nature 206 601—602.

of

the

6880. M. R. Kundu, S o l a r R a d i o A s t r o n o m y . London—New York—Sydney, Interscience Publishers Inc., 1965. 10 + 660 S. Preis £ 7 10 s. bzw. $ 19.75. — B. in Ann d'Astrophys 29 151, J . Astronaut. Sei. 13 128, Nature 21« 559 —560, Publ ASP 78 264—265, Science 153 163, Sky Tel. 31 42, 222—223. 6881. M. R. Kundu, S o m e a s p e c t s of t y p e - I V c o n t i n u u m o n d e c i m e t e r w a v e l e n g t h s . Vgl. Ref. 1305 S. 408—412. * * L. S. Lewizkij, P r o t o n f l a r e s r a d i o e m i s s i o n . Vgl. Ref. 6665.

during

1961 —1962

radiation

and

related

6882. J . Machalski, S. Zi^ba, O n t h e c o r r e l a t i o n b e t w e e n 8 1 0 M H z r a d i o b u r s t s a n d c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . Vgl. Ref. 1325 S. 162—168. 6883. A.Maxwell, M e c h a n i s m s Rep. Nr. 65/16, 6 S.

of s o l a r r a d i o b u r s t s . U . K . Sei. Mission R. 0 .

6884. A.Maxwell, T h e v a r i a b l e S. 342—397 = H a r v Repr Nr. 696.

solar

radio

spectrum.

Vgl. Ref. 1805

6885. L. R. McNarry, S o m e p o l a r i z a t i o n c h a r a c t e r i s t i c s of s o l a r r a d i o e m i s s i o n a t 74 M H z . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 121. — Ref. 6886. H.-S. Michel, A b s o l u t m e s s u n g d e r s o l a r e n R a d i o s t r a h l u n g b e i 20 cm W e l l e n l ä n g e i m S o n n e n f l e c k e n m i n i m u m 1964. Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 763—774. — Auszug Diss. Techn. Univ. Dresden. 6887. A. P. Moltschanow, T h e d i a m e t e r of t h e S u n Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 124—125. — Ref.

in

cm-range.

6888. W. G. Nagnibeda, A b s o l u t e c a l i b r a t i o n of s o l a r f l u x in w a v e l e n g t h s . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 117. — Ref. 6889. J . Olmr, A. Tlamicha, T h e B c o m p o n e n t of t h e q u i e t S u n i n p e r i o d 1 9 6 2 — 1 9 6 4 a t 5 3 6 M H z . BAC 16 250—251. 6890. S. B. Pikelner, T h e n a t u r e Vgl. Ref. 833 S. 131—136.

of

the

active

regions

of

the

cmthe Sun.

6891. J . Priese, E i n i g e B e s t i m m u n g e n d e s S t r a h l u n g s s t r o m e s der S o n n e bei 559 M H z d u r c h V e r g l e i c h m i t Cas A in d e n J a h r e n 1961 und 1964. Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 282—287. — Aus Durchgangsmessungen am 36 m-Radiospiegel von Adlershof wird f ü r die unge-

65, 1965

68. Wellen- und Partikelstrahlung

335

störte Sonne (Mai 1964) bei 559 MHz ein Strahlungsstrom von 30 bis 32 x 10" 22 W/Hz m 2 gefunden. Der Wert stimmt mit anderen Beobachtungen der Minimumsonne überein. Ba. 6892. S. M. Radicella, M. A. Sette, E f f e c t s of s o l a r r a d i o m e t e r r e c o r d s a t 30 M H z . J G R 7« 5970—5974.

b u r s t s on

rio-

6893. U. V. G. Rao, T h e p o l a r i z a t i o n s t r u c t u r e of t y p e I I I solar radio bursts. Australian J . Phys. 18 283—286 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Sydney. 6894. W. W. Sajzew, O n t h e t h e o r y of t y p e I I 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 . A J UdSSR 42 740—748 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird versucht, die Typ Il-Strahlungsstöße als Radiostrahlung von Stoßwellen zu erklären, die sich in der Korona ausbreiten. Verf. bestimmt die Amplitude der Plasmaschwingungen, die in der Stoßwellenfront angeregt werden, berechnet die Intensität der Radiostrahlung in der ersten und zweiten Oberschwingung, die den sich herausbildenden Plasmaschwingungen entsprechen, und behandelt die Aufspaltung in den Spektren der Oberschwingungen, die von der Art der Elektronendrift in der Stoßwellenfront herrührt. Die Ergebnisse der angestellten Überlegungen stimmen mit den Beobachtungen an den Strahlungsstößen zufriedenstellend überein. Verf. (ü.) 6895. K. Sakurai, N o t e o n t h e c h a r a c t e r i s t i c s of t y p e I V s o l a r r a d i o e m i s s i o n . J G R 70 3235—3237. — I n vorliegender Arbeit werden die Merkmale und zeitlichen Beziehungen der drei Komponenten von Typ IV-Radiostrahlungsstößen (IV /i, IV dm, IV m) beschrieben. Ausgehend von dem Gedanken, daß die Quelle solcher Typ IV-Emissionen in hochenergetischen Elektronen, die um die Kraftlinien des Magnetfeldes von Sonnenflecken herumwirbeln, zu suchen ist, untersucht Verf. den Einfluß dieser Magnetfelder auf die genannten Komponenten. Henn 6896. W. W. Shelesnjakow, O n t h e o r i g i n of s o l a r r a d i o e m i s s i o n b u r s t s i n t h e m e t e r r a n g e . A J UdSSR 42 244—252 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert die Entstehung einiger für den Meterbereich charakteristischer Komponenten der Radiostrahlung: Typ I- und Typ II-Strahlungsstöße sowie Doppelstöße mit umgekehrter Drift, die mit Typ HI-Strahlung in Zusammenhang stehen. Die Besonderheiten der Doppelstöße lassen sich auf natürliche Weise erklären, wenn diese Erscheinungen das Ergebnis einer Kombinationsstreuung angeregter Plasmawellen an diesen Plasmawellen nach ihrer Reflexion an lokalen koronalen Inhomogenitäten sind. Bei der Deutung der Typ Ii-Stöße hängt die charakteristische «Spaltung» der harmonischen Banden mit dem Doppler-Effekt bei der Umformung der an der Stoßwellenfront angeregten Plasmawellen in Radiostrahlung zusammen. Abschließend werden einige Erzeugungsmechanismen der Typ I-Stöße erörtert. Verf. (ü.) 6897. W. W. Shelesnjakow, W. J . Trachtenherz, T h e i n f l u e n c e of a m e d i u m o n t h e g e n e r a t i o n of t y p e I V s o l a r r a d i o e m i s s i o n . A J UdSSR 42 1005—1010 (russ. mit engl. Ref.). 6898. M. Simon, S o l a r 148. — Ref. AAS.

observations

at

3.2 m m

wavelength.

A J 70

6899. M. Simon, S o l a r o b s e r v a t i o n s a t 3 . 2 m m . ApJ 141 1513—1522. — Mit einem 3'-Radioteleskop (Auflösung 20") wurde die Intensität der 3.2 mmRadiostrahlung der gesamten Halboberfläche der Sonne in 400 Punkten gemessen und in. Karten mit Linien gleicher Strahlungstemperatur dargestellt. Die mittlere Temperatur in Scheibenmitte betrug 6402° ± 215°; es wurde keine zusammenhängende Randaufhellung beobachtet. Die Gebiete mit verstärkter 3.2 mm-

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Strahlung korrelieren mit Gebieten aktiver Ha-Strahlung und mit Gebieten starker magnetischer Felder. Teilweise traten in ihnen später Flares auf, ohne daß dabei jedoch Radiostrahlungsstöße beobachtet wurden. Gü-Li 68100. S. F. Smerd, R a d i o e m i s s i o n s f r o m a p l a s m a w i t h t o t h e S u n . Mt. Stromlo Obs. Oct. 1965, 11 S.

applications R . O.

68101. S. F. Smerd, N o n - t h e r m a l s o u r c e s a n d a m p l i f i e d e m i s s i o n i n s o l a r r a d i o b u r s t s . Vgl. Ref. 1305 S. 398—407 = Sonderdruck Radiophys. Lab. C. S. I. R . O. Sydney = R P P 818. 68102. N. S. Sobolewa, S t a t i s t i c a l p r o p e r t i 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 s o l a r r a d i o e m i s s i o n . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 2 (178) S. 73—83 (russ. mit engl. Ref.). — Die statistische Bearbeitung von Angaben über die Radiostrahlung der Sonne im Zentimeter- und Dezimeterbereich für die Jahre maximaler Sonnenaktivität zeigt, daß die auf eine Einheit der Fleckenfläche für die Klassen C—H bezogene Radiostrahlung nicht von der Klasse abhängt. Es wird eine lineare Abhängigkeit zwischen der Flußdichte der sich langsam ändernden Komponente der Radiostrahlung und der gesamten Fleckenfläche in einer Gruppe beobachtet. Diese Gesetzmäßigkeiten können durch das Vorhandensein unabhängiger Kondensationen über jedem Fleck in einer Gruppe erklärt werden. Verf. erörtert die Möglichkeit, die erhaltenen Ergebnisse im Rahmen eines Zyklotronmodells zu deuten. Verf. (ü.) 68103. N. S. Sobolewa, S o m e s t a t i s t i c a l p r o p e r t i 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 . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 131. — Ref. 68104. A. M. Le Squeren, S o l a r r a d i o e m i s s i o n i n m e t r e Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 122. — Ref.

wavelengths.

68105. A. M. Le Squeren, T h e r e l a t i o n s b e t w e e n s t o r m c o m m e n c e m e n t s a n d t h e c h r o m o s p h e r i c f l a r e s . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 122. — Ref. 68106. A . M . Le Squeren, T h e c o n n e c t i o n b e t w e e n t h e s e n s e of p o l a r i z a t i o n of s t o r m s a n d t h e h e m i s p h e r e i n w h i c h t h e v i s i b l e c e n t r e a s s o c i a t e d w i t h t h e c o r o n a l c e n t r e is l o c a t e d . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 122. — Ref. 68107. A. M. Le Squeren, T h e v a r i a t i o n of t h e a p p a r e n t p o s i t i o n of t h e s t o r m s a s a f u n c t i o n of h e l i o c e n t r i c l o n g i t u d e . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 122—123. — Ref. 68108. R . T . S t e w a r t , T h e s p e e d a n d a c c e l e r a t i o n of t h e s o u r c e s of t y p e I I I and t y p e V solar radio b u r s t s over large d i s t a n c e s in t h e c o r o n a . Australian J . Phys. 18 67—76 = Sonderdruck Division Radiophys. C. S. I. R . O. Sydney. — Die Radialgeschwindigkeit und die Beschleunigung der durch die Sonnenkorona sich bewegenden Störungen, die für die Strahlung von 50 T y p Ill-Strahlungsstößen verantwortlich sind, werden untersucht. Wenn bei der Berechnung die üblichen Elektronendichte-Modelle für ein Aktivitätszentrum auf die Frequenzdrift eines jeden Stoßes angewendet werden, bleiben die Geschwindigkeiten oft von der unteren Korona bis zu Höhen von mehr als zwei Sonnenradien über der Photosphäre unverändert. Die Durchschnittsgeschwindigkeit ist etwa 1/3 c. Aus der Konstanz der Radialgeschwindigkeit über eine große Entfernung in der Korona darf logischerweise wohl geschlossen werden, daß die Geschwindigkeit der Elektronen, die die Störung bilden, mit der beobachteten Geschwindigkeit der Quelle als Ganzes identisch ist. Ist diese Folgerung richtig, dann sind die Elektronengeschwindigkeiten zu klein, um f ü r ein T y p V-Kontinuum entsprechend der Synchrotronhypothese von Wild, Sheridan und Neylan verantwortlich sein zu können. HHR

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68. Wellen- und Partikelstrahlung

68109. H. Tanaka, T. Kakinuma, S u d d e n d i s a p p e a r a n c e of a s o u r c e of S 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 t m i c r o w a v e f r e q u e n c i e s o n N o v e m b e r 30, 1959. Proc. Res. Inst. Atmosph. Nagoya Univ. 7 72—78, 1960. R . O. 68110. H. Tanaka, T. Kakinuma, P r e l i m i n a r y r e s u l t s of o b s e r v a t i o n s of t h e s o u r c e s of s l o w l y v a r y i n g c o m p o n e n t w i t h t w o i n t e r f e r o m e t e r s a t 9 4 0 0 a n d 4 0 0 0 M H z . Proc. Res. Inst. Atmosph. Nagoya Univ. 7 79—88, 1960. R . O. 68111. H. Tanaka, O b s e r v a t i o n s of s o l a r r a d i o e m i s s i o n a t 9 . 4 G H z b y 1 6 - e l e m e n t i n t e r f e r o m e t e r . Proc. Res. Inst. Atmosph. Nagoya Univ. 8 51—56, 1961. R . O. 68112. H. Tanaka, E l e v e n - y e a r v a r i a t i o n of t h e s p e c t r u m of s o l a r r a d i o e m i s s i o n o n t h e m i c r o w a v e r e g i o n . Proc. Res. Inst. Atmosph. Nagoya Univ. 11 41—56, 1964. R . O. 68113. D. A. Tidman, R a d i o e m i s s i o n f r o m s h o c k w a v e s a n d t y p e I I s o l a r o u t b u r s t s . Planet. Space Sei. 13 781—788. — Ein Modell f ü r solare Typ II-Radiostöße wird diskutiert. Als Hypothese wird angenommen, daß die Radiostrahlung in einem kollektiven Bremsstrahlungsprozeß erzeugt wird, wobei die Bremsstrahlung durch nicht-thermische Elektronen- und Ionendichteschwankungen in einem Plasma entsteht, das einen Fluß energetischer Elektronen enthält. Als Strahlungsquelle wird eine kollisionsfreie Plasmastoßwelle angenommen, die durch die Sonnenkorona aufsteigt. Außerdem wird vermutet, daß nicht-thermische Elektronen in den Ionosphären der Erde und der Planeten Quellen derselben Art von Strahlung sein könnten. HHR 68114. D. A. Tidman, R a d i o e m i s s i o n f r o m s h o c k w a v e s a n d t y p e I I s o l a r o u t b u r s t s . US NASA Goddard Space Flight Center Rep. X - 6 4 1 - 6 5 - 6 8 , 12 S. R. O. 68115. A. Tsuehiya, K. Nagane, A t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n i n m i c r o w a v e s o l a r o b s e r v a t i o n a n d s o l a r f l u x m e a s u r e m e n t a t 17 G H z . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 19 47—50 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 272. 68116. G. Wallis, G r u n d z ü g e d e r s o l a r e n R a d i o s t r a h l u n g . Mitt. AG 1965 S. 35—51. 68117. G. Wallis, S i n g u l a r i t i e s i n t h e c o n t i n u o u s e m i s s i o n of a p l a s m a . Vgl. Ref. 1325 S. 145—154. 68118. A. A. Weiss, R. T. Stewart, S o l a r r a d i o b u r s t s of s p e c t r a l t y p e V. Australian J . Phys. 18 143—165 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Sydney. — Die Eigenschaften der Meterwellen-Typ V-Stöße (Position, Fortbewegung und Größe der Quellen sowie Spektrum und Polarisation der Strahlung) wurden interferometrjsch (40—70 MHz) und spektroskopisch (5—210 MHz) beobachtet und untersucht. Charakteristische Eigenschaften der Typ V-Stöße, ihr gemeinsames Auftreten mit Typ Iii-Stößen, die große Bandbreite und eine Lebensdauer von etwa einer Minute werden größtenteils durch ein Modell erklärt, bei dem kohärente Cerenkov-Plasmawellen von schnellen Elektronen (v ?s 1/3 c) angeregt werden. Diese Elektronen werden von einer Eruption ausgestoßen und oszillieren zwischen den Spiegelpunkten in einer magnetischen Flasche in der Korona. HHR 68119. A.A.Weiss, T h e n a t u r e a n d v e l o c i t y of t h e s o u r c e s of t y p e I I s o l a r r a d i o b u r s t s . Australian J . Phys. 18 167—185 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Sydney. — Die Geschwindigkeiten der Typ II-Stoß-Quellen werden aus der Frequenzdriftgeschwindigkeit mit Hilfe bestimmter KoronadichteAstronom. Jahresbericht 1965

22

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VII. Sonne

65, 1965

Modelle abgeleitet. Die abgeleiteten Geschwindigkeiten übersteigen die Schallgeschwindigkeit in der magnetfeldfreien Korona; im Durchschnitt n i m m t die Geschwindigkeit mit zunehmender Höhe bis zu einem Minimum von etwa 750 km/sec bei etwas weniger als einem RQ ab und steigt danach langsam wieder an. Das Wesen der Typ II-Quellen wird in Bezug auf detaillierte Messungen des Oberwellenverhältnisses und der Bandaufspaltung diskutiert. Vermutlich sind T y p II-Quellen entweder starke Stoßwellen parallel zum Magnetfeld oder Stoßwellen senkrecht dazu. Daraus lassen sich Magnetfeldstärken ableiten (2—20 r bei 0.5 RQ und 1—10 F bei 2 R 0 ) . Theorien, nach denen die Grundwelle in der Stoßfront entsteht, während die Oberwelle im Innern des Stoßes erzeugt wird, sind — wie gezeigt wird — unhaltbar. HHR 68120. J. P. Wild, A. Tlamicha, S p e c t r a l e v i d e n c e o n t h e o r i g i n of t y p e I s o l a r r a d i o s t o r m s a n d t h e c o r o n a l m a g n e t i c f i e l d . BAC 16 73—76.— Solare Radiostrahlungsausbrüche des Typ I im Meterwellenbereich treten häufig in Form von K e t t e n auf, in denen zahlreiche Ausbrüche innerhalb weniger Minuten aufeinanderfolgen, wobei die Frequenzbandbreite von der Größenordnung 10 MHz ist und sich die Frequenz im Laufe der Kette meist von höheren zu niedrigeren Werten verschiebt. F ü r 14 derartige Ketten, die 1953 April 27, 1957 August 12 und 1960 März 29 in Dapto, N. S. W., Australien, registriert wurden, werden unter gewissen Voraussetzungen die Höhen, in denen sich die Vorgänge in der Korona abspielten, die dabei auftretenden vertikalen Geschwindigkeiten und die Radialkomponenten der magnetischen Feldstärken berechnet. W. Gl. 68121. J. P. Wild, A. Tlamicha, S p e c t r a l e v i d e n c e o n t h e o r i g i n of t y p e I s o l a r r a d i o s t o r m s a n d c o r o n a l m a g n e t i c f i e l d . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 126. — Ref. 68122. J.P.Wild, S o l a r r a d i o e m i s s i o n . Trans. I A U 12A 639—648 Sonderdruck Radiophys. Lab. C.S.I.R.O. Sydney = R P P 838.

=

68123. R.A.Williams, W. S. C. Chang, S u b m i l l i m e t r e w a v e l e n g t h m e a s u r e m e n t of s o l a r r a d i a t i o n . Electronics Letters 1 149. — Ref. in Phys. Abstr. 68 2774. 68124. A.P. Willmore, S o m e e x p e r i m e n t a l t e c h n i q u e s of s p a c e r e s e a r c h . — M e a s u r e m e n t s of s o l a r e l e c t r o m a g n e t i c r a d i a t i o n . Vgl. Ref. 1304 S. 335—344. 68125. S. Yoshida, S o l a r c o s m i c r a y s a s s o c i a t e d w i t h m e t e r t y p e I V r a d i o b u r s t s . J G R 70 2065—2075. — Verf. analysiert die Beobachtungsergebnisse von 21 Stationen aus dem Zeitraum 1957 Juli bis 1960 Dez., um einen Zusammenhang zwischen den Anstiegen der kosmischen Strahlung und Radiostrahlungsstößen vom Typ IV im Meterwellenlängenbereich festzustellen. Henn 68126. M e t e r - w a v e l e n g t h s o l a r r a d i o e m i s s i o n . Engineering Div. NRC Canada 15 Nr. 1 S. 26—27.

Bull. Radio

Electr. R . O.

68127. D i s c u s s i o n o n r a d i o a n d p a r t i c l e e m i s s i o n f r o m t h e S u n . Vgl. Ref. 1305 S. 413—417. — Enthält einen Beitrag von L. Biermann. Korpuskularstrahlung 68128. J. A. van Allen, S. M. Krimigis, I m p u l s i v e e m i s s i o n of ~ 4 0 - k e V e l e c t r o n s f r o m t h e S u n . J G R 70 5737—5751. — 1965 Mai 25—28, J u n i 5—7 und J u n i 13—14 wurden mit der Marssonde Mariner 4 drei interplanetare Partikelvorgänge beobachtet. Bei den Partikeln handelt es sich um Elektronen

«5, 1965

68. Wellen- und Partikelstrahlung

339

mit Energien von mindestens etwa 40 keV. Die Vorgänge setzten plötzlieh ein, erreichten ihr Maximum nach einigen Stunden und fielen dann langsam ab, wobei die Dauer dieses Abfalls von der Größenordnung eines Tages war. Diese plötzlichen Ausbrüche solarer Partikelstrahlung scheinen mit solaren Radio- und Röntgen Strahlungsausbrüchen zeitlich zusammenzufallen. Schätzungsweise 1034 Elektronen mit Energien von mehr als 40 keV wurden Mai 25 und Juni 5 von der Sonne emittiert, während Juni 13 diese Anzahl um eine Zehnerpotenz kleiner gewesen sein dürfte. Die Ausbrüche solarer Elektronenstrahlung, die zwar früher schon vermutet, aber noch nie so deutlich beobachtet wurden, bilden ein neues Hilfsmittel zur Untersuchung des interplanetaren Magnetfeldes. W. Gl. 68129. D. A. Bryant, T. L. Cline, U. D. Desai, F. B. McDonald, S t u d i e s of s o l a r p r o t o n s w i t h E x p l o r e r X I I a n d X I V . A p J 141 4 7 8 ^ 9 9 . — Die Protonenemission von vier chromosphärischen Eruptionen 1961 Sept. 10 und 28, 1961 Nov. 10, 1962 Okt. 23 wird untersucht. Die Untersuchung stützt sich auf Beobachtungen mit den Satelliten Explorer 12 und 14, deren Instrumente schon auf solare Protonen mit einer Energie von nur 1.4 MeV ansprachen; sie f ü h r t zu folgenden Ergebnissen: Der solare Protonenstrom im Energiebereich von 2 bis 600 MeV erreicht sein Intensitätsmaximum kurz nach der auslösenden Eruption; sekundäre Effekte treten etwa 2 Tage später auf, wenn das solare Plasma die Erde erreicht, und eine Wiederholung kann erfolgen, wenn das Packelgebiet, in dem die Eruption stattgefunden hatte, infolge der Sonnenrotation wiederum auf den Zentralmeridian gelangt; die Intensität des Protonenstroms unterliegt periodischen Schwankungen mit Perioden von l h bis l i 5 ; da sich die aus Teilchengeschwindigkeit und Zeitintervall errechnete Weglänge zu etwa 10 AE ergibt, ist mit einer erheblichen Teilchenstreuung zu rechnen. W. Gl. 68130. D. A. Bryant, T. L. Cline, U. D. Desai, F. B. McDonald, C o n t i n u a l a c c e l e r a t i o n of s o l a r p r o t o n s i n t h e MeV r ä n g e . Phys. Rev. Letters 14 481—484. 68131. M. Fibich, F. B. Abraham, On t h e p r o p a g a t i o n a n d d i f f u s i o n of s o l a r p r o t o n s . J G R 70 2475—2484. — Verf. beschreiben ein Diifusionsmodell für die Ausbreitung solarer Protonen im interplanetaren Raum. Die Irregularitäten des Magnetfeldes wirken als Streuzentren, während der reguläre Teil entweder radial oder homogen angenommen wird. Es wird eine modifizierte Diffusionsgleichung betrachtet. Die resultierende Dichte ist abhängig von der Lage des Flares auf der Sonnenoberfläche. Unter den gleichen Annahmen wird weiterhin eine strengere Näherung durch Benutzung der Boltzmann-Gleichung vorgeschlagen. Herrn 68132. M. N. Gnewyschew, A.I.Ohl, T h e i n t e n s i t y of c o r o n a l e m i s s i o n l i n e s a s a n i n d e x of s o l a r c o r p u s c u l a r r a d i a t i o n . A J UdSSR 42 992— 995 (russ. mit engl. Ref.). — Es wird gezeigt, daß die mittleren jährlichen Werte der geomagnetischen Störungen (A p ) mit der Intensität der Koronalinie 5303 A in engerem Zusammenhang stehen als mit einem anderen Index der Sonnenaktivität. Daraus wird der Schluß gezogen, daß die Intensität der Korona als Index f ü r die korpuskulare Strahlung der Sonne verwandt werden kann. Verf. (ü.) * * W. I. Iwanow, E. W. Kolomejez, D i e E i n f a l l z o n e n v o n s o l a r e n P a r t i k e l n w ä h r e n d des M a x i m u m s u n d des M i n i m u m s der S o n n e n a k t i v i t ä t . Vgl. Ref. 7813. 68133. L.Koch, S o m e e x a m p l e s of e n e r g y a n d n a t u r e of s o l a r p a r t i c l e s . Vgl. Ref. 1304 S. 401—410.

measurements

68134. 1 . Krivsky, C o r p u s c u l a r a n d p r o t o n c l o u d f r o m f l a r e a s a p o s s i b l e s o u r c e of r a d i o e m i s s i o n i n cm t o k m r ä n g e . Vgl. Ref. 1315 S. 1081—1084. 22*

340

V I I . Sonne

65, 1965

68135. L. Krivsky, S p a c e m o d e l of a c l o u d of s o l a r c o s m i c p a r t i c l e s . Vgl. Ref. 1325 S. 176—183.

cosmic and

sub-

68136. E. I. Mogilewskij, S o l a r e Korpuskularströme in kraftfreien M a g n e t f e l d e r n . Nachr. Akad. Wiss. U d S S R (Phys.) 29 1881—1887 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1966 5.51.424. 68137. E. R. Mustel, Q u a s i s t a t i o n a r y c o r p u s c u l a r s t r e a m s a t t h e d e s c e n d i n g b r a n c h of c y c l e 19 of s o l a r a c t i v i t y . A J U d S S R 42 276—280 (russ. m i t engl. Ref.). — I n der vorliegenden vorläufigen Mitteilung wird gezeigt, d a ß auch für den absteigenden Ast des gegenwärtigen 19. Zyklus der Sonnenaktiv i t ä t die Existenz von wiederkehrenden geomagnetischen Störungen mit dem Durchgang aktiver Gebiete durch das sichtbare Z e n t r u m der Sonnenscheibe oder in Z e n t r u m n ä h e zusammenhängt. F ü r den Zeitraum J u n i 1962 bis J u n i 1963 sind die Ergebnisse bildlich dargestellt u n d werden auf einer weiteren Abbildung statistisch bestätigt. Einige spezifische Besonderheiten der extrem langen geomagnetischen Reihe 6 werden erörtert. Die E n t s t e h u n g dieser Besonderheiten k a n n , wie sich zeigt, m i t dem Vorhandensein von intensiven u n d dabei verhältnismäßig kontinuierlichen Ausströmungsprozessen nicht-thermischer Gase aus der Sonne zusammenhängen. Verf. (ü., gek.) 68138. E. R. Mustel, T h e r o l e of a c t i v e r e g i o n s i n t h e f o r m a t i o n of q u a s i s t a t i o n a r y c o r p u s c u l a r s t r e a m s f r o m t h e S u n . A J U d S S R 42 473—487 (russ. m i t engl. Ref.). — Zwei grundsätzlich verschiedene Hypothesen über die Auswirkung aktiver Gebiete auf der Sonne auf die I n t e n s i t ä t der Korpuskularstrahlung werden verglichen: einmal die Annahme, daß aktive Regionen einen quasistationären Strom emittieren, u n d zum anderen, daß ein partikelfreier «Kegel» oberhalb aktiver Regionen existiert, aus dem der reguläre Strom herausreflektiert wird. Verf. k o m m t zu dem Schluß, daß die zweite Hypothese allen D a t e n widerspricht. Oster 68139. T. Obayashi, C o r p u s c u l a r N A S A T N D-2790, 12 S.

streams

related

to

solar

M-regions. R . O.

68140. K. W . Ogilvie, S o l a r p r o t o n e x p e r i m e n t s . Vgl. Ref. 1302 S. 115—135. * * E . N. Parker, C o r o n a l e x p a n s i o n a n d s o l a r c o r p u s c u l a r Vgl. Ref. 6751.

radiation.

68141. 0 . A. Rubo, D i e K o r p u s k u l a r s t r a h l u n g d e r S o n n e u n d « k r a f t f r e i e » M a g n e t f e l d e r . Bote Univ. Kiew Nr. 6 (Astr.) S. 36—40, 1964 (ukrain. m i t russ. Ref.). — I n der Arbeit werden einige Fragen der korpuskularen Sonnenstrahlung im Zusammenhang mit den Vorstellungen über eine strukturell hydrod y n a m i s c h expandierende Sonnenkorona diskutiert. Die Magnetfelder der solaren Korpuskularströme sind entsprechend dieser Konzeption durch Materiebewegung deformierte Felder von magnetischen Gebieten u n d des allgemeinen Magnetfeldes der Sonne. F ü r die dynamische Möglichkeit der Bewegung einer zähen, magnetisierten, kompressiblen Flüssigkeit wird eine Bedingung abgeleitet. Aus ihrer Analyse folgt, d a ß die Bildung von «kraftfreien» Magnetfeldern in Plasmawolken, die die Sonnenkorona «durchlaufen», auf ernste Schwierigkeiten stößt. Die Existenz stabiler Plasmawolken m i t «kraftfreien» Magnetfeldern im interplanetaren R a u m ist, wie Verf. b e m e r k t , nicht möglich. Verf. (ü.) 68142. K. Sakurai, P r o p a g a t i o n of s o l a r p r o t o n 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 . Planet. Space Sei. 13 745—751. — Die vom Verf. f r ü h e r vorgenommene Einteilung der solaren Protonenemissionen in zwei Klassen F u n d S {vgl. A J B 63 Ref. 68102) wird durch Aufspaltung der Klasse F in zwei Klassen F

65, 1965

68. Wellen- u n d Partikelstrahlung

341

u n d F * modifiziert. F ü r jede Klasse wird der räumliche Ausbreitungsvorgang dargestellt u n d seine Abhängigkeit vom Einfluß des interplanetaren Magnetfeldes näher untersucht. W . Gl. 68143. E. Schatzman, P a r t i c l e Ref. 1305 S. 313—341.

and

radio

émission

from the

Sun.

Vgl.

68144. I. D. Sossimowitsch, A. T. Janischewskij, Ü b e r d i e B e z i e h u n g e n z w i schen geomagnetischen Merkmalen und dem solaren Korpuskularf e l d . Bote Univ. Kiew Nr. 6 (Astr.) S. 32—35, 1964 (ukrain. m i t russ. Ref.). — Die Stabilität eines Systems korpuskularer Ströme k a n n durch eine Analyse der magnetischen Merkmale untersucht werden, die sich auf die aufeinander folgenden U m l ä u f e der Sonne beziehen. Die Rechnungen erfolgten mit der Rechenmaschine «Ural 1»; das P r o g r a m m zur Bestimmung der Korrelationskoeffizienten wird mitgeteilt. Der Korrelationskoeffizient hängt stark von der heliographischen Breite ab. Verf. schließen auf eine anhaltende Stabilität der S t r u k t u r des korpuskularen Feldes, insbesondere während der Abnahme der Sonnenaktivität. — (Der Titel der Arbeit ist aus dem Urkainischen frei übersetzt). Verf. (ü., gek.) 68145. I. D. Sossimowitsch, E i n i g e E r g e b n i s s e d e r U n t e r s u c h u n g d e s s o l a r e n K o r p u s k u l a r f e l d e s a u s g e o m a g n e t i s c h e n D a t e n . Geophys. Astr. Informationsbull. 1965 Nr. 8 S. 9—12 (russ. m i t engl. Ref.). — Ref. aus R J U d S S R 1966 3.51.529: Aus geomagnetischen D a t e n von 1890—1958 wird auf eine anhaltende Stabilität der S t r u k t u r des Korpuskularfeldes, besonders während der A b n a h m e der Sonnenaktivität, geschlossen. Auf die Möglichkeit wird hingewiesen, Änderungen u n d Dauer der Existenz der korpuskularen Ströme nahe der Ekliptik zu untersuchen (gek.). Ra. 68146. A. N. Tscharachtschjan, T. N. Tscharachtschjan, Ü b e r d a s Energies p e k t r u m von P r o t o n e n u n d a-Teilchen von E r u p t i o n e n der kosm 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 . Geom. Aer. 5 220—225 (russ.). — Das différentielle Spektrum der solaren kosmischen Strahlung im Bereich von einigen H u n d e r t MeV verläuft bei verschiedenen E r u p t i o n e n nach dem gleichen Potenzgesetz mit d e m E x p o n e n t e n y f» 3. I m Bereich größerer Energien erfolgt im S p e k t r u m ein Bruch, u n d y erhöht sich auf etwa 5 bis 6. Die Lage des Bruchs ist bei verschiedenen Eruptionen verschieden. Die experimentellen, in Abhängigkeit von ihrer kinetischen Energie ausgedrückten Resultate über die Energiespektren von Protonen, a-Teilchen u n d Kernen der Gruppe M während der E r u p t i o n e n weisen auf eine Ähnlichkeit dieser Spektren untereinander hin. Die Ladungsspektren der auf der Sonne erzeugten Partikel sind nicht k o n s t a n t . Offensichtlich besteht zwischen der Zusammensetzung der auf der Sonne erzeugten kosmischen Strahlung u n d der Häufigkeit der chemischen Elemente in der Sonnenatmosphäre kein bestimmter Zusammenhang. Verf. (ü.) 68147. J. B. Weddell, S o l a r p r o t o n e v e n t p r o d u c t i o n b y h y d r o m a g n e t i c s h o c k s . Planet. Space Sei. 13 789—806. — U n t e r der Annahme, daß den solaren P r o t o n e n Energie durch hydromagnetische Stoßwellen zugeführt wird, die in der K o r o n a infolge der durch chromosphärische Eruptionen hervorgerufenen plötzlichen Ausdehnung entstehen, werden Beschleunigung u n d Streuung der P r o t o n e n im interplanetaren Magnetfeld untersucht. Mehrere beobachtete Eigenschaften der solaren Protonenausbrüche können auf diesem Wege erklärt werden. W . Gl. 68148. G. Wibberenz, S o m e c o m m e n t s a b o u t d i f f u s i o n of s o l a r 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 . Vgl. Ref. 1304 S. 411—414. * * S. K. Wsechswjatskij, G. M. Nikolskij, W. I. Iwantschuk, witsch, E. A. Ponomarew, G. A. Rubo, W. I. Tscherednitschenko, u n d K o r p u s k u l a r s t r a h l u n g . Vgl. Ref. 6774.

A. T. XesmjanoSonnenkorona

342

VII. Sonne

65, 1965

Kosmische Strahlung Beziehungen zur allgemeinen kosmischen Strahlung * * M. W. Alanija, L. I. Dorman, W. G. Koridse, W. K. Koiawa, L. H. Schataschwili, D i e p l a n e t a r i s c h e V e r t e i l u n g u n d d i e m ö g l i c h e D e u t u n g plötzlicher, n i c h t mit scheinbaren Gebilden auf der Sonne zusamm e n h ä n g e n d e r I n t e n s 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 . Vgl. Ref. 13503. 68149. W. I. Axford, A n i s o t r o p i e d i f f u s i o n of s o l a r c o s m i c r a y s . Planet. Space Sei. 13 1301—1309. 68150. S. Biswas, C. E. Fichtel, C o m p o s i t i o n of s o l a r c o s m i c r a y s . NASA R . O. Goddard Space Flight Center Rep. X - 6 1 1 - 6 5 2 - 1 9 , 35 S. 68151. S. Biswas, C. E. Fichtel, C o m p o s i t i o n of s o l a r c o s m i c r a y s . Space Sei. Rev. 4 709—736. 68152. L. I. Dorman, Gleichzeitige Amplituden-Phasen-Modulation periodischer S c h w a n k u n g e n der kosmischen S t r a h l u n g u n d Eigens c h a f t e n v o n B e g l e i t w e l l e n . Geom. Aer. 5 40—47 (russ.). — Bei gleichzeitiger Modulation von Amplitude und Phase einer Grundwelle der kosmischen Strahlung entstehen Begleitwellen, sogenannte «Satelliten)). Es werden Ausdrücke f ü r die Amplituden und Phasen von Begleitwellen verschiedener Ordnungen erhalten. Die in diese Ausdrücke eingehenden und durch unendliche Reihen bestimmt e n Koeffizienten wurden tabuliert. Berücksichtigt wurde auch die mögliche Interferenz der Begleitwellen mit den Grundwellen. Verf. (ü.) 68153. L. I. Dorman, W. G. Koridse, L. H. Schataschwili, D i e I n t e n s i t ä t s z u n a h m e der nicht mit s i c h t b a r e n Gebilden auf der Sonne zusammenh ä n g e n d e n k o s m i s c h e n S t r a h l u n g . Geom. Aer. 5 159—161 (russ.). 68154. L. I. Dorman, L. I. Miroschnitschenko, Ü b e r d e n A u s b r u c h d e r sol a r e n k o s m i s c h e n S t r a h l u n g a m 28. S e p t e m b e r 1961. Geom. Aer. 5 377—383 (russ.). — An H a n d eines Diffusionsmodells wird die Ausbreitung der solaren kosmischen Strahlung f ü r die Eruption vom 28. I X . 1961 untersucht. Die Abhängigkeit des Diffusionskoeffizienten und des Transportweges f ü r die Streuung nichtrelativistischer Teilchen von ihrer kinetischen Energie wird abgeschätzt. Die mittlere Weglänge für die Streuung im Energieintervall von 10 bis 500 MeV hängt, wie sich zeigt, praktisch nicht von der Energie ab und beträgt 6 bis 8 X 1011 cm. Das Erzeugungsspektrum der solaren kosmischen Strahlung im Bereich nichtrelativistischer Energien wird abgeleitet. Auch die Abhängigkeit der Weglänge f ü r die Streuung von der Entfernung der Sonne wird ermittelt. Sie läßt sich in der Form A ~ rß darstellen, wobei sich ß von 0 bei einer Energie von 30 MeV auf 1 bei 600 MeV ändert. Verf. (ü.) 68155. L. I. Dorman, W. K. Koiawa, W. G. Koridse, L. H. Schataschwili, D i e 27tägigen Schwankungen der Störungen des geomagnetischen Feldes an Null-Tagen der I n t e n s i t ä t der kosmischen Strahlung. Geom. Aer. 5 566—568 (russ.). 68156. L. I. Dorman, W.I.Iwanow, E. W. Kolomejez, D i e E f f e k t e « k l e i n e r » E r u p t i o n e n in d e r h a r t 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 a n 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 . Geom. Aer. 5 673—678 (russ.). — Es wird gezeigt, daß ein Effekt kleiner chromosphärischer Eruptionen in der harten Komponente der kosmischen Strahlung an magnetisch ruhigen und magnetisch gestörten Tagen existiert. Verf. (ü.)

65, 1965

68. Wellen- und Partikelstrahlung

343

68157. L. I. Dorman, L. I. Miroschnitschenko, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e r Ausstoßdauer der solaren kosmischen Strahlung aus dem Erzeug u n g s g e b i e t . Geom. Aer. 5 910—913 (russ.). 68158. S.Fischer, L. Krivsky, S o l a r e f f e c t s o n t h e c o s m i c r a d i a t i o n a t t h e V o s t o k s t a t i o n — S e p t e m b e r 1963. BAC 16 316—319. — Der zeitliche Zusammenhang zwischen Eruptionen der Klasse > 1+ und Neutronenzählungen nach Messungen auf der antarktischen Höhenstation Wostok (3488 m ü. M.) wird betrachtet. Das Auftreten von Porbush-Effekten läßt sich stets mit Eruptionen der Klassen 2 oder 3 in Verbindung bringen. Ba. 68159. M. W. Haurwitz, S. Yoshida, S.-I. Akasoiu, I n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c field a s y m m e t r i e s a n d t h e i r e f f e c t s on p o l a r cap a b s o r p t i o n e v e n t s a n d F o r b u s h d e c r e a s e s . J G R 70 2977—2988. 68160. R. M. Jacklyn, J. E. Humble, T h e u p p e r l i m i t i n g p r i m a r y r i g i d i t y of t h e c o s m i c r a y s o l a r a n i s o t r o p y . Australian J . Phys. 18 451—471. 68161. B. P. Kane, F i n e s t r u c t u r e of t h e e n e r g y s p e c t r a of F o r b u s h d e c r e a s e s a n d i t s d e p e n d e n c e o n s o l a r c y c l e . Nuovo Cimento (10) 38 1457—1466. 68162. S. R. Kane, J. R. Winekler, R. L. Arnoldy, R e s p o n s e of i o n c h a m b e r s in f r e e s p a c e t o t h e l o n g - t e r m c o s m i c - r a y v a r i a t i o n f r o m 1960 t o 1965. J G R 70 4107—4115. 68163. E. W. Kolomejez, W. T. Piwnewa, U n t e r s u c h u n g d e r S p e k t r e n d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g w ä h r e n d des F o r b u s h - E f f e k t s in A b h ä n g i g k e i t v o n d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Geom. Aer. 5 826—830 (russ.). — Verf. untersuchten eine Anzahl charakteristischer Forbush-Effekte aus den Jahren 1957—1962. Es zeigt sich, daß sich das Spektrum während eines Forbush-Effekts hinreichend scharf ändern kann. Eine bestimmte Gesetzmäßigkeit in der Änderung der Energiespektren der Forsbush-Effekte in Abhängigkeit von der Änderung der Sonnenaktivität wurde nicht festgestellt. Die Gschwindigkeit der Intensitätsänderung der kosmischen Strahlung während der Forbush-Effekte hängt von der Richtung ab, aus der die Partikel kommen. Verf. (ü.) 68164. S. M. Krimigis, I n t e r p l a n e t a r y d i f f u s i o n m o d e l f o r t h e t i m e b e h a v i o r of i n t e n s i t y i n a s o l a r c o s m i c r a y e v e n t . J G R 70 2943—2960. 68165. L. Krivsky, F l i g h t t i m e of s o l a r c o s m i c a n d p r o t o n r a d i a t i o n t o t h e E a r t h . BAC 16 27—32. — Verf. betrachtet den Fall, daß die kosmische Strahlung und die Protonen, die zu Absorptionseffekten in der Polarregion (PCA) führen, in der Y-Phase von Eruptionen entstehen. Aus der Zeitdifferenz der Ereignisse läßt sich die Laufzeit für kosmische Strahlungspartikel zu 11 bis 93 Minuten, f ü r Teilchen, die PCA-Effekte erzeugen, zu 18 bis 878 Minuten bestimmen. Ba. 68166. 1 . L. Lasutin, D i e i m S e p t e m b e r 1 9 6 3 i n d e r S t r a t o s p h ä r e r e g i s t r i e r t e k o s m i s c h e S t r a h l u n g d e r S o n n e . Geom. Aer. 5 563—566 (russ.). 68167. A. A. Lusow, G. W. Kuklin, D i e g e s t ö r t e t ä g l i c h e S c h w a n k u n g d e r I n t e n s i t ä t der kosmischen S t r a h l u n g während eines ForbushE f f e k t s . Geom. Aer. 5 48—54 (russ.). * * S. N. Milford, C o s m i c r a y h a z a r d s i n t h e s o l a r s y s t e m . Vgl. Ref. 13565. 68168. L. I. Miroschnitschenko, K o s m i s c h e Priroda 54 Nr. 1 S. 25—34 (russ.).

Strahlung

von

der

Sonne.

68169. A. K. Pankratow, O n t h e c o n n e c t i o n b e t w e e n s o l a r c o s m i c r a y i n t e n s i t y i n c r e a s e a n d p a r a m e t e r s of t h e c o r r e s p o n d i n g c o r p u s c u l a r

344

VII. Sonne

65, 1965

s t r e a m . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 33 156—159 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. hat eine enge Korrelation zwischen den Strömen der solaren kosmischen Strahlung und der Amplitude des Forbush-Effekts entdeckt. Verf. (ü.) 68170. K. Sakurai, O n t h e n u c l e a r a b u n d a n c e a n d r i g i d i t y s p e c t r a s o l a r c o s m i c r a y s . Planet. Space Sei. 13 867—868.

of

68171. A. E. Sandström, 0 . L. Troncoso, P r o m i n e n t P o r b u s h d e c r e a s e s a n d q u e s t i o n a b l e m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s . Ark. Geofys. 5 Paper 2 S. 9—13. — Ref. in Phys. Abstr. 68 2866—2867. 68172. A. N. Tscharachtschjan, T. N. Tscharachtschjan, Ü b e r d e n D i f f u s i o n s k o e f f i z i e n t e n der P r o t o n e n der solaren k o s m i s c h e n S t r a h l u n g im i n t e r p l a n e t a r e n M e d i u m . Oeom. Aer. 5 226—229 (russ.). — Verf. erörtern stratosphärische und von der Erde aus erhaltene experimentelle Befunde über zeitliche Abhängigkeiten in den Ausbrüchen kosmischer Strahlung auf der Sonne. Der Diffusiönskoeffizient der solaren Protonen in einem stationären elektromagnetischen Medium des interplanetaren Raumes nimmt mit der Erhöhung des Impulses p des Protons annähernd wie }/ p zu. F ü r das elektromagnetische Medium von Korpuskularströmen, die nach großen chromosphärischen Eruptionen beobachtet wurden, hängt der Diffusionskoeffizient der solaren kosmischen Strahlung nicht vom Impuls der Protonen ab. Verf. (ü.) 68173. A. N. Tscharachtschjan, T. N. Tscharachtschjan, E i n i g e F r a g e n z u r E r z e u g u n g der k o s m i s c h e n S t r a h l u n g d u r c h die Sonne u n d ihrer A u s b r e i t u n g i m i n t e r p l a n e t a r e n M e d i u m . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 29 1800—1804 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 5.51.272. 68174. D. G. Wentzel, F e r m i a c c e l e r a t i o n of s o l a r c o s m i c r a y s . J G R 70 2716—2719. — Fermi-Beschleunigung in einem Gebiet mit sich kreuzenden Stoßwellen (vgl. A J B 64 Ref. 5136) kann sowohl die sehr plötzliche Beschleunigung wie auch das Spektrum der bei Flares erzeugten kosmischen Strahlung erklären. DGW 68175. B. M. Wladimirskij, S m a l l e f f e c t s of f l a r e s in c o s m i c r a y s a n d « p r o t o n f l a r e s » . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 33 151—155 (russ. mit engl. Ref.). — Argumente zu Gunsten einer früheren Annahme (vgl. A J B 62 Ref. 13557 und A J B 63 Ref. 13541) über den solaren Ursprung des Partikelstromes mit Energien < 200 MeV werden angeführt. Zwischen den kleinen und großen Effekten der Eruptionen in der kosmischen Strahlung besteht kein qualitativer Unterschied; die Differenzierung einer besonderen Klasse von «Protonen»-Eruptionen ist physikalisch nicht gerechtfertigt. Verf. (ü.) * * S. Yoshida, S.-I. Akasofu, A s t u d y of t h e 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 i n i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . T h e c e n t e r - l i m b e f f e c t of t h e m a g n i t u d e of c o s m i c - r a y s t o r m s a n d of g e o m a g n e t i c s t o r m s . Vgl. Ref. 7693. AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB

63 63 63 63 64 64 64

Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref. Ref.

6823 6824 6835 6846 6815 6871 6872

= = = = = = =

H a r v Repr (2) Nr. 198. H a r v Repr (2) Nr. 203. H a r v Repr Nr. 633. H a r v Repr Nr. 619. Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 115. Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 105. Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 106.

65, 1965

71. Erdkörper

345

VIII. Erde § 71

Erdkörper 7101. K.Arnold, Z u r B e s t i m m u n g d e s G r a v i t a t i o n s f e l d e s d e r E r d e a u s S a t e l l i t e n b e o b a c h t u n g e n . Vgl. Ref. 18113 S. 4—11. — E s wird gezeigt, wie m a n aus der Beobachtung von zwei unmittelbar aufeinanderfolgenden Satellitendurchgängen u n d den mittleren Bahnelementen die noch u n b e k a n n t e n Teile des Schwerefeldes der E r d e erforschen k a n n . Das zwischen den beiden Durchgängen liegende Zeitintervall sollte sich dabei von der (anomalistischen) Umlaufzeit um nicht mehr als etwa ± 5 Minuten unterscheiden. Verf. (gek.) 7102. F. Birch, E n e r g e t i c s

of c o r e

formation. JGR

70 6217—6221.

7103. R. Brein, E r g e b n i s s e d e r S c h w e r e r e g i s t r i e r u n g e n m i t V e r w e n d u n g e i n e r e l e k t r i s c h e n F e d e r ( 1 9 6 2 — 1 9 6 4 ) . Deutsche Geod. Kommission Bayer. Akad. Wiss. (B) Nr. 116, 25 + 19 + 61 + 29 S. — Die Registrieranordnung u n d instrumenteile Einflüsse auf die Gezeitenregistrierung werden beschrieben. Die Eichungen während zweier J a h r e ergeben eine hohe Stabilität der Registriergeräte u n d des Gravimeters m i t der elektrischen Eeder. Die stündlichen Registrierwerte werden durch Monatsanalysen ausgewertet. Übereinstimmungen u n d Abweichungen zu den Registrierergebnissen anderer europäischer u n d asiatischer Stationen werden angegeben. Der Anhang enthält die Analysenergebnisse, den Gang u n d die gangbefreiten Registrierwerte. Verf. 7104. M. Bursa, T h e o r i e d e r B e s t i m m u n g d e r N i c h t p a r a l l e l i t ä t d e r Nebenachse des Referenzellipsoides mit der R o t a t i o n s a c h s e der E r d e und der Ebene des astronomischen und geodätischen Ausgangsm e r i d i a n s a u s B e o b a c h t u n g e n k ü n s t l i c h e r S a t e l l i t e n . Nachr. K a r t e n Vermessungswesen (3) Nr. 17 S. 12—17. — Ü. aus Studia geophys. geod. 6 209—214 (tschech.). 7105. M.BurSa, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e d i r e c t i o n of t h e m i n o r a x i s of t h e r e f e r e n c e e l l i p s o i d a n d t h e p l a n e of t h e i n i t i a l g e o d e t i c m e r i d i a n f r o m o b s e r v a t i o n s of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . Studia geophys. geod. 9 14—22 (russ. mit engl. Ref.). 7106. M. Caputo, L a p e s a n t e u r e t l a f o r m e d e l a T e r r e . Bull. Geod. (NS) Nr. 77 S. 193—202. — Der nach der Theorie von Pizzetti-Somigliana gegebene Ausdruck f ü r die Berechnung der Schwerewerte auf dem Internationalen Ellipsoid wird f ü r eine ruhende u n d eine rotierende E r d e auf den A u ß e n r a u m des E r d k ö r p e r s erweitert. Die Formeln f ü r die Ausgleichung der mit dem Schwerefeld u n d der F o r m der E r d e zusammenhängenden u n d aus Beobachtungen hervorgehenden P a r a m e t e r sind angegeben. Sehr. 7107. M. Caputo, T h e m i n i m u m s t r e n g t h of t h e E a r t h . J G R

70 955—963.

346

V I I I . Erde

65, 1965

7108. A. M. Coode, S. K. Runcorn, L. Egyed, S a t e l l i t e g e o i d a n d t h e t u r e of t h e E a r t h . Nature 205 891—892.

struc-

7109. A. H. Cook, G e o d e t i c c o n s t a n t s a n d t h e m o t i o n of t h e M o o n . BA 25 33—65 (21.1AU-Symposium). — Verf. untersucht das System von Konstanten, das zur Beschreibung des äußeren Gravitationsfeldes der Erde erforderlich ist: ein Satz von Formfaktoren sowie zwei Skalenfaktoren. Einige Probleme werden erwähnt, die entstehen, wenn man das aus den Satellitenbewegungen abgeleitete äußere Feld zu den an der Erdoberfläche beobachteten Größen in Beziehung setzen will. Die fundamentalen Parameter können aus den Beobachtungen nicht abgeleitet werden, ohne daß andere astronomische Konstanten bekannt sind; es wird gezeigt, wie eine allgemeine Ausgleichung der Angaben verschiedener Herkunft durchgeführt werden kann. Die Ergebnisse ermöglichen Hinweise auf das Verfahren, nach dem neue konventionelle Werte dieser Parameter ausgewählt werden sollten. Verf. 7110. A. H. Cook, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e e v e n z o n a l h a r m o n i c s i n t h e e x t e r n a l g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l of t h e E a r t h . Geophys. J . RAS 10 181—209. — Ein Vergleich der aus den Bahnänderungen künstlicher Erdsatelliten abgeleiteten Daten f ü r die geraden zonalen Harmonischen des äußeren Gravitationspotentials aus den Arbeiten dreier Autoren (Y. Kozai 1962 und 1964, D. G. King-Hele und G. E. Cook 1965, letztere Arbeit vgl. Ref. 7125) f ü h r t zu systematischen Abweichungen, die näher untersucht werden. Eine eigene Bestimmung der Harmonischen J 2 , J 4 und J 6 aus vier Erdsatelliten mit großen Bahnhalbachsen wird durchgeführt. Gü-Li 7111. K. M. Creer, A n e x p a n d i n g E a r t h ? Nature 205 539—544. — Versuche mit plastischen Modellen verdeutlichen die Hypothese, daß die Erde mit einem Radius vom 0.55 fachen des heutigen Radius völlig von einem Kontinent bedeckt war, dessen Bruchstücke die heutigen Kontinente bilden. Gewisse geologische Befunde sollten zur Prüfung dieser Hypothese herangezogen werden können. Dv. 7112. R. Dearnley, O r o g e n i c f o l d - b e l t s , of t h e E a r t h . Nature 206 1284—1290.

convection

and

expansion

7113. G. Eder, D e r Z u w a c h s d e s E r d r a d i u s . Z. Geophys. 31 206—211, mit einer Bemerkung von E. D a v i d in Phys. Verhandlungen 17 76. — Aus der Verlangsamung der Erdrotation und der Häufigkeit radioaktiver Elemente in der Erde kann auf eine gegenwärtige Zunahme des Erdradius von ca. 0.07 cm im J a h r geschlossen werden. I n einem einfachen Modell ergibt sich eine Zunahme der Erdoberfläche von 213 auf 510 Millionen km 2 seit dem Erstarren der Erdkruste. Dies hat weitreichende Folgen für die Kontinentalverschiebung und die Ozeanverteilung auf der Erde im Laufe der Erdgeschichte. Verf. 7114. L. Egyed, E l l i p t i c i t y , Nature 207 847.

viscosity

and

expansion

of t h e

Earth.

7115. F. J . Fitch, J . A. Miller, M a j o r c y c l e s i n t h e h i s t o r y of t h e Nature 206 1023—1027.

Earth.

7116. R. Fräser, T h e H a b i t a b l e E a r t h . New York, Basic Books Inc., 1965. 155 S. Preis $ 4.50. — B. in Science 148 1455—1456. 7117. G. Gamow, A P l a n e t C a l l e d E a r t h . London, Macmillan & Co. Ltd., 1965. 10 + 257 S. Preis 35 s. — B. in Nature 208 961. 7118. P. W. Gast, T e r r e s t r i a l r a t i o of p o t a s s i u m t o r u b i d i u m t h e c o m p o s i t i o n of E a r t h ' s m a n t l e . Science 147 858—860.

and

«5. 1965

71. Erdkörper

347

7119. W. H. Guier, R. R. Newton, T h e E a r t h ' s g r a v i t y f i e l d a s d e d u c e d f r o m t h e D o p p l e r t r a c k i n g of f i v e s a t e l l i t e s . J G R 70 4613—4626. 7120. H. Haber, U n s e r b l a u e r P l a n e t . S t u t t g a r t , Deutsche Verlags-Anstalt, 1965. 136 S. Preis DM 14.80. — B. in Phvs. Blätter 21 342, S u W 5 46, W e l t r a u m f a h r t 17 63. 7121. D. van Hilten, T h e a n c i e n t r a d i u s of t h e E a r t h . Geophys. J . R A S •9 279—281. — Aus der Analyse von paläomagnetischen D a t e n des nordamerikanischen u n d des eurasischen Länderblockes wird übereinstimmend geschlossen, d a ß der E r d r a d i u s im Carbon u n d im Trias etwa 8 0 % seiner heutigen Größe gehabt h a t . Gü-Li 7122. A. A. Isotow, Z u r B e s t i m m u n g d e r E r d f i g u r a u s B e o b a c h t u n g e n k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n . Hochschulnachr. Geod. L u f t b i l d a u f n a h m e 1965 N r . 3 S. 3—11 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 7.52.234. 7123. A. A. Isotow, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e s h a p e a n d d i m e n s i o n s of t h e E a r t h f r o m o b s e r v a t i o n s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . Studia geophys. geod. 9 201—206. 7124. B. Jeffreys, T r a n s f o r m a t i o n of t a t i o n . Geophys. J . R A S 1» 141—145.

tesseral

harmonics

under

ro-

7125. D. G. King-Hele, G.E.Cook, T h e e v e n z o n a l h a r m o n i c s o f t h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l . Geophys. J . R A S 10 17—29. — Aus einer Analyse der täglichen Präzession in Knotenlänge bei 7 künstlichen Erdsatelliten, deren Bahnen gleichmäßig über den Winkelbereich 28° bis 96° verteilt sind, werden die sechs ersten geradzahligen Harmonischen des Geopotentials abgeleitet u n d im Zusammenhang mit anderen derartigen Bestimmungen diskutiert. Gü-Li 7126. D. G. King-Hele, R e c e n t p r o g r e s s i n d e t e r m i n i n g t h e zonal h a r m o n i c s of t h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l . N a t u r e 207 575 —576. — Verf. diskutiert neue Bestimmungen des Gravitationspotentials, wobei die von anderen Autoren gegebenen W e r t e auf Grund von Satellitenmessungen eingehender diskutiert werden. W . S. 7127. D. G. King-Hele, G.E.Cook, D . W . S c o t t , T h e o d d z o n a l h a r m o n i c s i n t h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l . Planet. Space Sei. 13 1213—1232. 7128. D. G. King-Hele, G.E.Cook, T h e e v e n z o n a l h a r m o n i c s E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l . Vgl. Ref. 1315 S. 944—946.

in

the

7129. W. J . Köhnlein, O n t h e a c c u r a c y of t h e g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l a s d e r i v e d f r o m c a m e r a o b s e r v a t i o n s of a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . SAO Special R e p . N r . 194, 17 S. — Eine Diskussion der Fehler der v o n Izsak u n d Kozai aus photographischen Beobachtungen abgeleiteten tesseralen u n d zonalen Koeffizienten des Erdpotentials zeigt, daß deren Genauigkeit in mittleren Breiten a m größten ist u n d gegen den Äquator hin u n d nach den Polen zu a b n i m m t . Das gleiche gilt von dem geozentrischen Radius. Frlb. 7130. Y. Kozai, E f f e c t s of t h e t i d a l d e f o r m a t i o n of t h e E a r t h o n t h e m o t i o n of c l o s e e a r t h s a t e l l i t e s . P u b l . Astr. Soc. J a p a n 17 395— 402 = Tokyo Astr. Obs. Repr. N r . 281. — I n einer Untersuchung stellte Verf. eine synchrone l l t ä g i g e Schwankung in den Elementen i (Neigung) u n d £1 (Knotenlänge) der Erdsatelliten 1959 a 1 ( 1959 r/ u n d 1960 t 2 fest. Zur ihrer E r k l ä r u n g werden d a r a u f h i n die deformierenden Einflüsse von E r d e u n d Mond auf die Gestalt des Geoids untersucht, u n d es wird gezeigt, daß die abgeleitete Störungsfunktion n u r langperiodische Gezeitenterme besitzt, die dementsprechend n u r aus den Beobachtungen langlebiger Satelliten (18 Jahre) direkt ableitbar sind. Gü-Li

348

VIII. Erde

65, 1965

7131. Y. Kozai, New d e t e r m i n a t i o n of z o n a l h a r m o n i c s c o e f f i c i e n t s in t h e E a r t h g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l . Vgl. Ref. 1315 S. 947. * * E.A.Kraut, F r e e r a d i a l m o d e s in a c o m p r e s s i b l e c o n d u c t i n g f l u i d s p h e r e c o n t a i n i n g a u n i f o r m i n t e r n a l m a g n e t i c f i e l d . Vgl. Ref. 5452. 7132. G. P. Kuiper, V o l c a n i c s u b l i m a t e s on E a r t h a n d Moon. Commun. Lunar Planet. Lab. 3 33—60. — Verf. bringt überzeugende Analogien zwischen irdischen (Hawaii) und lunaren vulkanischen Erscheinungen, insbesondere den bislang kaum definierten «sekundären Aufschlagkratern». Vulkanische Sublimatè kommen auf beiden Himmelskörpern vor. v. B. 7133. P. Lâla, D e t e r m i n a t i o n of some c h a r a c t e r i s t i c s of E a r t h s g r a v i t a t i o n a l f i e l d f r o m c h a n g e s in o r b i t s of s a t e l l i t e s . Cesk. Casopis Fys. (A) 15 348—367 (tschech.). — Ref. in Phys. Abstr. 69 286. 7134. L. K. Law, W. S. B. Paterson, K. Whitham, H e a t - f l o w d e t e r m i n a t i o n s in t h e C a n a d i a n A r c t i c A r c h i p e l a g o . Canadian J. Earth Sei. 2 59—71 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 6 Nr. 14. 7135. K. Ledersteger, Die N e u b e g r ü n d u n g der T h e o r i e der s p h ä r o i d i schen Gleichgewichtsfiguren und das Normalsphäroid der Erde. Österreich. Z. Vermessungswesen Sonderheft Nr. 24 S. 31—125, 1964. 7136. K. Ledersteger, D a s a l l g e m e i n e N i v e a u s p h ä r o i d in N ä h e r u n g a c h t e r O r d n u n g . Österreich. Z. Vermessungswesen 53 137—144. 7137. R. A. Lyttleton, On t h e p h a s e - c h a n g e h y p o t h e s i s of t h e t u r e of t h e E a r t h . Proc. Roy. Soc. (A) 287 471—493.

struc-

7138. R. A. Lyttleton, How m o u n t a i n s a r e f o r m e d . Smithsonian Rep. 1964 S. 351—360 = Smithsonian Inst. Publ. 4621. 7139. G. J. F. MacDonald, T i d a l

f r i c t i o n . Rev. Geophys. 2 467—541, 1964.

7140. A. G. Massewitsch, K ü n s t l i c h e E r d s a t e l l i t e n e r f o r s c h e n u n s e r e n P l a n e t e n . EuW 1 Nr. 1 S. 11—16 (russ.). — Inhalt: 1.) Die Dichte der oberen Schichten der Atmosphäre, 2.) Schwerefeld und Erdfigur, 3.) Kosmische Triangulation. Ra. 7141. P.Melchior, Le d é v e l o p p e m e n t des r e c h e r c h e s e x p é r i m e n t a l e s s u r les m a r é e s t e r r e s t r e s . Askania-Warte 22 Heft 66 S. 4—6. 7142. P. Melchior, D é d u c t i o n du p h é n o m è n e de p r é c e s s i o n - n u t a t i o n à p a r t i r de la m a r é e t e r r e s t r e . Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 51 24—38 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 240 = Série Géophys. Nr. 70. — Die Formeln für die Präzession und Nutation leiten sich direkt aus dem Gezeitenpotential ab, wenn man beachtet, daß dieses astronomische Phänomen von der Kopplung herrührt, die durch die Nord-Süd-Komponente der täglichen tesseralen Gezeiten ausgeübt wird. Die Beobachtung der Horizontalkomponenten der Gezeiten mit Horizontalpendeln hoher Genauigkeit zeigt konforme Abweichungen gegenüber den Werten, die durch die neueren Theorien über dynamische Effekte auf Grund von möglichen Bewegungen im flüssigen Erdkern vorausgesagt sind. Daraus wird abgeleitet, daß die Beobachtung der Gezeiten geeignet ist, verbesserte Werte für die Amplituden der kurzperiodischen Nutationen zu liefern. Verf. (ü.) 7143. J. P. Millard, C. B. Neel, M e a s u r e m e n t s of a l b e d o a n d Earth r a d i a t i o n f r o m OSO-1. AIAA J 3 1317—1322. — Mit je einem Sensor für

«5, 1965

71. Erdkörper

349

die Eigenstrahlung u n d die Albedo der E r d e wurden von dem 1962 März 7 ges t a r t e t e n Satelliten OSO 1 ( = 1962 f ) aus in 500—600 k m H ö h e Messungen über dem geographischen Breitenbereich ± 3 3 ° durchgeführt. Die erhaltenen D a t e n der Eigenstrahlung (in ly/min = 0.07 W/cm 2 als Einheit) u n d der Albedo (in % der einfallenden Sonnenstrahlung) werden mit früheren Berechnungen u n d m i t Messungen der Tiros-Satelliten verglichen. Der Mittelwert der Eigenstrahlung b e t r ä g t 0.47 ly/min, während die stark schwankenden W e r t e der Albedo zwischen 10°,, u n d 3 8 % liegen. Die Meßfehler werden diskutiert. Gü-Li 7144. I. F. Monin, T h e s o l u t i o n of M o l o d e n s k i j s i n t e g r a l equation f o r t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e f i g u r e of t h e E a r t h ' s p h y s i c a l s u r f a c e , t a k i n g i n t o a c c o u n t t h i r d o r d e r t e r m s . A J U d S S R 42 183—189 (russ. m i t engl. Ref.). 7145. I. F. Monin, Z u r B e s t i m m u n g d e r F i g u r d e s G e o i d s u n t e r B e r ü c k s i c h t i g u n g d e r G r ö ß e n d r i t t e r O r d n u n g . Ber. Akad. Wiss. Ukrain. SSR 1965 Nr. 5 S. 584—587 (ukrain. mit russ. u n d engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1965 12.52.298. 7146. I. F. Monin, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e r F i g u r u n d d e s ä u ß e r e n G r a v i t a t i o n s f e l d e s d e r E r d e . Geod. Kartographie, L u f t b i l d a u f n a h m e 1965 Nr. 2 S. 24—30 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1966 6.52.245. 7147. S. N. Namowitz, D. B. Stone, E a r t h S c i e n c e — t h e W o r l d w e L i v e i n . Princeton, N. J . , Van N o s t r a n d Company Inc., 1965. 597 S. Preis $ 5.60. — B. in Sky Tel. 29 172. 7148. C. L. Pekeris, A s y m p t o t i c t h e o r y of t h e f r e e t o r s i o n a l o s c i l l a t i o n s of t h e E a r t h . Proc. National Acad. Sei. USA 53 1254r—1261. 7149. L. R. Rakipowa, Ü b e r d i e B e r e c h n u n g d e r v o n d e r E r d e a u s tretenden Strahlung aus Messungen mit künstlichen Erdsatell i t e n . K o s m . Forsch. 3 554—567 (russ.). — Zur Berechnung der aus dem System «Erde—Atmosphäre» austretenden Strahlungsströme f ü r Geräte m i t eingeschränktem u n d uneingeschränktem Gesichtswinkel werden Formeln abgeleitet u n d die Genauigkeit, mit der die Ströme der langwelligen Strahlung mit Hilfe von künstlichen Erdsatelliten gemessen werden sollen, abgeschätzt. Die Effekte der horizontalen Inhomogenität der Ströme u n d der Anisotropie des Strahlungsfeldes werden diskutiert. Verf. (ü.) 7150. K.-W.Schrick, S a t e l l i e t e n m e t e n d e A a r d e . Streven 18 (2)885—892. 7151. 0 . Simonsen, G l o b a l A s p e c t of t h e A s t r o n o m i c a l Correction f o r L e v e l l i n g of H i g h P r e c i s i o n w h e n C o n s i d e i i n g t h e D e f i n i t i o n of L e v e l l i n g D a t u m . Kopenhagen, The Danish Geodetic I n s t i t u t , 1965. 8 + 233 S. 7152. D. E. Smith, A d e t e r m i n a t i o n of t h e e v e n h a r m o n i c s i n t h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l p o t e n t i a l f u n c t i o n . Planet. Space Sei. 13 1151 —1159. 7153. G. R. Tilton, R. H. Steiger, L e a d i s o t o p e s a n d t h e a g e of t h e E a r t h . Science 150 1805—1808. — U n t e r verbesserten Voraussetzungen ergibt sich ein E r d a l t e r von 4750 ± 50 Millionen J a h r e n . Loh. 7154. D. C. Tozer, T h e r m a l h i s t o r y of t h e of t h e c o r e . Geophys. J . R A S 9 95—112.

Earth.

I.

The

formation

350

VIII. Erde

65, 1965

* * G. Veis, The d e f l e c t i o n of the v e r t i c a l of m a j o r g e o d e t i c dat u m s a n d t h e s e m i m a j o r a x i s of the E a r t h ' s e l l i p s o i d a s o b t a i n e d from s a t e l l i t e o b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 3737, 3738. 7155. K.Voss, Über die G e s t a l t und d a s S c h w e r e f e l d der Erde. Z. Geophys. 31 313—326. — Mit einem in früheren Arbeiten entwickelten Verfahren werden Gestalt und Schwerefeld der rotierenden Erde berechnet, wobei die Theorie auf beliebige Dichtekurven anwendbar ist. Die Lösung des vorliegenden Bandwertproblems erfolgt allgemein, indem die Massenverteilung der Erde anfangs durch N inkompressible, homogene Flüssigkeitsschalen dargestellt wird. Danach wird der Grenzübergang N -»• oo durchgeführt und gezeigt, daß die Clairautsche Theorie der Erdgestalt die exakte erste Näherung des Randwertproblems ist. Es wird der Zusammenhang wichtiger geophysikalischer Meßgrößen angegeben sowie kritisch auf einige andere Arbeiten dieses Problemkreises eingegangen. Verf. 7156. C.A.Wagner, A d e t e r m i n a t i o n of E a r t h e q u a t o r i a l e l l i p t i c i t y from seven m o n t h s of S y n c o m 2 l o n g i t u d e d r i f t . JGR 70 1566—1568. 7157. J. R. Weber, G r a v i t y a n o m a l i e s over t h e Shelf. Contr. Dominion Obs. Ottawa 5 Nr. 17, 10 S.

Polar

Continental

7158. S. M. Yionoulis, A s t u d y of the r e s o n a n c e e f f e c t s due to t h e E a r t h ' s p o t e n t i a l f u n c t i o n . JGR 7« 5991—5996. — Die Diskussion der Doppler-Beobachtungen an Satelliten läßt Resonanzerscheinungen höherer harmonischer Koeffizienten des Erdpotentials erkennen, die sich je nach der Höhe eines Satelliten über dem Erdboden bemerkbar machen, z. B. für 671 sm Höhe bei der 13., für 475 sm bei der 14. Ordnung. Die Einwirkung der Mondanziehung, der Exosphäre und sogar des Strahlungsdruckes müssen eliminiert werden, wenn der langperiodische Einfluß deutlich hervortreten soll. Einige vergleichende Hinweise auf Arbeiten von Anderle, Guier und Newton werden gegeben. Frlb. 7159. J. Zielinski, C o n t r i b u t i o n s of s a t e l l i t e m e t h o d to t h e g r a v i m e t r i c a l a n d g e o m e t r i c a l m e a s u r e m e n t s . Bull. Geod. (NS) Nr. 76 S. 135 —144 = Artificial Earth Satellites. Observations and Investigations in Poland S. 95—103. — Die Methode der genauen Bestimmung der Erdfigur aus Satellitenbeobachtungen wird mit der gravimetrischen und geometrischen Methode kombiniert. E. R. 7160. R. Zirkind, The n e a r , m e d i u m I . R . E a r t h a l b e d o ; i t s use for cloud h e i g h t d e t e r m i n a t i o n . Planet. Space Sei. 13 377—390. 7161. Unser P l a n e t vom Kosmos a u s gesehen. P h o t o g r a p h i s c h e s Album. Unter der Redaktion von E. K. Fedorow von K. J . K o n d r a t j e w , M. G. K r o s c h k i n , W. G. M o r a t s c h e w s k i j zusammengestellt. Leningrad, Gidrometeoisdat, 1964. 96 S. Preis 70 Kop. (russ.). — B. in Applied Optics 4 648, 658, Priroda 54 Nr. 11 S. 125. 7162. G r a v i t y S u r v e y in J a p a n (4). IV. G r a v i t y s u r v e y in the C h ü b u , K i n k i a n d Chügoku d i s t r i c t s . Bull. Geogr. Survey Inst. 10 55—183. A J B 61 Ref. 7116.—Ü.inNachr. Karten-Vermessungswesen (3) Nr. 17 S. 5—11. A J B 62 Ref. 7113. — t). in Nachr. Karten-Vermessungswesen (3) Nr. 17 S. 18—21. A J B 64 Ref. 7104. — W . B . in Obs 85 216.

65, 1965

72. Atmosphäre

351

§ 72 Atmosphäre 7201. K. S. W. Champion, A t m o s p h e r i c s t r u c t u r e a n d i t s v a r i a t i o n s i n t h e l o w e r t h e r m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 13 325—338. 7202. R. Cialdea, O p t i c a l a n d s p e c t r o s c o p i c a l r e s e a r c h e s i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Ann. Geofis. 18 73—86 (italien.). — Ref. in Phys. Abstr. 69 564. 7203. G.E.Cook, O n t h e a c c u r a c y of m e a s u r e d v a l u e s of u p p e r a t m o s p h e r e d e n s i t y . J G R 70 3247—3248. — Messungen mit einem Ionisationsdruckmesser in den Satelliten I n j u n 3 und Explorer 17 in 280 k m Höhe ergaben Luftdichtewerte, die um einen Paktor 2 niedriger sind, als sie sich aus der C1RA-Atmosphäre ergeben, deren Werte aus den Bahnänderungen infolge des aerodynamischen Widerstandes abgeleitet sind. Verf. äußert die Meinung, daß der bisher angenommene Widerstandskoeffizient 2.2 um mehr als 3 0 % zu klein ist, womit allerdings die Abweichungen um den Faktor 2 nicht ganz erklärt werden können. Gü-Li 7204. J. M. Cornwall, A . R . S i m s , R. S. White, A t m o s p h e r i c d e n s i t y p e r i e n c e d b y r a d i a t i o n b e l t p r o t o n s . J G R 70 3099—3111.

ex-

7205. R. A. Craig, T h e U p p e r A t m o s p h e r e : M e t e o r o l o g y a n d P h y s i c s . New York—London, Academic Press Inc., 1965. 12 + 509 S. Preis $ 12.50 bzw. £ 4 16 s. — B. in Phil. Mag. (8) 12 1307, Phys. Abstr. 68 2491, Planet. Space Sei. 14 117, Science 149 622. 7206. A. N. Demidowa, Ü b e r die D i m e n s i o n der atmosphärischen I n h o m o g e n i t ä t e n , die die A b b i l d u n g des S o n n e n r a n d e s beeinf l u s s e n . Sonnendaten 1964 Nr. 12 S. 72—73 (russ.). 7207. K. Fea, D e t e r m i n a t i o n of t h e of 3 , 5 0 0 k m . Nature 205 379—381.

density

7208. N. I. Fedorowa, S. 70—73 (russ.).

Hochatmosphäre.

Probleme

der

of

air

at

an

altitude

E u W 1 Nr. 4

7209. E. E. Ferguson, F. C. Fehsenfeld, A. L. Sehmeitekopf, A n e w s p e c u l a t i o n o n t e r r e s t r i a l h e l i u m l o s s . Planet. Space Sei. 13 925—928. 7210. J . I. Galperin, W. W. Temnij, A t m o s p h e r i c s c a l e h e i g h t i n t h e 2 0 0 — 4 0 0 k m r a n g e a c c o r d i n g t o r a d i a t i o n b e l t d a t a . Vgl. Ref. 1315 S. 769—778. 7211. R. Gebhart, E i n t h e o r e t i s c h e s M o d e l l f ü r d e n T a g e s g a n g d e r A t m o s p h ä r e n t e m p e r a t u r e n . Beiträge Phys. Atmosphäre 38 121—144. — Der durch Absorption der kurzwelligen Sonnenstrahlung und durch Emission der langwelligen Molekülstrahlung bedingte Tagesgang der Atmosphärentemperaturen wird berechnet. Die für die Gase Wasserdampf, Kohlensäure, Ozon durchgeführten Berechnungen sehen von Energietransport durch Turbulenz, Kondensation, Vertikalbewegung und Advektion ab. Vorgegeben werden die vertikalen Verteilungen der Absorber sowie der Temperaturtagesgang der Erdbodenoberfläche. Die Ergebnisse sind die partikulären Lösungen des Differentialgleichungssystems, das den Temperaturgang in 15 Niveaus der Troposphäre und Stratosphäre beschreibt. Neben dem Tagesgang werden auch die Strahlungsgleichgewichtstemperaturen bis zu 50 km Höhe berechnet. Besonders studiert werden die Einflüsse der vertikalen Massenverteilung der Absorber, der Jahreszeit und

352

VIII. Erde

65, 1965

der geographischen Breite sowie des Tagesganges der E r d b o d e n t e m p e r a t u r . D a s den Berechnungen zu Grunde liegende Modell wird beschrieben. Die Amplituden der Tagesschwankung sind am größten in einer H ö h e von etwa 40 k m u n d betragen dort r u n d 3° über dem Äquator, 0°5 über dem Pol. I n der Troposphäre sind die Amplituden eine Zehnerpotenz kleiner als in der Stratosphäre. Verf. 7212. L. M. Genkina, N. N. Denisjuk, E. S. Jeroschewitsch, P h o t o g r a p h i c o b s e r v a t i o n s of t h e i n g r e s s of E c h o I I i n t o t h e E a r t h ' s s h a d o w . A J U d S S R 42 1117—1119 (russ. m i t engl. Ref.). — Beobachtungen beim E i n t r i t t von E c h o 2 in den E r d s c h a t t e n werden mit dem Ziel beschrieben, die Höhenverteilung der Aerosole atmosphärischen u n d kosmischen Ursprungs u n d auch die des atmosphärischen Ozons zu bestimmen. Verf. (ü.) 7213. J . E . H a n s e n , S. Matsushima, l i g h t in t h e E a r t h ' s s h a d o w .

D e n s i t y and color d i s t r i b u t i o n A J 70 139—140. — Ref. AAS.

of

7214. I.Harris, W.Priester, Of t h e d i u r n a l v a r i a t i o n of t h e upper a t m o s p h e r e . J . Atmosph. Sei. 22 3—10. — Ref. in Phys. Abstr. 68 1700, Phys. Ber. 44 3762. 7215. C. 0 . Hines, C o m m e n t s o n « T h e r o t a t i o n a l s p e e d of t h e u p p e r a t m o s p h e r e d e t e r m i n e d f r o m c h a n g e s i n s a t e l l i t e o r b i t s » b y D. G. K i n g - H e l e . Planet. Space Sei. 13 169—172. 7216. B . G . H u n t , A t h e o r e t i c a l s t u d y of t h e c h a n g e s o c c u r i n g i n t h e o z o n o s p h e r e d u r i n g a t o t a l e c l i p s e of t h e S u n . Tellus 17 516—523. 7217. M. N. Isakow, Ü b e r d i e B e r e c h n u n g d e r V e r ä n d e r l i c h k e i t d e s K o e f f i z i e n t e n des a e r o d y n a m i s c h e n W i d e r s t a n d e s bei der B e s t i m mung der a t m o s p h ä r i s c h e n Dichte aus der Bremsung künstlicher E r d s a t e l l i t e n . Kosm. Forsch. 3 297—308 (russ.). 7218. M. N. Isakow, S o m e p r o b l e m s of i n v e s t i g a t i n g t h e structure of t h e u p p e r a t m o s p h e r e a n d c o n s t r u c t i n g i t s m o d e l . Vgl. Ref. 1315 S. 1191—1213. 7219. L. G. Jacchia, J. Slowey, D e n s i t i e s a n d t e m p e r a t u r e s f r o m t h e a t m o s p h e r i c d r a g o n s i x a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . SAO Special R e p . N r . 171, 113 S. 7220. L. G. Jacchia, D e n s i t y Special Rep. Nr. 184, 25 S.

variations

in

the

heterosphere.

SAO

7221. L. G. Jacchia, F. Verniani, A t m o s p h e r i c d e n s i t i e s a n d t e m p e r a t u r e s f r o m t h e d r a g a n a l y s i s of t h e S a n M a r c o s a t e l l i t e . SAO Special R e p . N r . 193, 10 S. 7222. L. G. Jacchia, S t a t i c d i f f u s i o n m o d e l s of t h e u p p e r a t m o s p h e r e w i t h e m p i r i c a l t e m p e r a t u r e p r o f i l e s . Smithsonian Contr. Astrophys. 8 215—257. 7223. L. G. Jacchia, T h e Ref. 1315 S. 1152—1174.

temperature

above

the

thermopause.

7224. A. S. Jursa, M. Nakamura, ¥ . Tanuka, M o l e c u l a r o x y g e n i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e , 2. J G R 70 2699—2702.

Vgl.

distribution

7225. D. G. King-Hele, E. Quinn, T h e v a r i a t i o n of upper-atmosphere d e n s i t y b e t w e e n s u n s p o t m a x i m u m (1957—1958) a n d minimum (1964). J A T P 27 197—209.

65, 1965

72. Atmosphäre

353

7226. D. G. King-Hele, E. Quinn, A i r d e n s i t y a t h e i g h t s of 1 5 0 — 3 0 0 k m i n t h e y e a r s 1 9 6 2 — 1 9 6 4 . Planet. Space Sei. 13 693—705. 7227. D. G. King-Hele, Upper-atmosphere densities m a x i m u m t o m i n i m u m . Vgl. Ref. 1315 S. 1132—1136.

from

sunspot

7228. M. Landini, D. Russo, G. L. Tagliaferri, A t m o s p h e r i c d e n s i t y i n t h e 120—190 km region derived from the Röntgen-ray extinction measured by the U . S. N a v a l Research Laboratory satellite 1 9 6 4 - 0 1 - D . N a t u r e 206 173—174 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. N r . 118. 7229. F.Link, L. Neuzil, I. Zacharov, P h o t o m e t r i e p h o t o é l e c t r i q u e é c l i p s e s d e l ' E c h o 2. Vgl. Ref. 1315 S. 826—827.

des

7230. G. S. Liwschiz, D i e S t r e u u n g d e s L i c h t s i n d e r Atmosphäre. T e i l 1. P u b l . Astrophys. I n s t . Alma-Ata 6, 177 S. (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1965 11.51.282. 7231. M. S. Malkewitsch, W. I. Tatarskij, Bestimmung des vertikalen T e m p e r a t u r v e r l a u f s in der A t m o s p h ä r e aus der a u s t r e t e n d e n S t r a h l u n g i n d e r C O 2 - A b s o r p t i o n s b a n d e . K o s m . Forsch. 3 444—456 (russ.). * * M.N.Markow, J. I. Merson, M. R. Schamilew, J a h r e s z e i t l i c h e S c h w a n k u n g e n der W ä r m e s t r a h l u n g der E r d e u n d der A t m o s p h ä r e im i n f r a r o t e n S p e k t r a l b e r e i c h (aus M e s s u n g e n m i t g e o p h y s i k a l i s c h e n H ö h e n b a l l o n s v o n 1 9 6 2 b i s 1963). Vgl. Ref. 7469. 7232. M. J. Marow, D e n s i t y of t h e u p p e r a t m o s p h e r e of S o v i e t s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 1315 S. 1140—1149.

from the

drag

7233. J. J. Martin, E v a l u a t i o n of t h e a t m o s p h e r i c d e n s i t y s c a l e h e i g h t . J G R 70 5328—5329. 7234. J. P. Martin, M e a s u r e m e n t of a l b e d o n e u t r o n l a t i t u d e f r o m a p o l a r o r b i t i n g s a t e l l i t e . J G R 70 2057—2063.

variation

7235. M. Mayot, E. Vigroux, A p p l i c a t i o n d e l ' a p p r o x i m a t i o n d e C u r t i s G o d s o n à l ' o z o n e a t m o s p h é r i q u e . Ann. Géophys. 21 80—104 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (B) N r . 273. 7236. A. W. Merkulow, U. I. Iljassow, Bemerkungen zu der Koshewnikows «Beobachtung der Turbulenz der erdnahen s p h ä r i s c h e n S c h i c h t » . Sonnendaten 1965 N r . 1 S. 65—73 (russ.).

Arbeit atmo-

7237. W. W. Michnewitsch, E. N. Golubew, J. N. Partianowitsch, Vorläufige E r g e b n i s s e d e r D i c h t e b e s t i m m u n g d e r A t m o s p h ä r e a m 18. J u n i 1 9 6 3 . K o s m . Forsch. 3 457—4-68 (russ.). 7238. W. W. Michnewitsch, A t m o s p h e r i c 3 5 0 k m . Vgl. Ref. 1315 S. 1112—1123.

density

at

heights

of

100 —

7239. E. R. Mustel, I. W. Bonelis, W. W. Kubyschkin, D e r E i n f l u ß d e r k o s mischen S t r a h l u n g auf die u n t e r s t e n S c h i c h t e n der E r d a t m o s p h ä r e . AC N r . 333 S. 1—6 (russ.). 7240. G.P.Newton, R. Horowitz, W.Priester, A t m o s p h e r i c d e n s i t y and temperature variations from the Explorer X V I I satellite and a f u r t h e r c o m p a r i s o n w i t h s a t e l l i t e d r a g . P l a n e t . Space Sei. 13 599—616. 7241. M. Nicolet, N i t r o g e n o x i d e s i n t h e c h e m o s p h e r e . J G R Astronom. Jahresbericht 1965

70 679—689. 23

354

VIII. Erde

65, 1965

7242. W. E. Pawlow, A n e m p i r i c a l f o r m u l a f o r t h e a t m o s p h e r i c s c a t tering indicatrix which takes into account the circumsolar a u r e o l e . A J UdSSR 42 433—436 (russ. mit engl. Ref.). — I n der Arbeit wird eine empirische Formel für die atmosphärische Streufunktion mitgeteilt, die den Bereich kleiner Streuwinkel einschließt. Verf. (ü.) 7243. C. A. Reber, M. Nieolet, I n v e s t i g a t i o n of t h e m a j o r c o n s t i t u e n t s of t h e A p r i l — M a y 1 9 6 3 h e t e r o s p h e r e b y t h e E x p l o r e r X V I I s a t e l l i t e . Planet. Space Sei. IB 617—646. 7244. H. Riehl, I n t r o d u c t i o n t o t h e A t m o s p h e r e . New York, McGrawHill Book Company, 1965. 365 S. Preis $ 8.95. — B. in Sky Tel. 31 42, 166—167. 7245. M. Roemer, S o l a r a c t i v i t y e f f e c t a n d s o l a r c y c l e v a r i a t i o n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 1315 S. 1150—1151.

in

7246. G. F. Schilling, L a t i t u d i n a l variation of m e s o p a u s e height i n f e r r e d f r o m e c l i p s e o b s e r v a t i o n s . J . Atmosph. Sei. 22 110—115. — Ref. in Phys. Abstr. 68 3060. 7247. E. P. Schirjajewa, B e s t i m m u n g der atmosphärischen Dichte aus photographischen Meteorbeobachtungen am Astronomischen O b s e r v a t o r i u m O d e s s a w ä h r e n d d e r I G Z . Bull. Kommission Kometen Meteore UdSSR Nr. 12 S. 3 8 ^ 3 (russ. mit engl. Ref.). 7248. C. J. E. Schuurmans, I n f l u e n c e of s o l a r f l a r e p a r t i c l e s o n g e n e r a l c i r c u l a t i o n of t h e a t m o s p h e r e . Nature 205 167—168.

the

7249. P. K. Sen Gupta, A c t i o n of s o l a r c o r p u s c l e s a n d p h o t o n s u p o n t h e u p p e r a t m o s p h e r e a b o v e 50 k m . J . Inst. Telecommun. Engineers 10 372—387, 1964. — Ref. in Phys. Abstr. 68 3059. 7250. N. P. Slowochotowa, S c h w a n k u n g e n d e r a t m o s p h ä r i s c h e n D i c h t e v o n 1960 b i s 1963 a u s M e s s u n g e n d e r B a h n e n k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n . Kosm. Forsch. 3 469—472 (russ.). 7251. D. E. Smith, A m e t h o d of d e t e r m i n i n g t h e a t m o s p h e r i c s c a l e h e i g h t f r o m t h e s i m u l t a n e o u s c o n t r a c t i o n of t w o s a t e l l i t e o r b i t s . Planet. Space Sei. 13 851—854. 7252. J . A. Stein, J . C. G. Walker, M o d e l s of t h e u p p e r a t m o s p h e r e f o r a w i d e r a n g e of b o u n d a r y c o n d i t i o n s . J . Atmosph. Sei. 22 11—17. — Ref. in Phys. Abstr. 68 1700. 7253. D. Titles, A t m o s p h e r i c n o b l e g a s e s : S o l a r - w i n d b o m b a r d m e n t of e x t r a t e r r e s t r i a l d u s t a s a p o s s i b l e s o u r c e m e c h a n i s m . Science 148 1085—1088. — Verf. betrachtet die in die Erdatmosphäre einfallenden Teilchen des interplanetaren Staubes als eine der Quellen für die atmosphärischen Edelgase, indem er annimmt, daß diese von den Atomen des Sonnenwindes bombardiert wurden. Bei Zugrundelegung abgeschätzter Beträge f ü r den Staubeinfall in den letzten 4.5 x 109 Jahren, für die Intensität und den Argongehalt des Sonnenwindes und für die Lebenszeit der Staubteilchen (bestimmt durch den Poynting-Robertson-Effekt) ergab sich ein theoretischer Gehalt an Argon 36 und Argon 38, der nur fünfmal geringer ist als der gemessene. Gü-Li 7254. P h y s i c s of t h e E a r t h ' s U p p e r A t m o s p h e r e . Herausgegeben von C. 0 . H i n e s , I. P a g h i s , T . R . H a r t z , J . A. F e j e r . Englewood Cliffs, N . J . , Prentice-Hall, 1965. 14 + 434 S. Preis $ 17.35 bzw. 105 s. — B. in J . Astronaut. Sei. 13 92, Nature 211 459—460, Phys. Abstr. 69 846, Phys. Today 18 Nr. 11 S. 63, Planet. Space Sei. 14 815, Proc I E E E 53 1812, Science 150 336.

65, 1965

355

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

7255. C I R A . C o s p a r I n t e r n a t i o n a l R e f e r e n c e A t m o s p h e r e , 1965. Amsterdam, North-Holland Publishing Company, 1965. 313 S. Preis DM 27.00 bzw. 54 s. — B. in J A T P 28 700, Nature 210 1305, Obs 86 92, Phys. Blätter 22 236—237, ZfA 64 96. 7256. D i e o p t i s c h e I n s t a b i l i t ä t d e r E r d a t m o s p h ä r e . grad, «Nauka», 1965. 172 S. Preis 98 Kop. (russ.).

Moskau—Lenin-

* * D i e E r f o r s c h u n g d e s k o s m i s c h e n R a u m e s . Vgl. Ref. 1332 S. 9—119.

§ 73

Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima Refraktion 7301. K. Bretterbauer, Ü b e r m ö g l i c h e R e f r a k t i o n s a n o m a l i e n i n f o l g e von Schichtenneigungen. Österreich. Z. Vermessungswesen 53 113—119. — Eine hohe innere Genauigkeit von Ortsbestimmungsergebnissen läßt oft vermuten, daß diese systematisch verfälscht sind. Verf. lintersucht, wie sich druckund temperaturbecQngte Schichtenneigungen auf Zenitdistanzen auswirken, und kommt zu dem Ergebnis, daß dies, je nach der Höhe des beobachteten Sterns, bis zu 0?4 der Fall sein kann. Frlb. 7302. N. Dinulescu, 10 3—6.

Asupra

refractiei

astronomice.

Stud. Cerc. Astr.

7303. J. Kabeläe, D i e B e s t i m m u n g d e r p a r a l l a k t i s c h e n R e f r a k t i o n f ü r k ü n s t l i c h e S a t e l l i t e n , H o c h z i e l e u n d M e t e o r e . Vgl. Ref. 1324 S. 675—678. — E s werden Formeln für die astronomische Refraktion für einen Körper innerhalb und außerhalb der Atmosphäre abgeleitet. Die Formeln werden auf verschiedene atmosphärische Modelle angewendet. Körper innerhalb der Atmosphäre erleiden eine Refraktion, die vom Atmosphärenmodell abhängt. Dieses wird durch verschiedene Bedingungen bestimmt und beeinflußt die parallaktische Refraktion. Die abgeleiteten Formeln liefern mit anderen Formeln gut übereinstimmende Werte, zeichnen sich aber durch ihre Einfachheit aus. Verf. 7304. F. F. Kalichewitsch, T h e d e t e r m i n a t i o n a t m o s p h e r e d i s p e r s i o n of t h e N i k o l a y e v Ref. 1303 S. 95—97 (russ. mit engl. Ref.).

of t h e c o e f f i c i e n t o f z o n a l a s t r o g r a p h . Vgl.

7305. F.Link, L. Neuzil, D i o p t r i e t a b l e s of t h e Ceskosl. Akad. Ved Astr. Üstav Publ. c. 50, 86 S.

Earth's

atmosphere.

7306. D. D. Poloshenzew, C o m p u t a t i o n s of r e f r a c t i o n f r o m t h e P u l k o v o t a b l e s b y m e a n s of a u t o m a t i c C o m p u t e r s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 6 (176) S. 89—99 (russ. mit engl. Ref.). — Drei verschiedene Verfahren zur Berechnung werden behandelt: 1) solche mit analytischen Rechenmaschinen, 2) mit Elektronenrechner (geeignet für z < 70°) und 3) mit Elektronenmaschinen mit programmierter Steuerung (für z < 81°). F ü r jedes Verfahren werden die entsprechenden Formeln zur Berechnung der Refraktion mitgeteilt. Abschließend werden Tabellen der Koeffizienten der verwandten Formeln und Rechenbeispiele gegeben. Die Differenz in den Werten der Refraktion, die unmittelbar nach den Pulkowoer Tabellen und Transformationsformeln berechnet wurde, übersteigt nicht 0?001. Verf. (ü.) 23

65, 1965

355

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

7255. C I R A . C o s p a r I n t e r n a t i o n a l R e f e r e n c e A t m o s p h e r e , 1965. Amsterdam, North-Holland Publishing Company, 1965. 313 S. Preis DM 27.00 bzw. 54 s. — B. in J A T P 28 700, Nature 210 1305, Obs 86 92, Phys. Blätter 22 236—237, ZfA 64 96. 7256. D i e o p t i s c h e I n s t a b i l i t ä t d e r E r d a t m o s p h ä r e . grad, «Nauka», 1965. 172 S. Preis 98 Kop. (russ.).

Moskau—Lenin-

* * D i e E r f o r s c h u n g d e s k o s m i s c h e n R a u m e s . Vgl. Ref. 1332 S. 9—119.

§ 73

Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima Refraktion 7301. K. Bretterbauer, Ü b e r m ö g l i c h e R e f r a k t i o n s a n o m a l i e n i n f o l g e von Schichtenneigungen. Österreich. Z. Vermessungswesen 53 113—119. — Eine hohe innere Genauigkeit von Ortsbestimmungsergebnissen läßt oft vermuten, daß diese systematisch verfälscht sind. Verf. lintersucht, wie sich druckund temperaturbecQngte Schichtenneigungen auf Zenitdistanzen auswirken, und kommt zu dem Ergebnis, daß dies, je nach der Höhe des beobachteten Sterns, bis zu 0?4 der Fall sein kann. Frlb. 7302. N. Dinulescu, 10 3—6.

Asupra

refractiei

astronomice.

Stud. Cerc. Astr.

7303. J. Kabeläe, D i e B e s t i m m u n g d e r p a r a l l a k t i s c h e n R e f r a k t i o n f ü r k ü n s t l i c h e S a t e l l i t e n , H o c h z i e l e u n d M e t e o r e . Vgl. Ref. 1324 S. 675—678. — E s werden Formeln für die astronomische Refraktion für einen Körper innerhalb und außerhalb der Atmosphäre abgeleitet. Die Formeln werden auf verschiedene atmosphärische Modelle angewendet. Körper innerhalb der Atmosphäre erleiden eine Refraktion, die vom Atmosphärenmodell abhängt. Dieses wird durch verschiedene Bedingungen bestimmt und beeinflußt die parallaktische Refraktion. Die abgeleiteten Formeln liefern mit anderen Formeln gut übereinstimmende Werte, zeichnen sich aber durch ihre Einfachheit aus. Verf. 7304. F. F. Kalichewitsch, T h e d e t e r m i n a t i o n a t m o s p h e r e d i s p e r s i o n of t h e N i k o l a y e v Ref. 1303 S. 95—97 (russ. mit engl. Ref.).

of t h e c o e f f i c i e n t o f z o n a l a s t r o g r a p h . Vgl.

7305. F.Link, L. Neuzil, D i o p t r i e t a b l e s of t h e Ceskosl. Akad. Ved Astr. Üstav Publ. c. 50, 86 S.

Earth's

atmosphere.

7306. D. D. Poloshenzew, C o m p u t a t i o n s of r e f r a c t i o n f r o m t h e P u l k o v o t a b l e s b y m e a n s of a u t o m a t i c C o m p u t e r s . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 22 Nr. 6 (176) S. 89—99 (russ. mit engl. Ref.). — Drei verschiedene Verfahren zur Berechnung werden behandelt: 1) solche mit analytischen Rechenmaschinen, 2) mit Elektronenrechner (geeignet für z < 70°) und 3) mit Elektronenmaschinen mit programmierter Steuerung (für z < 81°). F ü r jedes Verfahren werden die entsprechenden Formeln zur Berechnung der Refraktion mitgeteilt. Abschließend werden Tabellen der Koeffizienten der verwandten Formeln und Rechenbeispiele gegeben. Die Differenz in den Werten der Refraktion, die unmittelbar nach den Pulkowoer Tabellen und Transformationsformeln berechnet wurde, übersteigt nicht 0?001. Verf. (ü.) 23

356

V i l i . Erde

65, 1965

7307. K. Ramsayer, On t h e a c c u r a c y of t h e d e t e r m i n a t i o n of t h e a s t r o n o m i c a l r e f r a c t i o n . Acta Techn. Hungar. 52 361—372 (deutsch). — Kef. in Phys. Abstr. 69 857. 7308. J. Saastamoinen, O n t h e p a t h c u r v a t u r e w a v e s . Bull. Geod. (NS) Nr. 78 S. 317—338.

of

electromagnetic

Szintillation 7309. F. Affronti, S. Torrisi, R e l a z i o n i f r a t u r b o l e n z a i n a r i a l i m p i d a e « q u a l i t à » d e l l ' i m m a g i n e s o l a r e . Rivista Meteorol. Aeronautica Nr. 1, 14 S. = Oss. Astrofis. Catania Pubbl. (NS) Nr. 72. 7310. C. E. Coulman, O p t i c a l s p h e r e . JOSA 55 806—812.

image

quality

in

a

turbulent

atmo-

7311. D. H. Höhn, E i n f l u ß d e r Ö f f n u n g e n a n Q u e l l e u n d E m p f ä n g e r a u f d i e t e r r e s t r i s c h e I n t e n s i t ä t s s z i n t i l l a t i o n . Optik 22 637—644 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 81. — Die geometrisch optische Szintillationstheorie von H . Scheffler (vgl. A J B 61 Ref. 7321 und A J B 62 Ref. 7313) wird dazu verwandt, den Einfluß der Öffnungen an Quelle und Empfänger auf die terrestrische Intensitätsszintillation zu berechnen. Das mittlere relative Schwankungsquadrat der Intensität sowie das zeitliche Spektrum der Intensitätsschwankungen werden abgeleitet und als Funktionen der Größe quadratischer Öffnungen diskutiert. Den Rechnungen sind zwei Modelle sowohl für das Spektrum der Turbulenz als auch für die Lichtquelle zu Grunde gelegt. Verf. 7312. C. C. Hudson, E x p e r i m e n t a l e v i d e n c e of a t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r e . N a t u r e 207 247—249.

twinkling

layer

in

7313. U.Mayer, D. H. Höhn, U n t e r s u c h u n g e n ü b e r d i e Intensitätss z i n t i l l a t i o n i n d e r b o d e n n a h e n S c h i c h t . I. G l e i c h l i c h t m e t h o d e n , II. Wechsellichtmethoden. Meteorol. Rundschau 18 97—102 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 78, 79. — Ref. in Phys. Ber. 45 1902—1903. 7314. Z. Sekera, C. R. N. Rao, S k y l i g h t p o l a r i z a t i o n : a t m o s p h e r i c t u r b i d i t y . JOSA 55 594. — Ref. OSA.

A

criterion

of

7315. H. Siedentopf, U.Mayer, D i e I n t e n s i t ä t s s z i n t i l l a t i o n d e r S t r a h l u n g t e r r e s t r i s c h e r L i c h t q u e l l e n . Optik 22 626—636 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 80. — Die vorliegenden Meßergebnisse geben Aufschluß über die Beeinflussungen von Gleichlichtsignalen durch die terrestrische Intensitätsszintillation. Die Zunahme der Modulation mit abnehmender Empfängerund ScheinwerferöfFnung sowie das Frequenzspektrum und ' die Amplitudenverteilung des modulierten Signalanteils wurden untersucht. Verf. (gek.) 7316. A. A. Townsend, T h e i n t e r p r e t a t i o n of s t e l l a r s h a d o w - b a n d s a s a c o n s e q u e n c e of t u r b u l e n t m i x i n g . Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 91 1—9. — Ref. in Phys. Abstr. 68 944. 7317. P. E. Volz, N o t e o n t h e g l o b a l v a r i a t i o n of s t r a t o s p h e r i c t u r b i d i t y s i n c e t h e e r u p t i o n of A g u n g V o l c a n o . Tellus 17 513—515 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 83. Extinktion 7318. P. J. Berry, C.B.Farmer, D.B.Lloyd, m e a s u r e m e n t s i n t h e 4.3-,« C O a b a n d Optics 4 1045—1650.

Atmospheric transmission a t 5 2 0 0 - m a l t i t u d e . Applied

65, 1965

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

357

7319. K. H. Danzer, K. Bullrieh, T h e i n f l u e n c e of a b s o r p t i o n on t h e e x t i n c t i o n of s o l a r a n d s k y r a d i a t i o n . Applied Optics 4 1500—1503. 7320. K. H. Danzer, K. Bullrieh, D e r E i n f l u ß d e r A b s o r p t i o n auf die E x t i n k t i o n d e r S o n n e n s t r a h l u n g u n d die H i m m e l s s t r a h l u n g . Optik 22 123—136. 7321. G. Dietze, K a n n m a n h o c h a t m o s p h ä r i s c h e T r ü b u n g e n a n d e r M a x i m a l p o l a r i s a t i o n des H i m m e l s l i c h t s e r k e n n e n ? Gerlands Beiträge Geophys. 74 137—147. — Für Modellatmosphären wird berechnet, wie stark die Maximalpolarisation verändert wird 1. durch eine Trübung interplanetaren Ursprungs in der Mesopausenregion und 2. durch eine besondere Trübung der Grundschicht. Die Grundschicht-Trübung ist stärker wirksam. Hochatmosphärische Trübungen kann man daher an der Maximalpolarisation nur erkennen, wenn man auf hohen Bergen mißt. Verf. 7322. B.N.Edwards, R. R. Steen, E f f e c t s of a t m o s p h e r i c t u r b u l e n c e on t h e t r a n s m i s s i o n of v i s i b l e a n d n e a r i n f r a r e d r a d i a t i o n . Applied Optics 4 311—316. 7323. L. Foitzik, T h e s p e c t r a l e x t i n c t i o n of t h e a t m o s p h e r i c a e r o s o l b y Mie p a r t i c l e s w i t h d i f f e r e n t G a u s s i a n d i s t r i b u t i o n s . Gerlands Beiträge Geophys. 74 199—206. — Neue, in engen Radienintervallen von Fenn ausgeführte Messungen der Größenverteilung des atmosphärischen Aerosols lassen sich gut darstellen durch eine oder mehrere Gruppen mit logarithmischen GaußVerteilungen. Für 6 verschiedene Gauß-Parameter, durch welche die Steilheit der Gauß-Kurven festgelegt wird, wurden mit einer elektronischen Rechenmaschine die Daten für die Streuquerschnitte von Mie-Teilchen mit einem Brechungsindex von 1.5 berechnet. Danach werden die spektralen Extinktionskoeffizienten von 3.5 /um bis 1.6 /im Wellenlänge für die von Fenn vermessenen Aerosole sowie für einige Aerosolmodelle mit Gauß-Verteilungen angegeben. Berechnungen der spektralen Extinktion nach Messungen der direkten Sonnenstrahlung der Smithsonian Institution werden diskutiert. Verf. 7324. L. Foitzik, Die s p e k t r a l e E x t i n k t i o n u n d S t r e u u n g des a t m o sphärischen Aerosols, bedingt durch Mie-Partikel mit logarithmis c h e n G a u ß - V e r t e i l u n g e n . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 7 679—680. 7325. L. Foitzik, G. Hebermehl, D. Spänkuch, Ü b e r die s p e k t r a l e E x t i n k t i o n u n d die s p e k t r a l e S t r e u u n g v o n M i e - P a r t i k e l n bei V o r l i e g e n l o g a r i t h m i s c h e r G a u ß - V e r t e i l u n g e n . Optik 23 268—278. 7326. R. Gerharz, A t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n of a 100 m p a t h f o r s p e c t r a l r e g i o n A 2400 t o 9000 A. J ATP 27 1191—1199.

the

7327. D. H. Höhn, Zur B e s t i m m u n g der a b s o l u t e n F e u c h t e d u r c h M e s s u n g der A b s o r p t i o n in d e n a t m o s p h ä r i s c h e n W a s s e r d a m p f b a n d e n . Infrared Phys. 4 239—251, 1964 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 76. 7328. D. H. Höhn, A t m o s p h ä r i s c h e A e r o s o l s t r e u u n g im S i c h t b a r e n u n d n a h e n I n f r a r o t . Pure Applied Geophys. 59 172—184, 1964 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 77. — Die atmosphärische Aerosolstreuung wird im Bereich 0.5 < A < 2.1 fim und 4° < 0 < 40° experimentell untersucht. Sie scheint im Infraroten weitgehend durch die Verhältnisse im Sichtbaren charakterisierbar zu sein, wenn auch die Streudispersion ein unerwartet gegensätzliches Verhalten zeigt. Bei A-ähnlichen, visuellen Streutypen (oder Typen nahe 1) verschwindet diese ab etwa 1.1 fim fast vollständig. Bei B-ähnlichen, visuellen Streu-

358

VIII. Erde

65, 1965

typen (oder Typen 2) tritt in einem Zwischenbereich (etwa 0.8 bis 1.3 fim) starke Streudispersion auf. F ü r den Gesamtstreutyp wird eine Klassifizierung in Anlehnung an die im Sichtbaren gebräuchliche vorgeschlagen. Verf. 7329. H. L. Johnson, A t m o s p h e r i c e x t i n c t i o n c o r r e c t i o n s i n t h e i n f r a r e d . Commun. Lunar Planet. Lab. 3 67—71. — Ein Vergleich zwischen dem Exponentialgesetz der Extinktion und dem Quadratwurzelansatz wurde theoretisch f ü r die Frage der Infrarotkorrektion durchgeführt. Die Berechnungen zeigen, daß bei der Extrapolation auf extraterrestrische Intensitäten das Exponentialgesetz genauere Werte liefert als der Quadratwurzelansatz. Ho. 7330. W. W. Katjuschina, M e s s u n g e n d e r A b s o r p t i o n d e r L a - S t r a h l u n g d e r S o n n e i n d e r H o c h a t m o s p h ä r e d e r E r d e . Kosm. Forsch. 3 496— 499 (russ.). 7331. N. I. Koshewnikow, G. F. Sitnik, A. B. Delone, D e r Transmissionsk o e f f i z i e n t d e r E r d a t m o s p h ä r e u n d d i e S o n n e n a k t i v i t ä t . Sonnendaten 1965 Nr. 3 S. 68—73 (russ.). — Aus den von den Verf. bearbeiteten Beobachtungsunterlagen geht hervor, daß zwischen der Sonnenaktivität und der Durchsicht der Erdatmosphäre ein Zusammenhang besteht, der aber für verschiedene Orte auf der Erde verschieden ist. Die Änderung des optischen Zustandes der Erdatmosphäre hängt mit der Änderung des Aerosolgehaltes zusammen. Loh. 7332. T. G. Kyle, D. G. Murcray, F. H. Murcray, W. J. Williams, A b s o r p t i o n of s o l a r r a d i a t i o n b y a t m o s p h e r i c c a r b o n d i o x i d e . JOSA 55 1421— 1426. — Mit einem Gitterspektrographen von 0.5 cm" 1 Auflösung wurde die Durchlässigkeit f ü r die Sonnenstrahlung im Bereich der C0 2 -Bande bei 4.3 ¡x während eines Ballonaufstieges bis in 32 km Höhe in Abhängigkeit von der Höhe gemessen. Die Ergebnisse werden mit dem Resultat eines hier abgeleiteten theoretischen Ansatzes verglichen. Die Güte der Übereinstimmung ist in mehreren Diagrammen dargestellt. Gü-Li 7333. H. Moreno, N. Sanduleak, J.Stock, P h o t o m e t r y a t C e r r o T o l o l o , C h i l e : E f f e c t s of M o u n t A g u n g e r u p t i o n . Science 148 364—366 = Cerro Tololo Inter American Obs. Contr. Nr. 3. 7334. I). G. Murcray, F. II. Murcray, W. J. Williams, C o m p a r i s o n of e x p e r i m e n t a l a n d t h e o r e t i c a l s l a n t p a t h a b s o r p t i o n s in t h e r e g i o n f r o m 1 4 0 0 t o 2 5 0 0 c m " 1 . JOSA 55 1239—1246. — Mit einem Littrow-Spektrometer in einem Höhenballon wurde durch Registrierung der infraroten Sonnenstrahlung im Bereich zwischen 7 und 4 / j die atmosphärische Durchlässigkeit in Abhängigkeit von der Höhe gemessen und mit der von G. N. Plass (vgl. Applied Optics 3 479, 1964) berechneten verglichen. Auf der langwelligen Seite der 4.3 //-Bande ist die Übereinstimmung in geringen Höhen unbefriedigend, was auf den Einfluß des N 2 0 zurückgeführt wird. Gü-Li 7335. C. W. Querfeld, Mie a t m o s p h e r i c o p t i c s . JOSA 55 105—106. 7336. E. Raschke, A u s w e r t u n g e n v o n i n f r a r o t e n S t r a h l u n g s m e s s u n g e n d e s m e t e o r o l o g i s c h e n S a t e l l i t e n T i r o s I I I . T e i l I. G e n e r a l i s i e r t e T r a n s m i s s i o n s f u n k t i o n e n f ü r die K o n s t r u k t i o n von S t r a h l u n g s r e c h e n d i a g r a m m e n . Beiträge Phys. Atmosphäre 38 97—120. — F ü r spätere Berechnungen von Wärmestrahlungsströmen werden in diesem Teil der vorliegenden Arbeit generalisierte Transmissionsfunktionen für Wasserdampf und Kohlendioxyd aus vorliegenden Messungen der spektralen Absorption abgeleitet. F ü r die 9.6 //m-Bande des Ozons wird nur eine Beziehung für das Durchlässigkeitsvermögen der ganzen Bande zwischen 8.8 ¡um und 10.6 fim ermittelt. Verf.

65, 1965

359

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

7337. A. S. Scharow, E i n i g e E i g e n s c h a f t e n d e r a t m o s p h ä r i s c h e n D u r c h s i c h t im G e b i e t d e r H o c h g e b i r g s e x p e d i t i o n d e s S t e r n b e r g - I n s t i t u t s . Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Nr. 139 S. 3—10 (russ. mit engl. Ref.). 7338. A. Tsuchiya, K. Nagane, A t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n i n m i c r o w a v e s o l a r o b s e r v a t i o n a n d s o l a r f l u x m e a s u r e m e n t a t 17 G H z . Publ. Astr. Soc. J a p a n 17 86—96 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 271. — Seit Mai 1964 wurde mit einem neuen 17 GHz-Radiopolarimeter am Astr. Obs. Tokio routinemäßig die Sonne beobachtet. Der solare Strahlungsfluß wurde durch Vergleich mit der Himmels- und Umgebungstemperatur gemessen. Theoretisch und durch die Beobachtungen läßt sich zeigen, daß die Absorption der Erdatmosphäre die Strahlungsflußmessungen nicht beeinflußt. Ein Verfahren wird angegeben, mit dem sich die atmosphärische Absorption bei höheren Frequenzen ermitteln läßt. Während einer sechsmonatigen ruhigen Beobachturigsperiode betrug die scheinbare Temperatur der Sonnenscheibe bei 17 GHz 9100 ± 200°. HHR microwave * * A. Tsuchiya, K. Nagane, A t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n in s o l a r o b s e r v a t i o n a n d s o l a r f l u x m e a s u r e m e n t a t 17 G H z . Vgl. Ref. 68115. 7339. G. de Vaucouleurs, A t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n a t M c D o n a l d O b s e r v a t o r y , 1 9 6 0 — 6 4 . Publ ASP 77 5—11 = Contr. McDonald Obs. Nr. 396. 7340. F. Volz, P r o b l e m e d e r T r ü b u n g d e r o b e r e n T r o p o s p h ä r e . Geofis. Meteorol. 11 258—260, 1963 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 64. 7341. F. Volz, E i n i g e H ä u f i g k e i t s v e r t e i l u n g e n d e s T r ü b u n g s k o e f f i z i e n t e n u n d d e r T r ü b u n g s t y p e n i n E u r o p a u n d N o r d a m e r i k a . Meteorol. Rundschau 16 173—182, 1963 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 73. 7342. D. Q. Wark, D. M. Mercer, A b s o r p t i o n i n t h e o x y g e n «A» b a n d . Applied Optics 4 839—845.

atmosphere

by

the

7343. 0 . P. Wassiljanowskaja, N. N. Suslowa, D i e a t m o s p h ä r i s c h e D u r c h s i c h t i n e i n i g e n O r t e n T a d s h i k i s t a n s . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 39—40 S. 79—82 (russ. mit engl. Ref.). — Die atmosphärische Durchsicht in den Orten Duschanbe, Iskander-Kul, Sanglok und Hodja-Obi-Garm wurde miteinander verglichen. I n den meisten Fällen wurden die Koeffizienten der atmosphärischen Durchsicht nach der Bouguerschen Methode bestimmt. Die beste Durchsicht haben Iskander-Kul und Sanglok; an diesen Orten fallen innerhalb der Fehlergrenzen die Durchsichtkoeffizienten zusammen. Verf. (ü.) 7344. 0 . B. Wassiljew, W. N. Frolow, A d e t e r m i n a t i o n of t h e n i g h t s p e c t r a l t r a n s p a r e n c y of t h e a t m o s p h e r e a t S e l e n t s c h u k i n 1963. Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 2 (178) S. 207—213 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. beschreiben die Beobachtungsmethode und teilen die Ergebnisse vorläufiger photographischer Bestimmungen der spektralen Durchsicht der Erdatmosphäre mit, die während der Expedition des Astr. Hauptobs. Akad. Wiss. UdSSR im Sommer 1963 nach Selentschuk erhalten wurden. Der mittlere Transmissionskoeffizient nimmt stetig von 0.84 bei 575 m/x bis auf 0.65 bei 400 rn.fi ab. Die erhaltenen Werte werden mit Ergebnissen anloger Beobachtungen an anderen Observatorien verglichen und auch mit den meteorologischen Parametern der Beobachtungsnächte in Beziehung gesetzt. Verf. (ü.) 7345. V. Winter, S t u d i u l actinometric al Stud. Cere. Geol. Geofiz. Geogr. 2 3 3 ^ * 1 , 1964.

opacitätii

atmosferice.

7346. L. Woliriski, Ü b e r d i e E x t i n k t i o n d e s L i c h t e s i n d e n u n t e r e n S c h i c h t e n d e r A t m o s p h ä r e . Bull. Acad. Polon. Sei. (Math. Astr. Phys.) 12 761—764, 1964. — Ref. in Phys. Ber. 44 3425—3426.

V I I I . Erde

360

65, 1965

7347. H. Wörner, B e s t i m m u n g m e t e o r o l o g i s c h b e d i n g t e r örtlicher Extinktionsschwankungen mit Hilfe von Helligkeitsbeobachtungen d e s k ü n s t l i c h e n E r d s a t e l l i t e n E c h o 1 ( 1 9 6 0 ) . Z. Meteorol. 18 13—29.— Verf. leitet aus den von U. Güntzel-Lingner (vgl. A J B 62 Ref. 18133) im J a h r e 1960 durchgeführten photographischen Helligkeitsmessungen des Satelliten Echo 1 Extinktionswerte über Potsdam ab und vergleicht sie mit Werten aus Stern- und Sonnenbeobachtungen. I n Übereinstimmung mit letzteren wird ein Maximum der Extinktion in östlichen Azimuten und im besonderen bei östlichen Windrichtungen festgestellt, das als Einfluß des Staubdunstes der nahen Großstadt Berlin angesehen werden kann. Gü-Li Astroklima 7348. H. W. Babcoek, C a r n e g i e I n s t i t u t i o n O b s e r v a t o r y i n t h e S o u t h e r n H e m i s p h e r e . I B S H Nr. 6 S. 39.

site

survey

7349. S. Goto, T o t a l s o l a r r a d i a t i o n a n d E a r t h t e m p e r a t u r e a t M i z u s a w a . Proc. International Latitude Obs. Mizusawa Nr. 5 S. 11—23 (japan. mit engl. Ref.). — An H a n d von Beobachtungen der Bodentemperatur in einem Instrumentenkeller ergab sich eine Verspätimg des Temperaturmaximums von drei Monaten gegenüber dem mit einem Robitzsch-Aktinographen gemessenen Maximum der totalen Sonnenstrahlung. Die Untergrundtemperatur von Mizusawa von 1958—1962 wurde zur Untersuchung dieser Erscheinung analysiert. Sehr. 7350. H. Haupt, D i e Q u a l i t ä t d e r S o n n e n b e o b a c h t u n g e n a u f d e r K a n z e l h ö h e i n A b h ä n g i g k e i t v o n d e r G r o ß w e t t e r l a g e . Mitt. Sonnenobs. Kanzelhöhe Nr. 19, 5 S. — Es wird versucht, die bei den täglichen Sonnenbeobachtungen am Heliostatenturm des Observatoriums Kanzelhöhe auftretende Bildgüte in ihrer Abhängigkeit von der Großwetterlage zu erfassen. Zu diesem Zweck wurde die Güte — geschätzt in einer fünfstufigen Skala für Ruhe und Schärfe — den Großwetterlagen nach der Klassifikation von Lauscher, Hader u. a. gegenübergestellt. Verf. 7351. H. Junghans, 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 S o n n e n p o s i t i o n s o w i e d e r a s t r o n o m i s c h m ö g l i c h e n S o n n e n s c h e i n d a u e r . Wiss. Z. Techn. Univ. Dresden 13 1539—1543, 1964. 7352. R. J . Livesey, 320—322.

The

night

sky

at

Glasgow,

1959—64.

J B A A 75

7353. I. A. Lund, I n d i c a t i o n s of a l u n a r s y n o d i c a l p e r i o d i n U n i t e d S t a t e s o b s e r v a t i o n s of s u n s h i n e . J . Atmosph. Sei. 22 24—39. —• Ref. in Phys. Abstr. 68 1696. 7354. C.B.Rogers, V a r i a t i o n of a t m o s p h e r i c «seeing» b l u r w i t h o b j e c t t o - o b s e r v e r d i s t a n c e . JOSA 55 1151—1153. 7355. 0 . P. Wassiljanowskaja, U n t e r s u c h u n g d e s A s t r o k l i m a s i n T a d s h i k i s t a n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 39—40 S. 47—78 (russ. mit engl. Ref.). — Das Astroklima in den Orten Iskander-Kul, Sanglok und Hodja-ObiGarm wurde entsprechend dem Programm des Pulkowoer Obs. mit AST-7Meniskusteleskopen untersucht. Folgende astroklimatische Merkmale wurden bestimmt: die Qualität der Sternbildchen, das Zittern der Sternbildchen, die Szintillation der Sterne, die atmosphärische Durchsicht und die meteorologischen Verhältnisse. Ein Vergleich der untersuchten Orte untereinander und mit dem besten Beobachtungsort Kasachstans, Konur-Olen, zeigt, daß sich Sanglok am besten zu Beobachtungen eignet. Verf. (ü.) A J B 64 Ref. 7319 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 75. A J B 64 Ref. 7360 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 79.

65, 1965

361

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

§ 74

Strahlung des Tages- und Nachthimmels 7401. G. J. A. Arink, D e n a c h t e l i j k e f l u o r e s c e n t i e v a n z u u r s t o f i n a t m o s f e e r . H e D 63 31—35.

de

7402. W. W. Awramtschuk, V i e l f a r b e n p o l a r i m e t r i e des Lichts des D ä m m e r u n g s - u n d T a g e s h i m m e l s i m Z e n i t . Vgl. Ref. 1320 S. 112—120. 7403. S. I. Babitschenko, I. P. Karpinskij, S. A. Kaplan, W. W. Katjuschina, L. N. Krylow, W.G.Kurt, R. M. Pustowajt, A. W. Schifrin, U n t e r s u c h u n g d e r ges t r e u t e n u l t r a v i o l e t t e n S t r a h l u n g in der H o c h a t m o s p h ä r e der E r d e . 1. A p p a r a t u r . Kosm. Forsch. 3 237—243 (russ.). 7404. H.E.Band, L.C.Block, S p e c t r a l r a d i a n c e m e a s u r e m e n t s E a r t h f r o m h i g h a l t i t u d e s . Applied Optics 4 355—358.

of

the

7405. D. Barbier, D e u x p h é n o m è n e s p a r t i c u l i e r s p r é s e n t é s p a r la r a i e r o u g e d e l a l u m i è r e d u c i e l n o c t u r n e . Ann. Géophys. 21 228—234. 7406. D. Barbier, V a r i a t i o n s d e l ' i n t e n s i t é d e s p r i n c i p a l e s r a d i a t i o n s de l a 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 n o c t u r n e a v e c le c y c l e s o l a i r e . Ann. Géophys. 21 265. 7407. D. Barbier, L a l u m i è r e Ann. Géophys. 21 299—302.

du

ciel

nocturne

aux

îles

Kerguelen.

7408. D. Barbier, A i r g l o w . Res. Géophys. 1 401—422, 1964 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 317. 7409. D. Barbier, P o s s i b i l i t é d e d é t e c t i o n d e p a r t i c u l e s d e g r a n d e é n e r g i e d a n s la h a u t e a t m o s p h è r e p a r des o b s e r v a t i o n s de la l u m i n e s c e n c e n o c t u r n e a t m o s p h é r i q u e . Vgl. Ref. 1315 S. 61—70 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 314. 7410. E. de Bary, D i e d e p o l a r i s i e r e n d e W i r k u n g d e r S t r e u u n g h ö h e r e r der O r d n u n g auf den P o l a r i s a t i o n s g r a d der H i m m e l s s t r a h l u n g t r ü b e n A t m o s p h ä r e ( B e r e c h n u n g e n ) . Optik 22 41—47. — U m einen Einblick in die durch Mehrfachstreuung in der Atmosphäre bewirkte Herabsetzung des Polarisationsgrades der Himmelsstrahlung zu erhalten, wurde mit Hilfe der in (vgl. A J B 64 Ref. 7408) ausführlich dargelegten Näherungsverfahren die Himmelslichtpolarisation für verschiedene Aerosolgrößenverteilungsmodelle neu berechnet. Die Ergebnisse sind deshalb eine Ergänzung zu den früher (vgl. A J B 64 Ref. 7410) mitgeteilten. Verf. 7411. A . R . B e n s , L. L. Cogger, G. G. Shepherd, U p p e r a t m o s p h e r i c t e m p e r a t u r e s f r o m D o p p l e r l i n e w i d t h s — I I I . O b s e r v a t i o n s of t h e [OI] d a y g l o w e m i s s i o n a t 6 3 0 0 Â. Planet. Space Sei. 13 551—563. 7412. G. T. Best, A n e w u s e of t h e v a n R h i j n m e a s u r e m e n t s . Planet. Space Sei. 13 855—860.

formula

for

airglow

7413. E. P. Borissenkow, J. P. Doronin, K. J. Kondratjew, S t r u c t u r a l c h a r a c t e r i s t i c s of t h e r a d i a t i v e f i e l d of t h e E a r t h a s a p l a n e t . Vgl. Ref. 1315 S. 590—594.

VIII. Erde

362

65, 1965

7414. J.C. Brandt, A. I . Broadfoot, M. B. McElroy, T h e d e t e c t i o n of X 3 8 8 9 of o r t h o h e l i u m i n t h e t w i l i g h t a i r g l o w . A p J 141 1584—1586 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 89. 7415. A. W. Brewer, A.W.Wilson, M e a s u r e m e n t s of s o l a r u l t r a v i o l e t r a d i a t i o n i n t h e s t r a t o s p h e r e . Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 91 452— 461. — Ref. in Phys. Abstr. 69 290. 7416. D. Brini, U. Ciriegi, F. Fuligni, A. Gandolfi, E. Moretti, T e r r e s t r i a l a l b e d o of t h e 40- t o 1 9 0 - k e V R ö n t g e n r a y s . J G R 70 5460—5463. 7417. E. H. Carman, S e a s o n a l t r e n d s i n t h e l a t i t u d e c o r r e l a t i o n b e tween ionospheric p a r a m e t e r s and [ 0 1 ] 6300 Â airglow observed f r o m T o w n s v i l l e . J A T P 27 329—334. 7418. M. W. Chipionkar, V. V. Agashe, A. D. Tillu, A s p e c t r o p h o t o m e t r i c s t u d y of t h e n i g h t a i r g l o w a t P o o n a . Indian J . Pure Applied Phys. 3 182— 184. — Ref. in Phys. Abstr. 68 2198. 7419. J . Christophe-Glaume, E t u d e d e la r a i e 5 5 7 7 À d e l ' o x y g è n e d a n s l a 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 n o c t u r n e . Ann. Géophys. 21 1—57 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 270. 7420. L. L. Cogger, G. G. Shepherd, I n t e r f e r o m e t r i c o b s e r v a t i o n d a y s k y a t 6 3 0 0 A. Planet. Space Sci. 13 1163—1164. 7421. K. D. Cole, T h e p r e d a w n e n h a n c e m e n t Géophys. 21 156—158.

of

of

the

6 3 0 0 Â a i r g l o w . Ann.

7422. J . F. Colling, T h e c o l o u r t e m p e r a t u r e of d a y l i g h t . British J . Applied Phys. 16 527—532. — Ref. in Phys. Abstr. 68 1453, Phys. Ber. 44 3778. 7423. B. D. Cramer, L. W. Neubauer, D i u r n a l r a d i a n t e x c h a n g e w i t h s k y d o m e . Solar Energy 9 95—103. 7424. A. Dalgarno, M. B. McElroy, T h e f l u o r e s c e n c e r a d i a t i o n . Planet. Space Sci. 13 947—957. 7425. B. S. Dandekar, S t u d y J A T P 27 245—257.

of

the [OI]

7426. S. B. Das, V. D. P. Sastri, S p e c t r a l p i c a l d a y l i g h t . JOSA 55 319—323.

green

of

line

distribution

solar at

the

ionizing

Mount

Abu.

a n d c o l o r of

tro-

7427. J. V. Dave, M u l t i p l e s c a t t e r i n g i n a n o n - h o m o g e n e o u s R a y l e i g h a t m o s p h e r e . J . Atmosph. Sci. 22 273—279. — Ref. in Phys. Abstr. 68 2489. 7428. T. N. Davis, L. L. Smith, L a t i t u d i n a l t h e n i g h t a i r g l o w . J G R 70 1127—1138.

and

seasonal

variations

in

7429. J. S. DeGroot, B. M. Frank, W. A. Horning, T r a n s p o r t of l i g h t i n t h e a t m o s p h e r e — P a r t I , I I . JOSA 55 593—594. — Ref. OSA. 7430. N. B. Diwari, L. I. Plotnikowa, C o m p u t e d b r i g h t n e s s l i g h t s k y . A J UdSSR 42 1090—1103 (russ. mit engl. Ref.).

of

the

twi-

7431. T.M.Donahue, S o m e c o n s i d e r a t i o n s c o n c e r n i n g r a d i a t i o n t r a n s p o r t i n t h e O I 1 3 0 4 t r i p l e t i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Planet. Space Sci. 13 871—888.

«5, 1965

363

74. Strahlung des Tages- u n d Nachthimmels

7432. R. Dumont, S é p a r a t i o n d e s c o m p o s a n t e s a t m o s p h é r i q u e , i n t e r p l a n é t a i r e e t s t e l l a i r e d u c i e l n o c t u r n e à 5 0 0 0 À. A p p l i c a t i o n à l a p h o t o m é t r i e d e l a l u m i è r e z o d i a c a l e e t d u G e g e n s c h e i n . A n n d'Astrop h y s 28 265—320 = P u b l . Obs. H a u t e Provence 7 N r . 42 = Ann. Obs. Bordeaux 18 Pasc. 5. — Die Abtrennung der atmosphärischen K o m p o n e n t e im grünen K o n t i n u u m geschieht auf Grund von Barbiers Beziehung der I n t e n s i t ä t der Linie 5577 Â zum K o n t i n u u m . Die Anteile des Zodiakallichts u n d des Sternlichts werden n a c h eigenen Messungen in Frankreich u n d auf Tenerifa untersucht. Ausführliche Mitteilungen von Ergebnissen betreffen das Nachthimmellicht u n d das Zodiakallicht. Der letzte Abschnitt behandelt die Polarisation. C. H . 7433. W. G. Fessenkow, S o m e p o l a r i z a t i o n p r o p e r t i e s of t h e d a y s k y . A J U d S S R 42 1084—1089 (russ. mit engl. Ref.). — Beobachtungen a m Astrophys. Bergobs. Alma-Ata aus den J a h r e n 1958, 1959 u n d teilweise 1960 zeigen, d a ß der Polarisationsgrad a m Himmelspol mit zunehmender Zenitdistanz der Sonne zun i m m t , im übrigen aber von den meteorologischen Verhältnissen abhängig ist. Bei Sonnenauf- bzw. -Untergang erreicht die Polarisation je nach der Deklination der Sonne ihr Maximum. Der entsprechende Polarisationswinkel ist streng abhängig v o n dem Stundenwinkel der Sonne. Verf. versucht, die beiden obengenannten Erscheinungen zu erklären. Gü-Li 7434. E. C. Flowers, H. J. Viebrock, S o l a r r a d i a t i o n : A n a n o m a l o u s c r e a s e of d i r e c t s o l a r r a d i a t i o n . Science 148 493—494.

de-

7435. J. P. Foumier, A. F. Nagy, T h e c o n t r i b u t i o n of photoelectron i m p a c t e x c i t a t i o n t o t h e t o t a l i n t e n s i t y of t h e 6 3 0 0 Â d a y g l o w . J . Atmosph. Sei. 22 732—734. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1516. 7436. D.L.Fried, G.E.Mevers, A t m o s p h e r i c o p t i c a l e f f e c t s — p o l a r i z a t i o n f l u c t u a t i o n . J O S A 55 740—741. 7437. A. L. Fymat, S. V. Venkateswaran, T h e D o p p l e r t e m p e r a t u r e s o b t a i n e d f r o m t h e 6 3 0 0 Â l i n e of a t o m i c o x y g e n i n t h e a i r g l o w . Ann. Géophys. 21 443—445. 7438/9. P. Girault, R é a l i s a t i o n d ' u n e s o n d e d e m e s u r e d u b i l a n r a d i a t i f d e l ' a t m o s p h è r e . Ann. Télécommun. 19 197—202, 1964. — Ref. in Phys. Ber. 44 2750. 7440. N. M. Gopstein, W. I. Kuschpil, D a y g l o w of t h e u p p e r l a y e r s of t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r e i n t h e 1 . 2 5 ¡x r e g i o n . K o s m . Forsch. 2 619—622, 1964 (russ.). — Engl. Ü. in Planet. Space Sei. 18 4 5 7 ^ 6 0 . 7441. L . D . G r a y , R . A. McCIatchey, C a l c u l a t i o n s of a t m o s p h e r i c t i o n f r o m 4 . 2 p t o 5 p. Applied Optics 4 1624r—1631. 7442. W. Groubé, B e o b a c h t u n g s c h e i n u n g e n . Sterne 41 44—45.

außergewöhnlicher

7443. G. Giiilino, H. K. Paetzold, T w i l i g h t s o d i u m d a u / H a r z , G e r m a n y . J A T P 27 4 5 1 ^ 5 6 .

radia-

Dämmerungser-

observations

at

Lin-

7444. G. Guilino, A u s b a u e i n e s W e c h s e l l i c h t m o n o c h r o m a t o r s u n d s e i n e A n w e n d u n g zur Messung des L u f t l e u c h t e n s w ä h r e n d der D ä m m e r u n g u n d i n d e r N a c h t . Z. Geophys. 31 115—145. — Diss, (gek.) T H München, 1964.

364

VIII. Erde

65, 1965

* * M. Fracassini, L. E. Pasinetti, R e m a r k s a n d h y p o t h e s i s a b o u t t h e v a r i a t i o n s of t h e z o d i a c a l l i g h t b r i g h t n e s s a n d of t h e a i r g l o w e m i s s i o n s . Vgl. Ref. 9513. * * M. Fracassini, L. E. Pasinetti, T e o r i e e p r o b l e m i a t t u a l i s u l l e v a r i a z i o n i d e l l a b r i l l a n z a d e l l a l u c e z o d i a c a l e ( L . Z.) e a n t i s o l a r e (A. S.) e d e l l e e m i s s i o n i del c i e l o n o t t u r n o ( a i r g l o w ) in r e l a z i o n e al c i c l o s o l a r e e l u n a r e . Vgl. Ref. 9514. 7445. L. A. Hall, W. Schweizer, H. E. Hinteregger, I m p r o v e d e x t r e m e u l t r a v i o l e t a b s o r p t i o n m e a s u r e m e n t s i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . J G R 70 105—111. 7446. K. Heger, D i e v o n d e r t r ü b e n A t m o s p h ä r e n a c h a u ß e n g e s t r e u t e S t r a h l u n g . 1. T h e o r e t i s c h e G r u n d l a g e n . Beiträge Phys. Atmosphäre 3 8 221—235. 7447. G.J.Hernandez, J. P. Turtle, N i g h t g l o w 5 5 7 7 A [OI 1000°) kann nicht aufrecht erhalten werden. Es ist anzunehmen, daß die Merkuratmosphäre für eine weitgehende Wärmeverteilung sorgt. Gü-Li 8206. B. G. Kutusa, B. J. Lossowskij, A. E. Salomonowitsch, M e s s u n g e n d e r R a d i o s t r a h l u n g d e s M e r k u r b e i 8 m m W e l l e n l ä n g e . AC Nr. 327 S. 5—7 (russ.).

65, 1965

82. Merkur, Venus

8155. S o l a r e r U r s p r u n g Blätter 21 383. 8156. C y c l i c Tel. 29 22.

changes

405

d e s i n t e r p l a n e t a r i s c h e n M a g n e t f e l d e s . Phys. in

the

interplanetary

magnetic

8157. N e w A r e c i b o f i n d i n g s a b o u t t h e p l a n e t s . 8158. P l a n e t o l o g i c a l

field.

Sky

Sky Tel. 29 339, 360.

f r a g m e n t s . Strolling Astr. 19 16, 45.

8159. R e p o r t o n s p a c e r e s e a r c h a c t i v i t i e s in t h e U. S. S. R. V I I I . — S o m e r e s u l t s of s p a c e i n v e s t i g a t i o n s b y g r o u n d b a s e d s t a t i o n s . I. — R a d a r i n v e s t i g a t i o n s of p l a n e t s . U R S I Information Bull. Nr. 148 S. 70. R . O. A J B 64 Ref. 8139. — W. B. in BSAF 80 302—303, NAT 1965 S. 147—148, Sky Tel. 30 235—237. A J B 64 Ref. 8142. — W. B. in BSAF 79 375, J B A A 75 336—337.

§ 82 Merkur, Venus Merkur 8201. G. Colombo, R o t a t i o n a l p e r i o d of t h e p l a n e t M e r c u r y . Nature 208 575. — Eine Rotationsperiode von 58.65 Sterntagen, also 2 / 3 der Umlaufszeit, könnte dann erklärt werden, wenn die Achse des kleinsten Drehmoments während des Periheldurchgangs annähernd mit der Richtung zur Sonne zusammenfiele. T. L. 8202. G. Colombo, 1.1. Shapiro, T h e SAO Special Rep. Nr. 188 R, 24 S.

rotation

of

the

planet

Mercury.

8203. D. P. Cruikshank, G. Gaherty jr., C. H. Giffen, J . E. Westfall, S o m e s t u d i e s of p h a s e p e r t a i n i n g t o M e r c u r y a n d V e n u s . Strolling Astr. 18 222—231. 8204. P.W.Hodge, T h e a t m o s p h e r e American Geophys. Union 45 631, 1964.

of

the

planet

Mercury.

Trans. R . O.

8205. K. I. Kellermann, 1 1 - c m o b s e r v a t i o n s of t h e t e m p e r a t u r e of M e r c u r y . Nature 205 1091—1092 = Sonderdruck Radiophys. Lab. C.S.I.R.O. Sydney = R P P 914. — Mit dem 210 Fuß-Radioteleskop in Parkes wurde 1964 Mai bis J u n i die 11 cm-Radiostrahlung von Merkur zwischen den planetozentrischen Phasenwinkeln 29° und 149° gemessen. Die daraus abgeleiteten (schwarzen) Scheibentemperaturen zeigen keine Abhängigkeit vom Phasenwinkel und haben den Mittelwert 300°, etwas niedriger als die von W. E. Howard I I I und Mitarbeitern gemessene Temperatur bei 3.45 bzw. 3.75 cm (400°) (vgl. A J B 62 Ref. 8202). Die Annahme einer viel höheren Temperatur des subsolaren Punktes ( > 1000°) kann nicht aufrecht erhalten werden. Es ist anzunehmen, daß die Merkuratmosphäre für eine weitgehende Wärmeverteilung sorgt. Gü-Li 8206. B. G. Kutusa, B. J. Lossowskij, A. E. Salomonowitsch, M e s s u n g e n d e r R a d i o s t r a h l u n g d e s M e r k u r b e i 8 m m W e l l e n l ä n g e . AC Nr. 327 S. 5—7 (russ.).

I X . Planeten. Monde

406

65, 1965

8207. H.-S. Liu, J. A. O'Keele, T h e o r y of r o t a t i o n f o r t h e p l a n e t M e r c u r y . Science 150 1717. — Die Theorie der R o t a t i o n Merkurs wird als Bewegung eines starren Systems in einem Newtonschen Gravitationsfeld entwickelt. Es zeigt sich, daß f ü r Merkur eine Rotationsperiode genau gleich 2 / 3 seiner Umlaufzeit möglich ist; es existiert eine Libration mit einer Periode von 25 J a h r e n . Böh. 8208. W. E. McGovern, S. H. Gross, S. I. Rasool, R o t a t i o n p e r i o d of t h e p l a n e t M e r c u r y . N a t u r e 208 375. — Aus einer Durchmusterung von 50 Zeichnungen von Merkur (Lowell, Antoniadi, Lyot, Dollfus, Baum) f a n d e n sich 6 P a a r e mit identischen Oberflächeneinzelheiten mit Zeitabständen zwischen 0.35 und 3.00 Tagen. Aus ihnen wurden alle möglichen Rotationszeiten f ü r Merkur abgeleitet. Neben der Periode von 88 Tagen (gebundene Rotation) lieferten alle 6 P a a r e noch die Perioden 50.1, 58.4 u n d 70.2 Tage. Bemerkenswert daran ist, d a ß die zweite dieser Lösungen mit der von G. H . Pettengill u n d R . B. Dyce (vgl. Ref. 8212) aus R a d a r m essungen abgeleiteten Periode von 59 ± 5 Tagen übereinstimmt. Gü-Li 8209. R. J. Northcott, Canada 59 28—30.

The

visibility

of

the

planet

Mercury.

J

RAS

8210. S. J. Peale, T.Gold, R o t a t i o n of t h e p l a n e t M e r c u r y . N a t u r e 206 1240—1241. — Verf. versuchen eine theoretische Erklärung des in Ref. 8212 berichteten Resultats zu geben, daß die Rotationsperiode des Merkur n u r 59 Tage beträgt. I m Fall einer stark exzentrischen P l a n e t e n b a h n h a b e n die Gezeitenkräfte das Bestreben, die Winkelgeschwindigkeit der R o t a t i o n der Winkelgeschwindigkeit der B a h n im Perihelpunkt anzugleichen. Diese ist jedoch größer als die mittlere Winkelgeschwindigkeit in der Bahn. PS 8211. G. H. Pettengill, R e c e n t N B S (D) 69 1627—1628.

Arecibo observations

of M e r c u r y . J . Res. R . O.

8212. G. H. Pettengill, R. B. Dyce, A r a d a r d e t e r m i n a t i o n of t h e r o t a t i o n of t h e p l a n e t M e r c u r y . N a t u r e 206 1240. — Die Messung der Rotationsgeschwindigkeit Merkurs geschah mit Radarechos, die nach Reflexion an den R a n d p a r t i e n eine längere Laufzeit haben als nach Reflexion im Z e n t r u m der Scheibe. E s ergaben sich 59 ± 5 Tage als Rotationsperiode, also wesentlich weniger als die Umlaufzeit von 88 Tagen. FS 8213. S. Plagemann, A m o d e l of t h e i n t e r n a l C o n s t i t u t i o n a n d t e m p e r a t u r e of t h e p l a n e t M e r c u r y . J G R 70 985—993. — Zur Berechnung eines Modells über den inneren A u f b a u von Merkur zieht Verf. die besten gegenwärtig verfügbaren D a t e n h e r a n : Masse (0.326 ± 0.002) X 1027 g (nach E . R a b e ) ; R a d i u s 2446 ± 36 k m (nach J . Rösch); mittlere Dichte 5.31 g c m - 3 . Die hohe mittlere Dichte spricht f ü r die Existenz eines Mantels u n d eines Kerns. Bei Ann a h m e eines Kernradius von 2112 km ergab die Integration der Gleichungen f ü r das hydrostatische Gleichgewicht die Verläufe von Dichte, Druck u n d Schwerebeschleunigung von 100 zu 100 km, die in einer Tabelle mitgeteilt sind. Anschließend wird die Temperaturverteilung in diesem Modell berechnet. Danach ist weder der K e r n noch der Mantel geschmolzen. Merkur ist nach diesem Modell ein der E r d e sehr ähnlicher Planet. Gü-Li 8214. H. Spinrad, G. B. Field, P. W. Hodge, S p e c t r o s c o p i c observations of M e r c u r y . A p J 141 1155—1160 = Berkeley Repr. Nr. 296. — Aus Spektren hoher Dispersion im I n f r a r o t e n werden obere Grenzen f ü r C 0 2 ( < 57 m-atm), 0 2 ( < 1 m-atm) u n d H 2 0 ( < 30 /< Niederschlag) abgeleitet. Eine reine C0 2 -Atmosphäre würde eine sechsmal höhere Polarisation ergeben als beobachtet. Ein Zusatz anderer Komponenten, insbesondere von Argon, würde spektroskopische und Polarisationsmessungen in Einklang bringen. Die Möglichkeit einer zeitlich veränderlichen Merkuratmosphäre wird diskutiert. Voigt

65, 1965

82. Merkur, Venus

407

8215. H. Spinrad, P.W.Hodge, A n e x p l a n a t i o n of K o z y r e v ' s h y d r o g e n e m i s s i o n l i n e s i n t h e s p e c t r u m of M e r c u r y . Icarus 4 105—108 = Berkeley Repr. Nr. 297. — Spektrogramme von Merkur im nahen Infrarot, aufgenommen mit dem 120'-Reflektor des Lick Obs. (Dispersion 4 A/mm bei A8600), zeigen eine Verdoppelung der Fraunhofer-Linien von 0.71 A. Die violette Komponente ist das infolge der Bahnbewegung verschobene Merkurspektrum, während die rote Komponente vom Taghimmelslicht herrührt. Verf. glauben, daß die von N. A. Kosyrew beobachtete Emission im Zentrum der H/?-Absorptionslinie des Merkurspektrums (vgl. A J B 64 Ref. 8204) durch die oben beschriebene natürliche Linienverdoppelung vorgetäuscht worden ist. Gü-Li 8216. L ' a t m o s p h è r e

de Mercure.

BSAF 79 143.

8217. M e r c u r e e x - s a t e l l i t e d e V é n u s ? La Nature 93 296. 8218. M e r c u r y ' s s p i n is a c o m p r o m i s e . New Scient. 26 873.

R. 0.

Venus 8219. N. K. Andrianow, E r g e b n i s s e der V e n u s b e o b a c h t u n g e n 1964. Sammlung Astr. Arbeiten Ural-Univ. 1964 Nr. 2 S. 142—149 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1965 12.51.471. 8220. W. W. Awramtschuk, I. K. Kowal, E r g e b n i s s e e i n e r vorläufigen B e a r b e i t u n g v o n e i n i g e n im A p r i l 1964 a u f g e n o m m e n e n V e n u s s p e k t r o g r a m m e n . Vgl. Ref. 1320 S. 47—51. — Die spektrale Energieverteilung nimmt von 4800 Â zu 3700 A hin für den Venusrand stärker ab als für den Terminator. Verf. (ü., gek.) * * J. W. M. Baars, P. G. Mezger, H. Wendker, T h e f l u x d e n s i t y of t h e s t r o n g e s t t h e r m a l r a d i o s o u r c e s a t t h e f r e q u e n c y 1 4 . 5 G H z . Vgl. Ref. 13408. 8221. N. P. Barabaschow, Ü b e r d i e p h o t o m e t r i s c h e n Besonderheiten der R e f l e x i o n des L i c h t s an der s i c h t b a r e n O b e r f l ä c h e der Venus und über die optische Dicke der a t m o s p h ä r i s c h e n S c h i c h t ü b e r i h r . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. Nr. 1) S. 13—21 (russ.). — Die Streufunktion f (i, e) der Partikel der Wolkenschicht wird an Hand von Venusbeobachtungen aus dem Jahre 1932 am Astr. Obs. Univ. Charkow bei Phasenwinkeln von 40°, 90° und 140° bestimmt. Es zeigt sich, daß weder das Eulersche bzw. Lambertsche Gesetz noch das Schoenbergsche den photometrischen Eigenschaften der Wolkenhülle der Venus entsprechen. Die Funktionen f (i, e) haben nicht in der Nähe des Randes, sondern nahe i = e ein Maximum, was möglicherweise einem Spiegeleffekt der Partikel der Wolken entspricht, die aus Eiskristallen bestehen. Die obere Grenze der optischen Dicke der atmosphärischen Schicht über den Wolken ist r < 0.07. Der Druck an der Oberfläche der Wolkenschicht ist < 0.38 atm. Aus der Bedeckung von Regulus durch die Venus ergeben sich für die Höhe der Schicht über der Wolkendecke 55—60 km. Verf. (ü., gek.) 8222. F. Bartko, R. A. Hanel, R a d i a t i v e t r a n s f e r c a l c u l a t i o n s s t r a t o s p h e r e of V e n u s . JOSA 55 598—599. — Ref. OSA.

for

the

8223. A. E. Bascharinow, B. G. Kutnsa, On t h e n a t u r e of t h e c l o u d l a y e r of V e n u s ( f r o m r a d i o m e t r i c o b s e r v a t i o n s a t m i c r o w a v e s ) . J . Res. NBS (D) 69 1580—1583. R. 0 . * * P.Beckmann, W. K. Klemperer, I n t e r p r e t a t i o n s d e p e n d e n c e of b a c k s c a t t e r i n g f r o m t h e M o o n Ref. 8322.

of t h e angular a n d V e n u s . Vgl.

I X . Planeten. Monde

408 8224. A. Binder, T h e

Venus phase

anomaly.

65, 1965 Strolling Astr. 18 189—192.

8225. M. Bottema, W. Plummer, J . Strong, R. Zander, T h e c o m p o s i t i o n of the Venus clouds and implications for model atmospheres. JGR 70 4401—4402. — Auf Grund früherer Beobachtungen (vgl. A J B 64 Ref. 8218, 8219, 65 Ref. 8226) ergab sich, d a ß die Wolken, die Venus einhüllen, aus Eiskristallen bestehen. Diese Tatsache, die eine T e m p e r a t u r von —40° C an der Wolkenoberfläche nach sich zieht, wird in ihren Auswirkungen auf ein Modell der Venusatmosphäre diskutiert. Henn 8226. M. Bottema, W . Plummer, J . Strong, of w a t e r - v a p o r i n t h e a t m o s p h e r e

A quantitative measurement of V e n u s . Vgl. Ref. 1321 S. 225

—228.

8227. C. Boyer,

Recherches

sur

la

rotation

de

Vénus.

B S A F 79 223

—228.

8228. C. Boyer, H. Camichel, E t u d e p h o t o g r a p h i q u e de la rotation d e V é n u s . CR 260 809—810. — Die auf zahlreichen V e n u s a u f n a h m e n im Violetten und Ultravioletten sichtbaren Flecke haben eine Periodizität von 4 Tagen, die durch eine retrograde R o t a t i o n des Planeten erklärt werden kann. Die gemessenen Perioden schwanken zwischen 3.5 u n d 4.5 Tagen. Außerdem sind schnelle Breitenänderungen der Flecke beobachtet worden. Verf. (ü.) 8229. R. L. Carpenter, S t u d y of V e n u s b y c o n t i n u o u s w a v e r e s u l t s of t h e 1 9 6 4 c o n j u n c t i o n . A J 70 134. — Ref. AAS.

radar-

8230. J . W. Chamberlain, T h e a t m o s p h e r e of V e n u s n e a r h e r c l o u d t o p s . A p J 141 1184—1205 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 87. — Verf. n i m m t im Gegensatz zur bisherigen Meinung an, daß die C0 2 -Absorptionsbanden im Venusspektrum durch Mehrfachstreuung in einer optisch dicken Schicht erzeugt werden. Diese Deutung reduziert den C0 2 -Gehalt u n d den Gesamtdruck der Venusatmosphäre in der Höhe, in der die CÖ 2 -Banden entstehen. Die Aussagen von Spinrad über den geringen C0 2 -Gehalt u n d die von Kuiper über das erdähnliche Isotopenverhältnis von 1 8 0,/ 1 6 0 u n d 13 C/ 12 C werden bestätigt. Die Wolken der Venus bestehen wahrscheinlich nicht aus Eis. Die beobachteten Wasserdampfbanden werden über den Wolken gebildet. Wn. 8231. B . G . C l a r k , A. D. Kusmin, T h e m e a s u r e m e n t of t h e p o l a r i z a t i o n a n d b r i g h t n e s s d i s t r i b u t i o n of V e n u s a t 1 0 . 6 - c m wavelength. A p J 142 23—44. — Bericht über radiointerferometrische Messungen a n Venus. Der H a u p t a n t e i l der 10 cm-Strahlung k o m m t offenbar von einer festen Oberfläche. Die Temperatur des Sonnengegenpunktes b e t r ä g t 630 ± 70°; die Polgegenden sind etwa 2 5 % kühler. Die Achsenneigung gegen die Ekliptik b e t r ä g t wahrscheinlich : 2 0 ° ; der Durchmesser ist etwas kleiner als bisher angenommen, nämlich 12114 ± 110 k m . Ba. 8232. B.G.Clark, A. D. Kusmin, T h e m e a s u r e m e n t of t h e p o l a r i z a t i o n a n d b r i g h t n e s s d i s t r i b u t i o n of V e n u s a t 1 0 . 6 c m w a v e l e n g t h . Obs. Owens Valley Radio Obs. 1965 Nr. 1, 25 S. R . O. 8233. A. D. Danilow, R a d i o a s t r o n o m i c a l i n v e s t i g a t i o n s a n d t h e i o n o s p h e r e of V e n u s . D A N 162 774—777 (russ.). — Die in der L i t e r a t u r vorliegenden Angaben über die Strahlungstemperatur der Venus werden diskutiert. Beobachtete Schwankungen im mm- u n d dm-Gebiet scheinen reell zu sein u n d sind nach Ansicht des Verf. a m besten durch sein Modell einer «porösen» (gebietsweise radiooptisch ungleich dichten) Venusatmosphäre zu erklären. Petri

65, 1965

82. Merkur, Venus

409

8234. A. D. Danilow, S. P. Jazenko, Ü b e r d i e i o n o s p h ä r i s c h e H y p o t h e s e d e r R a d i o s t r a h l u n g d e r V e n u s . Vgl. Ref. 1320 S. 14—20. — Zahlreiche radioastronomische Beobachtungen weisen auf die Existenz einer dicken Ionosphäre der Venus hin. Zu ihrer Aufrechterhaltung ist eine erheblich kräftigere Energiequelle notwendig als bei der Erdionosphäre. Eine Zunahme der Strahlungstemperatur könnte mit einer Verstärkung der Sonnenaktivität in Beziehung stehen. Verf. (ü., gek.) 8235. L. Davis jr., S c i e n t i f i c r e s u l t s V e n u s . Vgl. Ref. 1304 S. 363—368.

of

the

Mariner

II

voyage

to

8236. A. Dollfus, Ê. Maurice, E t u d e d e l ' a l l o n g e m e n t d e s c o r n e s d u c r o i s s a n t d e V é n u s en j u i n 1964. CR 260 427—430. — Die Photometrie der Hörnerspitzen der Venus während der unteren Konjunktion weist darauf hin. daß die Atmosphäre oberhalb der Wolkenschicht Partikel von etwa 1.5 jtt Durchmesser enthält, deren Zahl pro 2.8 km um einen Faktor 2 abnimmt und deren Diffusionskoeffizient pro cm 3 beim Phasenwinkel 180° 3 X 10~8 stilb/phot im Niveau der Wolkenschicht beträgt. Die Partikel sind also sehr dünn gesät. Verf. (ü.) 8237. F. 0 . Drake, A s e a r c h f o r t h e 1 . 3 6 - c m w a t e r - v a p o r l i n e in V e n u s . J . Res. NBS (D) 69 1577. R. O. 8238. E.E.Epstein, 3 . 3 - m m o b s e r v a t i o n s of V e n u s i n 1964. AJ 70 721—725. — Zwischen 1964 März 27 und Aug. 23 wurden mit der 15 ft-Cassegrain-Antenne der Aerospace Corporation bei 3.3 mm Wellenlänge Strahlungstemperaturen der Venus gemessen, wegen Einfluß der Erdatmosphäre korrigiert und als Funktion des Phasenwinkels aufgetragen. Die Abweichungen von der gemessenen mittleren Temperatur 292° ± 40° zeigen im Gegensatz zu Beobachtungen im cm-Wellenlängenbereich keine Phasenabhängigkeit, wohl aber eine etwa 2 Wochen dauernde positive Anomalie (311°) zwischen Juni 6 und 22 im Bereich um die untere Konjunktion. Gü-Li 8239. D. C. Evans, A. Boggess III, R. Scolnik, T h e r e f l e c t i v i t y of V e n u s a n d J u p i t e r i n t h e m i d d l e u l t r a v i o l e t . AJ 70 321. — Ref. AAS. 8240. J. V. Evans, R. A. Brockelman, J. C. Henry, G. M. Hyde, L. G. Kraft, and W. A. Reid, W. W. Smith, R a d i o e c h o o b s e r v a t i o n s of V e n u s M e r c u r y a t 2 3 cm w a v e l e n g t h . AJ 70 486—501. — Das Radargerät, mit dem 1964 in Millstone Hill Venus und Merkur beobachtet wurden, sowie Einzelheiten über die Beobachtungsmethode, die Datenaufzeichnung und -Verarbeitung werden beschrieben. Der Abstand der Venus wurde mit einer Genauigkeit zwischen ± 75 km und ±1.5 km gemessen ; die Genauigkeit der Relativgeschwindigkeitsmessung liegt zwischen ±10 und ±1 cm/sec. Merkurechos, die an fünf Tagen empfangen werden konnten, ergaben Radarquerschnitte von etwa 10 % der geschätzten Scheibenfläche. Der Radarquerschnitt der Venus betrug im Durchschnitt 15%; die Oberfläche erschien wesentlich glatter als die des Mondes. Die durchschnittliche Neigung der zwischen etwa 5 bis 50 m großen Oberflächenelemente beträgt anscheinend 8°. Einige Gebiete sind deutlich rauher und verursachen eine Verkleinerung des Radarquerschnitts. Dagegen erscheint Merkur etwas rauher als der Mond. Über die Radarbeobachtungen des Mars wird kurz berichtet. HHR * * J. Fleissner, D i e P l a n e t e n M a r s , V e n u s u n d a l t e r u n d n e u e r H y p o t h e s e n . Vgl. Ref. 8442.

Merkur

8241. C.E.Francis, T h e e l e c t r o m a g n e t i c p r o p a g a t i o n of V e n u s a n d M a r s . Proc I E E E 53 1216—1221.

im

Lichte

characteristics

I X . Planeten. Monde

410

65, 1965

8242. J.E.Gibson, H. H. Corbett, R a d i a t i o n of V e n u s w a t e r - v a p o r l i n e . J . Res. NBS (D) 69 1577—1579. 8243. R. M. Goldstein, (D) 69 1623—1625.

Preliminary

Venus

radar

at

the

results.

13.5-mm R. O.

J . Res. NBS R. O.

8244. R. Goody, T h e s t r u c t u r e of t h e V e n u s c l o u d v e i l . J G R 70 5471 —5481 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 122. — Die Temperaturkarten der Venus von B. C. Murray etc. werden statistisch nach solaren Einwirkungen, Breitenabhängigkeit und R a n dVerdunklung untersucht. Die Temperatur ist (unerwarteterweise) am subsolaren P u n k t niedriger als am antisolaren P u n k t . Aus der Randverdunklung wird eine Ergiebigkeit abgeleitet, die — falls thermischen Ursprungs — auf eine mit der Tiefe wachsende und an den Polen geringere Temperatur deutet. Als Position des Venuspols ergibt sich a = 7?4 und ô = —68?1. Wn. 8245. B. Guinot, M e s u r e s d e l a r o t a t i o n d e V é n u s . CR 260 431—433. — Spektroskopische Messungen der Rotationsgeschwindigkeit der Venus ergeben eine retrograde Rotation von 4.1 ± 0.7 Tagen Dauer. Verf. (ü.) 8246. B. Haear, O n t h e

rotation

of V e n u s . R H 46 187—190 (tschech.).

8247. H. E. Hardebeck, R a d i o m e t r i e o b s e r v a t i o n s of V e n u s a n d M a r s a t 4 3 0 M H z . A p J 142 1696—1698.—Für Venus wurde als schwarze Temperatur 518° ± 40° ermittelt; eine Marsstrahlung konnte bei 20 Versuchen nicht gefunden werden. hz * * H. E. Hardebeck, M a r s a n d V e n u s a t 7 0 - c m w a v e l e n g t h . Vgl. Ref. 8452. * * H. E. Hardebeck, R a d i o m e t r i c o b s e r v a t i o n s a n d M a r s a t 4 3 0 M H z . Vgl. Ref. 8655. 8248. A. W. Heath, J . H. Robinson, JBAA 75 169—171.

The

of

Jupiter,

Venus,

p h a s e a n o m a l y of V e n u s ,

* * H. G. Horak, S. J. Little, C a l c u l a t i o n s Ref. 8117.

of p l a n e t a r y

1964.

r e f l e c t i o n . Vgl.

* * D.M.Hunten, S p e c t r o s c o p y of t h e M a r s a n d V e n u s Vgl. Ref. 8457.

atmospheres.

8249. F.L.Jackson, 1 9 6 4 o b s e r v a t i o n s of V e n u s . JBAA 75 167—169. 8250. C. Luplau Janssen, V e n u s r o t a t i o n s t i d . Urania Kobenhavn 22 17—20. 8251. N. N. Jewsjukow, W. I. Jeserskij, Ü b e r d i e o p t i s c h e n E i g e n s c h a f t e n d e r o b e r e n V e n u s a t m o s p h ä r e . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. Nr. 1) S. 71—74 (russ.). — Verf. interpretieren die Helligkeitsabnahme von Regulus bei seiner Bedeckung durch die Venus unter der Annahme einer polytropen Atmosphäre. Mit diesem Modell werden die Werte f ü r die Höhe der homogenen Atmosphäre und für den Temperaturgradienten abgeleitet. Verf. (ü.) 8252. L.D.Kaplan, R e m a r k s o n t h e M a r i n e r 2 l i m b - d a r k e n i n g r e m e n t s . Vgl. Ref. 1321 S. 598—599. 8253. D. Knezevic, D i e E r f o r s c h u n g u n s e r e r M a r s . Vasiona 13 49—50 (serb-kroat.). 8254. N. A. Kosyrew, Ref. 1320 S. 12—13.

Das

Leuchten

des

Nachbarn

measu-

Venus

und

Venus-Nachthimmels.

Vgl.

65, 1965

82. Merkur, Venus

411

8255. W. A. Kotelnikow, J. N. Alexandrow, L. W. Apraxin, W. M. Dubrowin, M. D. Kislik, B. I. Kusnezow, («. M. Petrow, 0. N. Rshiga, A. W. Franzesson, A. M. Schachowskoj, R a d a r o b s e r v a t i o n s of V e n u s i n t h e S o v i e t U n i o n i n 1964. DAN 168 50—53 (russ.). — 1964 Juni 11—30 im 40 cm-Bereich ausgeführte Radarbeobachtungen der Venus werden diskutiert und mit denen des Jahres 1962 verglichen. Es folgen für die Astronomische Einheit als bester Wert 149598000 km und für die Venus ein gegenüber der Ephemeride um 250 km vorgerückter Ort in der Bahn. Graphisch dargestellt sind: Entfernung und Radialgeschwindigkeit, Energieverteilung der Signale über die Entfernung sowie die Abhängigkeit der Energie der reflektierten Signale vom Einfallswinkel. Ein besonderes Diagramm zeigt, daß nach den Beobachtungen beider J a h r e die Annahme rückläufiger Rotation mit einer Periode von 230 ± 25 d am wahrscheinlichsten ist, wobei die Drehachse ziemlich senkrecht auf der Bahnebene stehen würde. Petri 8256. W. A. Kotelnikow, R a d a r o b s e r v a t i o n s of V e n u s U n i o n i n 1964. J . Res. NBS (D) 69 1634—1636.

in t h e

Soviet R. O.

8257. A. D. Kusmin, B. G. Clark, M e a s u r e m e n t s of p o l a r i z a t i o n and b r i g h t n e s s t e m p e r a t u r e d i s t r i b u t i o n of V e n u s a t 1 0 . 6 c m . A J UdSSR 42 595—617 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Messungen der Radiostrahlung von Venus bei 10.6 cm werden die folgenden Resultate abgeleitet: Der Hauptteil der Strahlung stammt von einer kompakten Oberfläche mit dem Radius 6060 ± 55 km und dielektrischer Konstante 2.50. Die Temperatur' des Zentrums der sonnenabgewandten Seite beträgt 630 ± 70°, die Pole sind etwa 25 % kühler als der Äquator. Oster 8258. A. D. Kusmin, M e a s u r e m e n t s of t h e b r i g h t n e s s t e m p e r a t u r e of t h e i l l u m i n a t e d s i d e of V e n u s a t 1 0 . 6 cm. A J UdSSR 42 1281—1286 (russ. mit engl. Ref.). — Gemessen wurde die über die sichtbare Scheibe gemittelte Strahlungstemperatur der Venus bei 10.6 cm Wellenlänge nahe der unteren Konjunktion (k = 0.84); sie beträgt 550°. Ein Vergleich mit Messungen, die an dieser Apparatur auch mit der Quelle 3 C 48 angestellt wurden, zeigte, daß die Phasenänderungen der Strahlungstemperatur der Venus bei dieser Wellenlänge 2.5% nicht übersteigen. Das erhaltene Ergebnis kann nicht mit Messungen der Phasenänderung bei 3.15 cm Wellenlänge, mit der Strahlung der Planetenoberfläche im Rahmen der Theorie Troizkijs und mit der unterschiedlichen Eindringtiefe einer elektrischen Welle in Übereinstimmung gebracht werden. Es weist anscheinend auf die Notwendigkeit hin, die Absorption in der Venusatmosphäre im Wellenlängenbereich von 3 cm zu berücksichtigen. Verf. (ü.) 8259. A. D. Kusmin, B. G. Clark, M e a s u r e m e n t of t h e p o l a r i z a t i o n a n d b r i g h t n e s s t e m p e r a t u r e d i s t r i b u t i o n of V e n u s o n t h e 1 0 . 6 c m w a v e . DAN 161 551—553 (russ.). — Im Mai/Juni 1964 wurden im Radio-Obs. Owens Valley mit Basisabständen von 600—6500 X interferometrische Polarisationsmessungen fiusgeführt. Hiernach geht die Strahlung größtenteils von der festen Venusoberfläche aus, deren Dielektrizitätskonstante bei 2.5 liegt. Der Venusdurchmesser war mit 12114 ± 110 km um 0.7 ± 0 . 9 % kleiner als der Ephemeridenwert. Ungleichmäßigkeiten der Helligkeitsverteilung bis 30 % ergaben als Koordinaten des Pols aus der Abhängigkeit vom Stundenwinkel X = 192°, ß = 74° bzw. a = 15 h 50 m , 6 = 59°. Aus den Polarisationsmessungen folgte /. = 213°, ß — 64° bzw. a -- 15 h 50 m , ö = 47°. Die Oberflächentemperatur im Gegenpunkt der Sonne betrug 630° ± 70°, an den Polen dagegen, sofern dort keine besonderen ionosphärischen Effekte mitspielen, wohl nur etwa 450°. Petri 8260. A. D. Kusmin, Z u r T h e o r i e d e r R a d i o s t r a h l u n g d e r V e n u s . Hochschulnachr. Radiophys. 8 7—18 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1965 9.51.318: Verf. erörtert den Zusammenhang zwischen den physikalischen Parametern des Planeten und der beobachteten Radiostrahlung in allgemeinerer

412

I X . Planeten. Monde

65, 1965

Form. Abgeleitet werden die analytischen Beziehungen zwischen der Strahlungstemperatur der Radiostrahlung des von einer absorbierenden Atmosphäre umgebenen Planeten und den physikalischen Parametern seiner Oberfläche und Atmosphäre. Für den Fall der Absorption in einer dichten Atmosphäre und den der Absorption in einer homogenen und parabolischen Schicht werden numerische Lösungen erhalten. Die Ergebnisse werden zur Bearbeitung der experimentellen Daten radioastronomischer Beobachtungen der Venus verwandt. Ra. 8261. J . Meeiis, D e r o t a t i e d u u r v a n V e n u s en M e r c u r i u s : N o g e e n r a a d s e l ? HeD 63 253—254.

steeds

8262. I. Montanyä Maluquer, V e n u s . El Universo 19 46—47. 8263. R. F. Mueller, S t a b i l i t y of s u l f u r C o m p o u n d s o n V e n u s . Icarus 4 506—512. — In einem Modell der Venusatmosphäre, das von den neuesten, durch Beobachtung belegten Parametern ausgeht und die bei der hohen Oberflächentemperatur zu erwartenden Wechselwirkungen (z. B. Verdampfung) mit der festen Venusoberfläche weitgehend berücksichtigt, wird der Gehalt an Schwefelverbindungen unter der Voraussetzung berechnet, daß zwischen den atmosphärischen Gasen und den schwefelhaltigen Verbindungen der Lithosphäre Gleichgewicht besteht. Als stabilste Schwefelverbindungen erwiesen sich S0 2 , S0 3 , S 2 und H 2 S. Die Partialdrucke dieser Verbindungen werden abgeschätzt. Gü-Li 8264. D. 0. Muhleman, R a d a r s c a t t e r i n g f r o m V e n u s a n d M e r c u r v 1 2 . 5 cm. J . Res. NBS (D) 69 1632—1633. * * M. Neugebauer, C. W. Snyder, S o l a r - w i n d m e a s u r e m e n t s n e a r Vgl. Ref. 6743. 8265. H. Osinski, E r s t e

Venus-Dichotomie

at

Venus.

1964. VdS Nachr. 14 11.

8266. R.B.Owen, T h e o r e t i c a l m o d e l a t m o s p h e r e s of V e n u s . U . S . N A S A Techn. Note D-2527, 41 S. R. O. 8267. W. T. Plummer, J. Strong, C o n d i t i o n s o n t h e p l a n e t V e n u s . Astronaut. Acta (NS) 11 375—382. — Der jüngste Beweis, daß die Wolken auf Venus aus Wasser und Eisteilchen bestehen (vgl. A J B 64 Ref. 8220), f ü h r t zu einer Modellvorstellung der Venusatmosphäre und der Oberfläche, die die Existenz von Leben nicht ausschließt. Diese Vorstellung beruht auf einer neuen Interpretation des Mikrowellenspektrums. Die äquatoriale Oberflächentemperatur reicht von 172° C bis 300° C. F ü r den Oberflächendruck werden 5 a t m angenommen. Durch Konvektion steigt die Atmosphäre im subsolaren und fällt im antisolaren P u n k t . Fortschreitende Kondensation und das Gefrieren von Wasser erklären die nahezu gleichbleibenden Wolkentemperaturen im Infraroten. Weitere Vorstellungen über die Existenz von Polkappen mit Eis, von Schneeschmelzen oder Regenfällen, von der Existenz bedeutender Mengen Sauerstoffs und Ozons können in Übereinstimmung mit den Beobachtungen gebracht werden. Verf. (gek.) 8268. Z. Pokorny, P h o t o g r a p h i c m e a s u r e m e n t s of t h e p h a s e s of V e n u s . R H 46 153—154 (tschech.). 8269. J. 8 . Pollack, C. Sagau, P o l a r i z a t i o n V e n u s . A J 70 146. — Ref. AAS.

of

thermal

emission

from

8270. J . B. Pollack, C. Sagan, P o l a r i z a t i o n of t h e r m a l e m i s s i o n f r o m V e n u s . A p J 141 1161—1183 = H a r v Repr Nr. 685. — Verf. untersuchten die zu erwartende Polarisation der thermischen Strahlung der Venus im Zentimeter und Dezimeterwellengebiet auf ihren Informationsgehalt. Aus der Polarisation der über die Planetenscheibe integrierten Strahlung lassen sich die Breitenabhängigkeit der Oberflächentemperatur und die Neigung der Rotationsachse ermitteln.

«5, 1965

82. Merkur, Venus

413

Interferometermessungen können die vollständige Verteilung der T e m p e r a t u r und der Dielektrizitätskonstanten sowie die Lage der Rotationsachse liefern. Verf. leiten aus Beobachtungen eine Temperaturdifferenz zwischen subsolarem u n d antisolarem P u n k t der Venus von 400° bis 500° ab. Wn. 8271. J. B. Pollack, C. Sagau, T h e m i c r o w a v e p h a s e e f f e c t of V e n u s . Icarus 4 62—103 = H a r v R e p r Nr. 679. — Die aus Radiobeobachtungen zwischen 8 m m u n d 10 cm abgeleitete integrale Strahlungstemperatur der Venus zeigt eine Veränderung mit dem Phasenwinkel u n d h a t ihre niedrigsten Werte kurz nach der unteren K o n j u n k t i o n . Verf. wenden die Gleichungen f ü r die Wärmeleitung u n d den Strahlungstransport auf die Berechnung der thermischen Oberflächenemission eines nicht synchron, aber langsam rotierenden Planeten mit beliebiger Neigung der Rotationsachse an, wobei der Einfluß der Atmosphäre (Strahlung u n d Konvektion) berücksichtigt ist. Die Rechnung liefert Gleichheit der mittleren Strahlungstemperatur für 3 cm und 10 cm u n d höhere Amplituden für die 3 cm-Strahlung, beides in Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Die beobachtete K o n s t a n z der Strahlungstemperatur aufeinanderfolgender Konjunktionen läßt den Schluß zu, daß die Rotationsachse nicht mehr als 8° geneigt ist. Aus Vergleichen der Phasenfunktionen bei verschiedenen Frequenzen u n d mit Berücksichtigung früherer Radarergebnisse erhalten Verf. Informationen über den chemischen u n d strukturellen A u f b a u der Venusoberfläche. Gü-Li 8272. J. B. Pollack, C. Sagau, T h e i n f r a r e d l i m b d a r k e n i n g of V e n u s . J G R 70 4403—4426. — Zur Darstellung des Verlaufes der I n f r a r o t s t r a h l u n g über die Venusscheibe im Bereich von 8 bis 14 ¡x, der sowohl mit dem 200"-Haie-Teleskop als auch von Mariner 2 gemessen wurde u n d eine R a n d v e r d u n k l u n g zeigt, werden fünf Atmosphärenmodelle mit folgenden Charakteristiken durchgerechnet. Modell A : Reine Absorption in einer grauen undurchsichtigen Atmosphäre oberhalb der Wolkendecke, entweder konvektives oder Strahlungsgleichgewicht; Modell B : Isotrope Mehrfachstreuung in der Wolkendecke, konvektives oder Strahlungsgleichgewicht; Modell C: Mehrfachstreuung von Strahlung in der Wolkendecke, die von außen einfällt. Die beste Darstellung liefert Modell B f ü r den konvektiven Fall bei hohen W e r t e n f ü r die Albedo. Gü-Li * * J. E. B. Ponsonby, J. H. Thomson, K. S. Imrie, V e n u s i n 1 9 6 2 . Vgl. Ref. 6108.

Radar

observations

of

8273. W. K. Probofjew, O n t h e p r e s e n c e of o x y g e n i n t h e a t m o s p h e r e of V e n u s . I I I . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 34 243—251 (russ. mit engl. Ref.). — Von März bis Mai 1964 wurden Venusspektren im Bereich der B-Bande des terrestrischen Sauerstoffs (6900 A) bei einer Dispersion von 2 u n d 1.8 A aufgen o m m e n . I m kurzwelligen Bereich der Linien AA 6892.369 u n d 6893.309 wurden schwache Absorptionslinien entdeckt, die auf den Sauerstoff in der Venusatmosphäre zurückzuführen sind. Die I n t e n s i t ä t dieser Linien übersteigt diejenige der im gleichen Spektralbereich liegenden Linien des Isotopenmoleküls O 16 O 18 der E r d a t m o s p h ä r e nicht. Verf. (ü.) 8274. W. K. Prokotjew, S p e k t r o s k o p i s c h e U n t e r s u c h u n g e n d e r m e n s e t z u n g d e r V e n u s a t m o s p h ä r e . Vgl. Ref. 1820 S. 6—11. * * S. I. Rasool, T h e a t m o s p h e r e s

Zusam-

of M a r s a n d V e n u s . Vgl. Ref. 84110.

8275. C. Sagan, J. B. Pollack, A n a n a l y s i s of of V e n u s . J . Res. N B S (D) 69 1583—1584.

microwave

observations R . O.

8276. C. Sagan, J. B. Pollack, S p a c e c r a f t O b s e r v a t i o n of V e n u s l i m b - d a r k e n i n g . Vgl. Ref. 1321 S. 229—233.

infra-red

8277. W. W. Scharonow, D e r P l a n e t V e n u s . Moskau, «Nauka», 1965. 252 S. Preis 76 K o p . (russ.). — B. in R J U d S S R 1966 7.51.482.

414

I X . Planeten. Monde

65, 1965

8278. E. J. Smith, L. Davis jr., P. •). Coleman jr., C. P. Sonett, M a g n e t i c m e a s u r e m e n t s n e a r V e n u s . J G R 70 1571—1586. — Aufbau, Wirkungsweise und Kalibrierung des in Mariner 2 eingebauten Drosselmagnetometers werden beschrieben. Dann wird die Lage der Mariner-Bahn relativ zur Venus und bezüglich der Ekliptik dargestellt, wobei sich ergibt, daß die Sonde bei ihrer größten Annäherung (41000 km am 14. Dez. 1962) die vermutete Magnetosphäre von Venus nicht erreicht hat, sondern im Gebiet der Wechselwirkungen zwischen Magnetfeld und Sonnenwind blieb. Die Reduktion der Magnetometermessungen ergab daher nur eine obere Grenze für das magnetische Dipolmoment des Venusfeldes, das zwischen einem Sechstel und der Hälfte des irdischen liegen dürfte. Strahlungsgürtel, die denen der Erde vergleichbar sind, existieren mit Sicherheit nicht. Gü-Li 8279. H. Spinrad, E. H. Richardson, An u p p e r l i m i t t o t h e m o l e c u l a r o x y g e n c o n t e n t of t h e V e n u s a t m o s p h e r e . ApJ 141 282—286 = Contr. Dominion Astrophys. Obs. Victoria Nr. 90 = Berkeley Repr. Nr. 291. — Das Pehlen Doppler-verschobener Absorption bei der tellurischen A-Bande setzt der 0 2 -Menge eine Höchstgrenze von 57 cm-atm. Nach dem Streulichtanteil tieferer Schichten in den C0 2 -Banden zu schließen, ist die relative Häufigkeit von 0 2 weniger als 8 x 10~5. Das negative Resultat wird diskutiert. hz 8280. J . R. Spreiter, On t h e m á x i m u m m a g n e t i c m o m e n t of V e n u s . J G R 70 4399—4400. — Verf. zeigt, daß die Messungen von Mariner 2 als obere Grenze für das magnetische Moment der Venus den Wert 2.6 X 1024 emE (d. h. 1 / zo des Wertes für die Erde) ergeben. Wn. 8281. D. H. Staelin, A. H. Barrett, R a d i o m e a s u r e m e n t s 1 - c m w a v e l e n g t h . A J 70 330—331. — Ref. AAS.

of

Venus

near

8282. D. H. Staelin, A.H.Barrett, M e a s u r e m e n t s of t h e m i c r o w a v e s p e c t r u m of V e n u s n e a r 1 - c m w a v e l e n g t h . MIT Res. Lab. ElectronicsQuarterly Progr. Rep. Nr. 77 S. 17—20. R. O. 8283. G. M. Strelkow, Ü b e r d e n E i n f l u ß d e r W o l k e n d e c k e d e r V e n u s a u f i h r e R a d i o s t r a h l u n g im Z e n t i m e t e r - u n d M i l l i m e t e r w e l l e n l ä n g e n b e r e i c h . Vgl. Ref. 1320 S. 21—46. — Bezüglich der Zusammensetzung der Wolkendecke der Venus kann man offensichtlich alle nichtleitenden Pulver und Wasser ausschließen und nur flüssige Kohlenwasserstoffe zulassen. Die Zentimeterstrahlung kann von tiefen Oberflächenschichten ausgehen, die eine hohe Temperatur haben. Die Tiefe hängt von den Eigenschaften des Gesteins ab, das die Venuskruste bildet. Verf. (ü., gek.) 8284. W. M. Wachnin, A. I. Lebedinskij, Ü b e r d i e N a t u r d e r R a d i o s t r a h l u n g d e r V e n u s o b e r f l ä c h e . Kosm. Forsch. 3 917—926 (russ.). — Das erhöhte Niveau der Radiostrahlung der Venus (600—700°) kann durch «stille» oder «glimmende» elektrische Entladungen in der Hochatmosphäre erklärt werden, die eine Zunahme der Rauschstrahlung um 200—300° über die wahre thermische Radiostrahlung bewirken. Der Hauptfaktor, der die Entwicklung dieser Entladungen an Stelle der für die Erde charakteristischen Gewittererscheinungen bestimmt, kann die extrem langsame Rotation des Planeten und die damit zusammenhängende, wenig turbulente, aber sehr intensive atmosphärische Zirkulation sein, die sich fast über den ganzen Planeten erstreckt. Eine Umrechnung der thermischen Sonnenenergie in Radioenergie in verschiedenen Etappen innerhalb der Atmosphäre zeigt, daß dieses vorgeschlagene «Gasentladungs»-Modell zutreffen dürfte. Verf. (ü.) 8285. B. Warner, M a r i n e r I I r e s u l t s a n d t h e V e n u s t h e o r i e s . New Scient. 25 301—302. R . O.

65, 1965

83. Mond

8286. W . J . W e l c h , O b s e r v a t i o n s of t h e V e n u s . J. Res. N B S (D) 69 1580.

415 1.35-cm

water-vapor

line in R . O.

8287. J. A. Westphal, R. L. Wildey, B.C.Murray, T h e 8 — 1 4 - m i c r o n a p p e a r a n c e of V e n u s b e f o r e t h e 1 9 6 4 c o n j u n c t i o n . A p J 142 799—802. 8288. R. L. Wildey, A q u a s i - t r a d i t i o n a l s p e c t r o s c o p i c r a d i a l v e l o c i t y t e c h n i q u e a p p l i e d t o t h e r o t a t i o n of V e n u s . N a t u r e 206 1238—1239. — Die Doppler-Verschiebung einer Linie im Venusspektrum wird durch direkte photoelektrische Messung der Lage der Linie im S p e k t r u m im Coudé-Fokus des lOOinch-Teleskops auf Mt. Wilson gemessen. E s ergab sich f ü r Venus eine Rotationsperiode von etwas über 8 Stunden ; das Resultat m u ß aber durch systematische Meßfehler vorgetäuscht sein, deren N a t u r diskutiert wird. FS 8289. R. Zander, R é c e n t s r é s u l t a t s s p a t i a u x p a r b a l l o n s s t r a t o s p h é r i q u e s . Ciel et Terre 81 155—156 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8 ° N r . 4 9 4 . 8290. M a r i n e r - V e n u s 344 S.

1962:

Final

project

report.

NASA Rep. Sp-59, R . O.

8291. T h e s u r f a c e of V e n u s . Phys. Today 18 Nr. 9 S. 100, 102. 8292. T h e m o u n t a i n s

of V e n u s . Sei. American 213 Nr. 6 S. 40.

A J B 64 Ref. 8208. — W. B. in Bull. WAGO Nr. 37 S. 65—66.

§ 83 Mond 8301. S. Accomazzi, F o t o g r a f i e d e l l a L u n a d e l R a n g e r 75—80.

V I I . Coelum 33

8302. A. A. Akimow, Ü b e r d a s R e f l e x i o n s g e s e t z d e s L i c h t e s a n d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. Nr. 1) S.43—61 (russ.). — Zur Untersuchung des Streugesetzes des Mondbodens f ü r optische Strahlung werden lichtelektrische Helligkeitsmessungen ausgeführt, mit den b e k a n n t e n Gesetzen verglichen u n d schließlich eine neue Formel abgeleitet, die den Beobachtungen besser entspricht. Ho. 8303. H. Alfven, O r i g i n of t h e M o o n . Science 148 476—477. 8304. C. 0 . Alley, P. L. Bender, R. H. Dicke, J. E. Faller, P. A. Franken, H. H. Plotkin, D.T.Wilkinson, O p t i c a l r a d a r u s i n g a c o r n e r r e f l e c t o r o n t h e M o o n . J G R 70 2267—2269. 8305. D. Alter, T h e f a i n t r a y s y s t e m s . Vgl. Ref. 1316 S. 768—775. 8306. L. Aronowitz, S. N. Milford, M a g n e t i c s h i e l d i n g of t h e l u n a r s u r f a c e f r o m t h e s o l a r w i n d a s a f u n c t i o n of l u n a r m a g n e t i c m o m e n t . J G R 70 227—229. — An H a n d der Lösung des entsprechenden geomagnetischen Problems (vgl. A J B 63 Ref. 8146) wird der Abstand des Sonnenwindes von der Mondoberfläche als F u n k t i o n des Dipolmomentes des Mondes berechnet u n d auf mindestens 100 k m geschätzt. DGW

65, 1965

83. Mond

8286. W . J . W e l c h , O b s e r v a t i o n s of t h e V e n u s . J. Res. N B S (D) 69 1580.

415 1.35-cm

water-vapor

line in R . O.

8287. J. A. Westphal, R. L. Wildey, B.C.Murray, T h e 8 — 1 4 - m i c r o n a p p e a r a n c e of V e n u s b e f o r e t h e 1 9 6 4 c o n j u n c t i o n . A p J 142 799—802. 8288. R. L. Wildey, A q u a s i - t r a d i t i o n a l s p e c t r o s c o p i c r a d i a l v e l o c i t y t e c h n i q u e a p p l i e d t o t h e r o t a t i o n of V e n u s . N a t u r e 206 1238—1239. — Die Doppler-Verschiebung einer Linie im Venusspektrum wird durch direkte photoelektrische Messung der Lage der Linie im S p e k t r u m im Coudé-Fokus des lOOinch-Teleskops auf Mt. Wilson gemessen. E s ergab sich f ü r Venus eine Rotationsperiode von etwas über 8 Stunden ; das Resultat m u ß aber durch systematische Meßfehler vorgetäuscht sein, deren N a t u r diskutiert wird. FS 8289. R. Zander, R é c e n t s r é s u l t a t s s p a t i a u x p a r b a l l o n s s t r a t o s p h é r i q u e s . Ciel et Terre 81 155—156 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8 ° N r . 4 9 4 . 8290. M a r i n e r - V e n u s 344 S.

1962:

Final

project

report.

NASA Rep. Sp-59, R . O.

8291. T h e s u r f a c e of V e n u s . Phys. Today 18 Nr. 9 S. 100, 102. 8292. T h e m o u n t a i n s

of V e n u s . Sei. American 213 Nr. 6 S. 40.

A J B 64 Ref. 8208. — W. B. in Bull. WAGO Nr. 37 S. 65—66.

§ 83 Mond 8301. S. Accomazzi, F o t o g r a f i e d e l l a L u n a d e l R a n g e r 75—80.

V I I . Coelum 33

8302. A. A. Akimow, Ü b e r d a s R e f l e x i o n s g e s e t z d e s L i c h t e s a n d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. Nr. 1) S.43—61 (russ.). — Zur Untersuchung des Streugesetzes des Mondbodens f ü r optische Strahlung werden lichtelektrische Helligkeitsmessungen ausgeführt, mit den b e k a n n t e n Gesetzen verglichen u n d schließlich eine neue Formel abgeleitet, die den Beobachtungen besser entspricht. Ho. 8303. H. Alfven, O r i g i n of t h e M o o n . Science 148 476—477. 8304. C. 0 . Alley, P. L. Bender, R. H. Dicke, J. E. Faller, P. A. Franken, H. H. Plotkin, D.T.Wilkinson, O p t i c a l r a d a r u s i n g a c o r n e r r e f l e c t o r o n t h e M o o n . J G R 70 2267—2269. 8305. D. Alter, T h e f a i n t r a y s y s t e m s . Vgl. Ref. 1316 S. 768—775. 8306. L. Aronowitz, S. N. Milford, M a g n e t i c s h i e l d i n g of t h e l u n a r s u r f a c e f r o m t h e s o l a r w i n d a s a f u n c t i o n of l u n a r m a g n e t i c m o m e n t . J G R 70 227—229. — An H a n d der Lösung des entsprechenden geomagnetischen Problems (vgl. A J B 63 Ref. 8146) wird der Abstand des Sonnenwindes von der Mondoberfläche als F u n k t i o n des Dipolmomentes des Mondes berechnet u n d auf mindestens 100 k m geschätzt. DGW

416

I X . Planeten. Monde

65, 1965

8307. D. W. G. Arthur, A. P. Agnieray, R. H. Pellicori, C.A.Wood, T.Weiler, T h e s y s t e m of l u n a r c r a t e r s , q u a d r a n t I I I . Commun. Lunar Planet. Lab. 3 Nr. 50, 158 S. — Ref. in Sky Tel. 31 168. — Dieser dritte Teil des Kraterkatalogs (vgl. A J B 63 Ref. 8387) enthält rechtwinklige selenozentrische Koordinaten, selenographische Längen und Breiten, Durchmesser und besondere Bemerkungen zu mehr als 5000 Kratern über 3.5 km Durchmesser, dazu 11 Teilkarten. v. B. 8308. D. W. G. Arthur, T h e r e d u c t i o n of m e a s u r e s f o r p o s i t i o n o n a s i n g l e l u n a r p h o t o g r a p h . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 77—80. — Das am Lunar and Planetary Lab. benutzte Verfahren zur Umwandlung der Plattenausmessungen von Mondaufnahmen in rechtwinklige selenodätische Koordinaten wird beschrieben. Dabei wird die Kenntnis der selenodätischen Koordinaten einiger Leitpunkte vorausgesetzt. Besondere Sorgfalt wird auf die Berücksichtigung der differentiellen Refraktion verwendet. Gü-Li 8309. D. W. G. Arthur, S e l e n o d e t i c m e a s u r e s on Y e r k e s l u n a r p h o t o g r a p h N o . 1170. Commun. Lunar Planet. Lab. 4 81—87 und 37 Seiten Katalog. — Nach dem in Ref. 8308 zitierten Verfahren wurde eine mit dem Yerkes-Refraktor 1960 Juli 8 hergestellte Mondaufnahme ausgemessen und reduziert. I n einem Katalog sind die vom Einfluß der Refraktion befreiten rechtwinkligen Plattenkoordinaten und die daraus abgeleiteten räumlichen selenodätischen Koordinaten von 1099 Punkten auf der Scheibe zusammengestellt. F ü r 439 weitere Punkte des Randprofils sind rechtwinklige Koordinaten bezüglich der Mondmitte und Positionswinkel mitgeteilt. Gü-Li 8310. D. W. G. Arthur, T h e c o m p u t a t i o n of s e l e n o d e t i c coordinates u s i n g t h e l i b r a t i o n s . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 89—97. — Die verschiedenen, bisher angewandten Methoden zur Ableitung von selenodätischen Koordinaten werden diskutiert und dem am Lunar and Planetary Lab. entwickelten Verfahren (vgl. Ref. 8308) gegenübergestellt. Zur Ableitung von festen selenodätischen Koordinaten aus Aufnahmen, die bei verschiedener optischer Libration aufgenommen wurden, wird ein Verfahren angegeben. Aus einer Fehlerbetrachtung folgt unter anderem, daß die absoluten Höhen am Rand etwa 3.5mal genauer sind als die in der Scheibenmitte. Gü-Li 8311. E. Azmon, M e l t i n g 1316 S. 481—494.

temperature

of c o m p l e x

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

8312. J. W. M. Baars, P. G. Mezger, N. Savin, H. Wendker, T h e p o l a r i z a t i o n of t h e t h e r m a l r a d i a t i o n of t h e M o o n a t 14.5 G H z . A J 70 132 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (A) Nr. 37. — Ref. AAS. 8313. P. C. Badglay, B. J . P. Lyon, L u n a r e x p l o r a t i o n t u d e s . Vgl. Ref. 1316 S. 1198—1219.

from orbital

alti-

8314. R.B.Baldwin, A F u n d a m e n t a l S u r v e y of t h e M o o n . New York, McGraw-Hill Company, 1965. 157 S. Preis $ 4.95. — B. in JBAA 76 138—139, Nature 210 563, Science 151 679, Sky Tel. 31 104, 32 93. 8315. R. B. Baldwin, T h e c r a t e r d i a m e t e r - d e p t h r e l a t i o n s h i p f r o m R a n g e r V I I p h o t o g r a p h s . A J 70 545—547. — Das Verhältnis Durchmesser: Tiefe bei den von Ranger 7 erfaßten Kratern entspricht laut Verf. dem von irdischen Meteoritenkratern und Mondkratern von 1 bis 20 Meilen Durchmesser. v. B. 8316. R. B. Baldwin, T h e o r i g i n of l u n a r f e a t u r e s . Vgl. Ref. 1316 S. 543— 546. — Verf., einer der konsequentesten Vertreter der meteoritischen Entstehung der Mondkrater, billigt einer Minderzahl vulkanischen Charakter zu. v. B.

65, 1965

83. Mond

417

8317. N. P. Barabaschow, W. I. Jeserskij, Ü b e r den U n t e r s c h i e d im Mikror e l i e f der e i n z e l n e n A b s c h n i t t e der M o n d o b e r f l ä c h e . I I . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. Nr. 1) S. 22—42 (russ.). — Aus Angaben des Katalogs von W. A. Fedorez wird das Reflexionsgesetz abgeleitet, das die mittlere Mondoberfläche photometrisch darstellt. Ein Vergleich mit diesem Gesetz macht es möglich, Einzelheiten zu erkennen, die sich photometrisch wesentlich von der mittleren Mondoberfläche unterscheiden. Aus einer Analyse dieser photometrischen Besonderheiten folgt, daß sie nicht nur durch die unterschiedliche Porosität des Mikroreliefs, sondern auch durch andere Eigentümlichkeiten erklärt werden können. Verf. (ü.) 8318. J . A . B a r t o n , An e s t i m a t e of t h e n u c l e a r r a d i a t i o n a t t h e l u n a r s u r f a c e . Advances Astronaut. Sci. 6 1794—1804, 1961. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1246. 8319. J . A. Bastin, T h e t e m p e r a t u r e S. 17—22.

of t h e Moon. Discovery 26 Nr. 11 R. O.

8320. J . A. Bastin, L u n a r hot s p o t s . Nature 207 1381—1382. — Infrarotmessungen (8—14 ¡J.) auf der Nachtseite des Mondes und während Mondfinsternissen ergaben für gewisse Gebiete im Inneren der großen Krater und in den Maren Temperaturen (bis 400°), die wesentlich über dem Mittel lagen. Verf. erklärt diese «heißen Stellen» durch die Existenz einer Rauhheit von der Größenordnung einiger Zentimeter. Dies ist in Übereinstimmung mit neueren Radarmeßergebnissen. Verf. berechnet für ein solches schon früher von ihm vorgeschlagenes Strukturmodell (vgl. A J B 62 Ref. 83154) Temperaturen, die mit den gemessenen übereinstimmen. Gü-Li * * C. S. Beals, I. Halliday, I m p a c t Vgl. Ref. 94197.

craters

of t h e

Earth

and

Moon.

8321. P. Beckmann, R a d a r b a c k s c a t t e r f r o m the s u r f a c e of t h e Moon. J G R 70 2345—2350. — E s wird versucht, die beobachtete Streuintensität der bei Radarmessungen vom Mond zurückkehrenden Radiostrahlung als Funktion des lunaren Einfallswinkels, der Wellenlänge und der Strukturparameter der Mondoberfläche theoretisch darzustellen. Das gefundene Streugesetz stellt die bekannten Radarbeobachtungsreihen für A = 68 cm und A = 3.6 cm (vgl. A J B 63 Ref. 83176) bis zum Mondrand mit einer mittleren Abweichung von ± 1 db dar. Die Theorie gestattet, aus dem Vergleich mit den Beobachtungen die Strukturparameter K und R der Mondoberfläche zu ermitteln. Gü-Li 8322. P. Beckmann, W. K. Klemperer, I n t e r p r e t a t i o n s of t h e a n g u l a r d e p e n d e n c e of b a c k s c a t t e r i n g f r o m t h e Moon a n d Venus. J . Res. N B S (D) 69 1671—1679. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1246. 8323. B. Bell, J . G. Wolbaeh, L u n a r e c l i p s e s a n d t h e f o r e c a s t i n g of s o l a r m i n i m a . Icarus 4 409—414 = Harv Repr Nr. 695. — Es wird gezeigt, daß eine von Danjon abgeleitete Gleichung (vgl. A J B 22 Ref. 3604) über die Helligkeit des verfinsterten Mondes und der gleichzeitigen Phase des Sonnenfleckenzyklus Vorhersagen über das Eintreten eines Sonnenfleckenminimums gestattet. Es wird gute Übereinstimmung für die Minima von 1923, 1933, 1944, 1954 und 1964 sowie rückwärts für die Minima bis 1823 gefunden. Durch Anbringen einer Korrektion von 0?4 an das konstante Glied in Danjons Gleichung wird eine noch bessere Übereinstimmung erreicht. Mit dieser verbesserten Gleichung werden dann Vorhersagen für zukünftige Minima gemacht. Henn 8324. W. S. Berikaschwili, W. N. Sharkow, T. B. Janowskaja, Ü b e r die Ges c h w i n d i g k e i t s e i s m i s c h e r Wellen im I n n e r e n d e s Mondes. Nachr. Akad. Wiss. UdSSR Phys. Erde 1965 Nr. 7 S. 9—21 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 3.51.596. Astronom. Jahresbericht 1965

27

418

IX. Planeten. Monde

65, 1965

8325. A.B.Binder, D. P. Cruikshank, W. K. Hartmann, O b s e r v a t i o n s of t h e M o o n a n d of t h e t e r r e s t r i a l r o c k s i n t h e i n f r a r e d . Icarus 4 415—420. — Wie Verf. zeigen, weisen die verschiedenen Oberflächenformationen des Mondes (Mare, Hochländer, Krater) im Infraroten (1.0—2.2 p) nur sehr geringe Farbunterschiede auf. Intensitätsverhältnisse relativ zur Sonne unterscheiden sich um weniger als 5 % . Vergleiche mit irdischen Gesteinsproben lassen erkennen, daß diese im allgemeinen weniger rot erscheinen. Nach einer Hypothese von Hapke sind die geringe Albedo des Mondes sowie die geringe Farbdifferenzierung auf die Bestrahlung durch den Sonnenwind zurückzuführen. Zur Prüfung wurden irdische Gesteinsproben einem den lunaren Bestrahlungsverhältnissen entsprechenden H+-Ionenstrahl ausgesetzt und anschließend die Intensitätsverhältnisse ermittelt. Sie zeigen eine Annäherung an die lunaren Werte, wodurch die genannte Hypothese eine Unterstützung erfährt. Herrn 5. M. M. Biswas, D. P. Majumdar, E x p e c t e d v a r i a t i o n s of i n t e n s i t y o n t h e M o o n . Nuovo Cimento (10) 36 1039—1041.

cosmic-ray

8327. J. B. Blizard, T h e c o m p o s i t i o n of t h e l u n a r s u r f a c e . Trans. American Geophys. Union 45 628, 1964. R. O. 8328. N. Boneff, T h e o r i g i n of l u n a r c r a t e r s . Vgl. Ref. 1816 S. 524—525. 8329. V. Breuna, D e r M o n d . Ölten—Stuttgarl^-Salzburg, Fackelverlag, 1965. 102 S. Preis DM 16.80. — B. in SuW 4 181, VdS Nachr. 14 100. 8330. B. B. Brock, L u n a r a n d t e r r e s t r i a l s t r u c t u r a l m o d e l s o n a c o m m o n s p h e r e . Vgl. Ref. 1316 S. 617—630. 8331. S. R. Brzostkiewicz, Krakow 36 88—90.

Obserwacje

krateröw

8332. S. R. Brzostkiewicz, L u m i n e s c e n c j a Krakow 36 166—175.

ksigzycowych.

Urania

powierzchni Ksi^zyca.

Urania

8333. S. R. Brzostkiewicz, D z i e j e s e l e n o g r a f i i . Urania Krakow 36 175—181. 8334. S. R. Brzostkiewicz, Urania Kraköw 36 294.

Obserwacje

8335. K. von Bttlow, L u n a r e Ges. D D R 10 111—112.

Tektonik

krateröw und

Arzachel

i

Morphogenese.

Alfons. Ber. Geol.

K. von Bttlow, G e o l o g i s c h e A u s s a g e n d e r e r s t e n N a h a u f n a h m e n v o n d e r O b e r f l ä c h e d e s M o n d e s ( B e i t r ä g e z u r S e l e n o g e o l o g i e V). Geologie 14 330—343. 8337. K. von Bttlow, D i e S. 13—17.

Mondoberfläche

nah

8338. K. von Bttlow, D a s l u n a r e L a v a p l a t e a u v u l k a n i s c h e r G r o ß b a u . SuW 4 38—40. 8339. K. von Bttlow, B e d e u t s a m e M o n d . SuW 4 279.

neue

gesehen.

Kosmos 1965

Aristarch-Herodot,

Veröffentlichungen

über

ein den

8340. K. von Bttlow, R a n g e r V I I . E r s t e g e o l o g i s c h e E r g e b n i s s e . Weltraumfahrt 16 17—19. 8341. K. von Bttlow, P r o o f of t h e v o l c a n i c o r i g i n of m o s t l u n a r c r a t e r s a n d of t e c t o n i c m a r i a . Vgl. Ref. 1316 S. 528—531. 8342. W.-L. Burgat, L e p r o f i l d e l a L ü n e . Orion Schaffhausen 10 17—22.

65, 1965

419

83. Mond

8843. A. G. W. Cameron, P. B. Sehneck, D e n s i t y of m a t t e r assembled f r o m r a n d o m l y i n c i d e n t p a r t i c l e s . Icarus 4 396—398. — H a p k e u n d v a n H o r n (vgl. A J B 63 Ref. 83120, 83121) h a b e n ein E x p e r i m e n t angestellt, u m Oberflächen mit den photometrischen Eigenschaften des Mondes zu erzeugen. Sie schütten kleine Staubkörnchen durch ein Sieb, so daß sie einzeln auf die Oberfläche auffallen u n d auf Grund elektrostatistischer K r ä f t e aneinander h a f t e n . Verf. untersuchen n u n in vorliegender Arbeit, ob ähnliche S t r u k t u r e n auch in Abwesenheit elektrostatischer K r ä f t e entstehen. Sodann wird der Einfluß von Größe, Gestalt u n d Einfallswinkel der S t a u b k ö m c h e n geprüft. Die Ergebnisse sind nicht n u r f ü r die S t r u k t u r der Mondoberfläche sondern auch für diejenige von K o m e t e n sowie kometarischen Meteoren von Bedeutung. Henn 8344. W. S. Cameron, A n a p p e a l Canada 59 219—220.

for observations

of t h e M o o n . J RAS

8345. M. Caputo, O n t h e s h a p e , g r a v i t y f i e l d , a n d s t r e n g t h of t h e M o o n . J G R 70 3993—4003. —..Die Theorie eines rotierenden Schwerefeldes, das ein dreiachsiges Ellipsoid zur Äquipotentialfläche hat, wird bis zur 1. Ordnung entwickelt u n d f ü r Rechnungen zu Figur u n d A u f b a u des Mondes benutzt. Zur Auswertung künftiger Beobachtungen von Mondsatelliten — die vorhandenen astronomischen D a t e n sind nicht widerspruchsfrei — wird ein geeigneter spezieller Ausdruck f ü r das Mondpotential abgeleitet. Böh. 8346. S. T. Chabibullin, O n t h e t h e o r y of p h y s i c a l M o o n . Vgl. Ref. 1803 S. 104—110 (russ. mit engl. Ref.). 8347. C. R. Chapman, L u n a r Strolling Astr. 18 168.

training

program

8348. C. R. Chapman, A n o t e c o n c e r n i n g n o m e n c l a t u r e . Strolling Astr. 19 27—29.

the

libration

of

instruction official

the

sheets.

I.A.U.

lunar

8349. J . A. Chodak, P r i n c i p a l s t r u c t u r a l e l e m e n t s of t h e M o o n a n d s i g n i f i c a n c e of t h e g e o g r a p h i c - g e o l o g i c a l a p p r o a c h . Vgl. Ref. S. 641—655. — Verf. schließt mit der Bemerkung, daß es ohne Teilnahme Geologen nicht möglich ist, die Probleme der Mondtopographie zu lösen v.

the 1316 von B.

8350. D. Clarke, S t u d i e s i n a s t r o n o m i c a l p o l a r i m e t r y . I I I . T h e w a v e l e n g t h d e p e n d e n c e of t h e p o l a r i z a t i o n of l i g h t r e f l e c t e d b y t h e M o o n a n d M a r s . MN 130 83—94. — Untersuchungen des Polarisationsgrades u n d der Polarisationsrichtung im weißen Licht wurden durch Messungen in verschiedenen Filterbereichen ergänzt. Zwischen Polarisationsgrad u n d (effektiver) Wellenlänge bestehen lineare Beziehungen, die beim Mond noch vom O r t und vom Phasenwinkel abhängen. Eine Beziehung zur Albedo wird hergestellt. Eine starke Drehung der Polarisationsebene wird zwei Tage vor Vollmond beobachtet. Ein ähnlicher Effekt wurde auch beim Mars gefunden. Haug 8351. D. L. Coffeen, W a v e l e n g t h d e p e n d e n c e of p o l a r i z a t i o n . I V . V o l c a n i c c i n d e r s a n d p a r t i c l e s . A J 70 403—413. — Verschiedene mineralogische Proben werden im Laboratorium auf Polarisation als F u n k t i o n der Wellenlänge u n d des Phasenwinkels untersucht u n d die Ergebnisse mit Messungen v o n Gehreis u n d Teska an Mondobjekten verglichen. Aus der Diskussion folgt, d a ß die Mondoberfläche wahrscheinlich als Staubschicht mit geeigneter Verteilung der Partikelgrößen sowie optischen Beiträgen einer Unterschicht unter Einwirkung solarer Korpuskelstrahlung angesehen werden k a n n . Ba. 8352. A . J . C o h e n , AAS.

Lunar

landscape

luminescence.

A J 70 135. — Ref.

27*

420 8353. P. Coudere, L a 41—63.

I X . Planeten. Monde Lune

photographiée

65, 1965

par

Ranger

V I I . B S A F 79

8354. G. V. Coyne, D i f f e r e n t i a l c o l o r s o n t h e M o o n . A J 7« 115—119 = Georgetown Obs. Repr. (2) N r . 20. — F ü r 36 Mondregionen werden (B—V)-Farben relativ zu einem Bezugsfeld im Mare Serenitatis gemessen. I n diesem Mare gibt es Farbendifferenzen bis 0 m 047. Die F a r b e n hängen nicht vom Phasenwinkel ab. hz 8355. C. A. Cross, C r a t e r 199—201.

cross

sections

8356. J . Cwirko-Godycki, G e o l o g i a

and

Schröters

rule. JBAA

75

K s i ç z y c a . Urania K r a k o w 36 214—219.

8357. P.Darnell, C. B. W a t t s o g M ä n e n s r a n d z o n e . N A T 1965 S. 109—113. 8358. A. Dauvillier, P a l e o v o l c a n i c 1316 S. 516—523.

origins

of t h e

lunar

s e a s . Vgl. Ref.

8359. B. D. Davies, F. F. Gardner, L i n e a r p o l a r i z a t i o n of l u n a r J . Res. N B S (D) 69 1613.

emission. R . O.

8360. J . B. Davis, D. C. Bohlls, G. A. Skaggs, J . W. Joss, Decameter-wave r a d a r s t u d i e s of t h e l u n a r s u r f a c e . J . Res. N B S (D) 69 1661—1669. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1245. 8361. J. B. Davis, D. C. Bohlfs, G. A. Skaggs, J. W. Joss, Decameter-wave r a d a r s t u d i e s of t h e l u n a r s u r f a c e . Rep. Naval Res. Lab. Progr. J u n e 1965 S. 7—16. — Ref. in Phys. Ber. 45 1451. 8362. B. S. Dietz, J. C. Holden, E a r t h a n d M o o n : T e c t o n i c a l l y c o n t r a s t i n g r e a l m s . Vgl. Ref. 1316 S. 631—640. — Dem Mond fehlen, wie Verf. zeigen, die Mobilität der Erde, ihre Konvektionsströme, Ozeanbecken u n d ihr explosiver Vulkanismus. v. B. 8363. B. S. Dietz, A s t r o b l e m e s , l u n a r c r a t e r s , a n d m a r i a . Vgl. Ref. 1316 S. 895—896. 8364. J . van Diggelen, H e t a a n t a l r i n g b e r g e n s c h i l l e n d e g r o o t t e . H e D 63 204—212.

op

de

Maan

van

ver-

8365. J . van Diggelen, T h e r a d i a n c e of l u n a r o b j e c t s n e a r O p p o s i t i o n . Planet. Space Sei. 13 271—279 = Sterrewacht «Sonnenborgh» U t r e c h t Overdruk N r . 74. — Vor u n d nach der totalen Mondfinsternis 1956 Nov. 18 wurden bis n a h e a n Beginn u n d E n d e der Halbschattenphase 24 A u f n a h m e n mit dem 24'-Refraktor des Kirkwood Obs. gemacht. Durch Mikrophotometrie wurden die Beleuchtungsstärken von 36 K r a t e r b ö d e n ermittelt, nachdem die Messungen auf ein einheitliches Helligkeitssystem reduziert worden waren. Zusätzlich wurden Messungen von 7 A u f n a h m e n mit dem Yerkes-Refraktor in die Untersuchung einbezogen. F ü r die K r a t e r b ö d e n von Grimaldi, Copernicus u n d Tycho k o n n t e n vollständige K u r v e n f ü r die Beziehung Beleuchtungsstärke-Phasenwinkel abgeleitet werden, die deutlich den auch bei kleinen Planeten beobachteten Oppositionseffekt, einen Anstieg d e r Beleuchtungsstärke von etwa 15 % zwischen den Phasenwinkeln —1?4 u n d 0?0, zeigen. Gü-Li £366. W. I. Dobar, B e h a v i o r of l a v a o n t h e l u n a r s u r f a c e . Vgl. Ref. 1316 S. 495—515. — Schmelz- u n d Erstarrungsversuche a n Silikatgemischen u n t e r lunaren Bedingungen (Vakuum) ergeben für (simulierte) L a v e n erhebliche Volumenvergrößerungen gegenüber irdischen Bedingungen. v. B.

65, 1965

83. Mond

421

8367. R. T. Dodd jr., V. G. Smalley, J. W. Salisbury, J. E. M. Adler, Crater f r e q u e n c y e v i d e n c e f o r v o l c a n i s m i n t h e l u n a r h i g h l a n d s . Vgl. Ref. 1316 S. 555—561. 8368. A. Dollfus, J . E. Geake, L ' a l t é r a t i o n des propriétés polarimét r i q u e s d u s o l l u n a i r e p a r l ' a c t i o n d e s p r o t o n s s o l a i r e s . CR 260 4921—4923. — Der photometrische u n d polarimetrische Charakter des Mondbodens k a n n durch den vom Sonnenwind herrührenden Protonenbeschuß verä n d e r t werden. Gewisse pulverförmige Mineralien n e h m e n u n t e r Protonenbeschuß Polarisationseigenschaften an, die mit denen des Mondbodens fast identisch sind. Verf. (ü.) 8369. W. N. Dudinow, It. N. Derkatsch, V o r l ä u f i g e M e s s u n g e n d e s P o l a r i s a t i o n s g r a d e s m i t e i n e m a u t o m a t i s c h e n E l e k t r o p o l a r i m e t e r . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. N r . 1) S. 65—70 (russ.). — Verf. beschreiben ausführlich ein automatisches Elektronenpolarimeter, das a m Astr. Obs. Charkow konstruiert wurde. I n Tabellen sind die Ergebnisse der Polarisationsmessungen einzelner Objekte der Mondoberfläche in zwei Phasen zusammengestellt. Verf. (ü., gek.) 8370. W . J . E c k e r t , O n t h e m o t i o n s of t h e p e r i g e e a n d n o d e a n d t h e d i s t r i b u t i o n of m a s s i n t h e M o o n . A J 70 787—792. 8371. D. H. Eckhardt, C o m p u t e r s o l u t i o n s of t h e f o r c e d physical l i b r a t i o n s of t h e M o o n . A J 70 466—471. — F ü r verschiedene Kombinationen der Verhältnisse seiner Trägheitsmomente werden die Differentialgleichungen der physischen Libration des Mondes auf 0Î1 genau integriert. Böh. 8372. W. E. Eiston, R h y o l i t e a s h - f l o w p l a t e a u s , r i n g - d i k e c o m p l e x e s , c a l d e r a s , l o p o l i t h s , a n d M o o n c r a t e r s . Vgl. Ref. 1316 S. 817—842. — Verf. behandelt terrestrisch- u n d lunargeologische Analogien. v. B. 8373. R. Enzmann, B a l a n c e of e n d o g e n i c t o e x o g e n i c c r u s t of t h e M o o n . Vgl. Ref. 1316 S. 532—542. 8374. J . V . E v a n s , R a d a r s t u d i e s Lincoln Lab., 1965. 70 S.

of

the

8375. J. V. Evans, R a d a r s t u d i e s of t h e —1661. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1245. 8376. R. Fenaroli, O s s e r v a z i o n i g e r V I I » . Coelum 33 56—57. 8377. R. Fenaroli, I l c h i a r i s s i m o dai «Ranger V I I , V i l i , IX».

sulle

Moon. Moon.

energy

in

the

Cambridge, Mass., M I T R . O. J . Res. N B S (D) 69 1639

fotografie trasmesse

dal

linguaggio delle f o t o g r a f i e Coelum 33 107—112.

8378. R. Fenaroli, I l R a n g e r V I I e l a v e r i t à s u l l a o r i g i n e d e i l u n a r i . Coelum 33 149—156, 181—185.

«Ran-

scattate crateri

8379. G. Fielder, L u n a r G e o l o g y . London, L u t t e r w o r t h Press, 1965. 184 S. Preis 45 s. — B. in J B A A 76 62—63, Planet. Space Sei. 13 1315—1316, Spaceflight 8 226, ZfA 63 135—136. 8380. G. Fielder, D i s t r i b u t i o n of c r a t e r s o n t h e l u n a r s u r f a c e . MN 129 351—361. — Mit Hilfe der Durchmesser A von 3877 K r a t e r n innerhalb von 70° Abstand von der Mondmitte leitet Verf. die (kumulative) Anzahl N der K r a t e r als P u n k t i o n ihrer Durchmesser ab und erhält N (70) = 250000 J - 1 - 8 . Bei gleicher Kraterverteilung sind die Anzahlen N in den hellen (lunaritischen) Gebieten dreimal größer als in den dunklen (lunabasischen). Die Kraterdichte ist in der westlichen (nachfolgenden) Mondhälfte etwas größer als in der östlichen

422

I X . Planeten. Monde

65, 1965

(vorangehenden). Die Krater zwischen 30 und 40 km Durchmesser sind nicht zufällig verteilt. All dies spricht gegen die Theorie der Kraterentstehung durch Meteoriteneinschlag. Gü-Li 8381. V. A. Firsoff, R a n g e r 8 o b s e r v e s t h e S e a of T r a n q u i l l i t y . flight 7 83—84.

Space-

8382. E. J. Flamm, R. E. Lingenfelter, Z. Kopal, Lunar luminescence. Nature 205 1301—1303. — Ref. in J . Astr. Soc. Victoria 19 39. — Es wird eine Liste von 19 beobachteten Lumineszenzerscheinungen im Gebiet des Kraters Aristarchus zwischen 1783 (P. W. Herschel) und 1963 (J. A. Greenacre und E.Barr) mitgeteilt. Die Helligkeiten schwanken zwischen 4. und 10. Größe, die Farben zwischen Blau und Rubinrot. 16 Erscheinungen wurden auf der unbeleuchteten Mondseite (2—6 Tage nach Neumond) beobachtet. Die von Z. Kopal und T. W. Rackham (vgl. A J B 63 Ref. 8335) geäußerte Ansicht, daß die Lumineszenz durch Partikelstrahlung aus solaren Flares hervorgerufen werde, wird durch die Tatsache nicht widerlegt, daß die 19 Erscheinungen zur Sonnenaktivität negativ korreliert sind. Verf. stellen aber gemeinsam fest, daß die Energie der FlarePartikelstrahlung nicht ausreicht, um Lumineszenz hervorzurufen, es sei denn, die Strahlung ist durch den Mond oder durch das Erdmagnetfeld fokussiert. Gü-Li 8383. B.J.Ford, O r i g i n of t h e l u n a r c r a t e r s . Spaceflight 7 13—17. 8384. M.P.Francis, D i s t a n c e f r o m E a r t h t o M o o n f o r l a s e r of d i f f e r e n t i a l h e i g h t s . A J 70 321. — Ref. AAS.

studies

8385. M. A. Fursenko, M e t h o d e n d e r E p h e m e r i d e n r e c h n u n g f ü r d e n M o n d . BIA 10 272—315 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. erörtert Fragen, die mit der Berechnung der Koordinaten des Mondes unter Verwendung der Brownschen Reihen zusammenhängen. Erhalten werden Formeln zur Berechnung genäherter Koordinaten des Mondes und eine Abschätzung der Genauigkeit für einen Zeitraum von 50 Jahren. Gegeben wird eine Methode der numerischen Integration der Bewegungsgleichungen des Mondes, die seine Positionen und Geschwindigkeiten zu bestimmen ermöglicht. Polynome für die rechtwinkligen und sphärischen Koordinaten von Jupiter und Saturn für einen Zeitraum von 10 Jahren werden gegeben. Verf. (ü.) 8386. B.Gary, J . Stacey, F.D.Drake, R a d i o m e t r i e m a p p i n g of t h e M o o n a t 3 m i l l i m e t e r s w a v e l e n g t h . A p J Suppl 12 239—262. — Ref. in ApJ 143 283. — Verf. berichten über Radiostrahlungsmessungen hoher Auflösung (218) und über ihre Reduktion. Isothermenkarten für 14 verschiedene Mondphasen werden mitgeteilt. Die Strahlungstemperatur der Mare übersteigt die der angrenzenden Gebirgsformationen um 2?6. Ba. 8387. I. W. Gawrilow, T h e i m p r o v e m e n t of t h e s y s t e m of s e l e n o c e n t r i c p o s i t i o n s of l u n a r d e t a i l s . Vgl. Ref. 1303 S. 114—118 (russ. mit engl. Ref.). 8388. R . A . G e y e r , J . R. Van Lopik, U s e of g e o p h y s i c a l m e a s u r e m e n t s i n l u n a r s u r f a c e a n a l y s i s . Vgl. Ref. 1316 S. 1160—1174. 8389. J. J. Gilheany, O p e r a t i o n " M o o n - B l i n k » . Strolling Astr. 18 183—187. 8390. A. Giraud, A n o t e o n t h e r a d i o r e f l e c t i v i t y of t h e l u n a r s u r f a c e . J . Res. NBS (D) 69 1679—1683. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1246. 8391. P.E.Glaser, A.E.Wechsler, S m a l l - s c a l e s t r u c t u r e of t h e l u n a r s u r f a c e . Icarus 4 104—105. — Radarbeobachtungen, photometrische und polarimetrische Beobachtungen sowie das Studium der Ranger-Nahaufnahmen der Mondoberfläche legen nahe, daß die Feinstruktur der Mondoberfläche der

65, 1965

83. Mond

423

eines leichten porösen Materials mit niedriger Wärmeleitfähigkeit entspricht. U m ein solches Material nachzuahmen, wird feinkörniges Perlit 200 fi Korngröße) gesintert u n d auf seine thermischen Eigenschaften hin untersucht. Gü-Li 8392. P. E. Glaser, A. E. Wechsler, A. E. Germeles, T h e r m a l p r o p e r t i e s of p o s t u l a t e d l u n a r s u r f a c e m a t e r i a l s . Vgl. Ref. 1316 S. 656—670. — E s erweist sich als unwahrscheinlich, daß die Mondoberfläche aus unverfestigtem Material b e s t e h t ; es m ü ß t e vielmehr a n «gesintertes» oder fast agglomeriertes Material gedacht werden. v. B. 8393. T. Gold, R e c e n t e v i d e n c e c o n c e r n i n g t h e l u n a r s u r f a c e . Astronaut. Sei. 18 39—63, 1964. 8394. T. Gold, S t r u c t u r e of t h e M o o n ' s s u r f a c e . Radiophys. Space Res. Res. Rep. CRSR 140, 10 S., 1963. 8395. A. Good, O u t l i n e l u n a r c h a r t s f o r o b s e r v e r s .

Advanc. R . O.

Cornell Univ. Center R . O. J B A A 76 41—42.

8396. A. A. Gorynja, T h e d e t e r m i n a t i o n of t h e c o n s t a n t s of p h y s i c a l l i b r a t i o n of t h e M o o n . Vgl. Ref. 1303 S. 111—113 (russ. mit engl. Ref.). 8397. C. L. Goudas, T h e S e l e n o d e t i c C o n t r o l S y s t e m of t h e U. S. A r m y M a p S e r v i c e . Icarus 4 188—206. — Diese Mondtopographie b e r u h t auf Niveaumessungen nach der stereoskopischen Methode, deren Prinzip auf F r a n z u n d Saunder zurückgeht. Die so erhaltene Mondoberfläche k a n n d a n n durch Kugelfunktionen dargestellt werden; dabei wurden f ü r die Randzone jeweils die Resultate von H a y n , von Davidson u n d Brooks u n d von W a t t s verwandt. Die entsprechende Darstellung, die sich aus den Messungen von Schrutka-Rechtens t a m m ergibt, s t i m m t gut mit der aus dem vorliegenden System abgeleiteten überein, wenigstens bis zu den zonalen u n d sektoriellen Gliedern 2. Ordnung. T. L. 8398. C. L. Goudas, T h e n o n h o m o g e n e i t y of t h e M o o n . Icarus 4 218 —220. — Ein Koeffizientenvergleich in den verschiedenen Darstellungen der Mondfigur durch Fourier-Reihen aus mehreren h u n d e r t Mondaufnahmen ist mit der A n n a h m e im Widerspruch, daß der Mondkörper überall homogen ist, obwohl eine Neubestimmung der Mitte der Mondfigur durch den Verf. mit der Mitte der Mondmasse zusammenfällt. E s wird die Vermutung geäußert, daß die aus der Mondfigur abgeleiteten Inhomogenitäten ihren Sitz in den äußersten Schichten der Mondkruste haben. Gü-Li 8399. C. L. Goudas, T h e S e l e n o d e t i c C o n t r o l S y s t e m of t h e Aeron a u t i c a l C h a r t a n d I n f o r m a t i o n C e n t e r of t h e U. S. A i r F o r c e . Icarus 4 528—543. — Zur Beschreibung der Mondfigur werden die Koeffizienten der zonalen, tesseralen u n d sektoriellen Harmonischen des lunaren Gravitationspotentials bis zur 8. Ordnung aus den vom ACIC ( = Astronautical Chart a n d Information Center) abgeleiteten 196 absoluten Positionen der Mondoberfläche (vgl. Ref. 83174) berechnet. F ü r die Randzone wurden Positionen von F. H a y n (1907) u n d C. B. W a t t s (1963) einbezogen. Auf der Grundlage der neuen D a t e n wird eine K o n t u r e n k a r t e des Mondes gezeichnet. Die gefundene Figur ist in guter Übereinstimmung mit der von G. Schrutka-Rechtenstamm (1958) u n d der vom Arm}' Map Service (1964) abgeleiteten. Verf. (ü., gek.) 83100. J. Green, defluidization

Tidal and gravity effects intensifying a n d v o l c a n i s m . Vgl. Ref. 1316 S. 4 0 3 ^ 6 9 .

lunar

83101. J. Green, I n t e r p r e t a t i o n of R a n g e r V I I p h o t o g r a p h s . Vgl. Ref. 1316 S. 999—1002. — Am Beispiel des Kilauea wird gezeigt, daß söge-

424

I X . Planeten. Monde

65, 1965

nannte Sekundärkrater auch bei vulkanischen Ausbrüchen durch vulkanische Bomben erzeugt werden können, also kein zwingender Beweis für die Meteoritenhypothese sind. v. B. 83102. H. Haffner, A l t e s u n d N e u e s ü b e r o b e r f l ä c h e . Phys. Blätter 21 454—460.

die

Struktur

der

Mond-

83103. T. Hagfors, J. Moriello, T h e e f f e c t of r o u g h n e s s o n t h e p o l a r i z a t i o n of t h e r m a l e m i s s i o n f r o m a s u r f a c e . J . Res. NBS (D) 69 1614 —1615. R. O. 83104. T. Hagfors, R. A. Brockelman, H. H. Danforth, L. B. Hanson, G. M. Hyde, T e n u o u s s u r f a c e l a y e r on t h e M o o n : E v i d e n c e d e r i v e d f r o m r a d a r o b s e r v a t i o n s . Science 150 1153—1156. — Bei Radarmessungen am Mond hat sich ein systematischer Unterschied zwischen den Reflexionskoeffizienten von Wellen herausgestellt, die in und senkrecht zur örtlichen Einfallsebene polarisiert sind. Dieses Verhalten steht mit einem Modell in Einklang, das aus einer feinen Oberschicht von wenigstens 10 cm Dicke besteht, unter der sich eine dichtere Unterschicht befindet. Verf. (ü.) 83105. J. D. Halajian, T h e c a s e f o r a c o h e s i v e l u n a r s u r f a c e m o d e l . Vgl. Ref. 1316 S. 671—710. — Das quasihomogene Modell vermeidet die Schwierigkeiten des extremen Staub- und Felsmodells. v. B. 83106. B. Hallert, P r i n c i p e r o c h n o g g r a n n h e t s f ö r h ä l l a n d e n l ä g g n i n g a v M ä n e n s y t a . PAT 46 1—10. 83107. I. Halliday, R e c e n t —176.

vid

kart-

s t u d i e s of t h e M o o n . J RAS Canada 59 174

83108. H. B. Hailock, J. Grusauskas, D. Lambert), L a b o r a t o r y a n a l y s i s of t h e o p t i c a l s i g n a t u r e of m o d e l s of t h e l u n a r s u r f a c e . JOSA 55 598. — Ref. OSA. 83109. K. A. Hämeen-Anttila, P. Laakso, K. Lumme, T h e s h a d o w e f f e c t in t h e p h a s e c u r v e s of l u n a r t y p e s u r f a c e s . Ann. Acad. Sei. Fennicae (A.VI) 172, 16 S. = Aarne Karjalainen Obs. Univ. Oulu Publ. Nr. 7. — Ref. in Phys. Abstr. 68 2514. 83110. R. Hanke, M o n d - N a h a u f n a h m e n Nachr. 14 55—57.

durch

Ranger

VIII.

83111. B. W. Hapke, L a b o r a t o r y p h o t o m e t r i c s t u d i e s r e l e v a n t l u n a r s u r f a c e . A J 7« 322. — Ref. AAS.

VdS to

the

83112. W. K. Hartmann, S e c u l a r c h a n g e s in m e t e o r i t i c f l u x t h r o u g h t h e h i s t o r y of t h e s o l a r s y s t e m . Icarus 4 207—213. — Die jungen (Postmare)-Krater und die alten (Prämare)-Krater zeigen die gleiche FrequenzDurchmesserbeziehung, wie Verf. früher (vgl. A J B 64 Ref. 8377) gezeigt hat. Dies gilt auch nach Berücksichtigung der auf den Ranger 7-Photos ausgezählten Kleinstkratern. Unter Annahme der Gültigkeit der Impakttheorie für die Entstehung der meisten Krater leitet Verf. eine theoretische Frequenz-Durchmesser beziehung aus der Massenverteilung meteoritischer und planetoidischer Materie (E. J . öpik) im Erde-Mond-System ab. Sie stimmt mit der beobachteten Beziehung überein. Jedoch überwiegen die Prämare-Krater die Postmare-Krater im Verhältnis 10:1, woraus Verf. den Schluß zieht, daß eine steile Abnahme der I m p a k t r a t e während des ersten Fünftels der 4.7 X 109 Jahre dauernden Mondentwicklung stattgefunden hat. Gü-Li

65, 1965

83. Mond

425

* * W. K. Hartmann, T e r r e s t r i a l a n d l u n a r f l u x of l a r g e i n t h e l a s t t w o b i l l i o n y e a r s . Vgl. Ref. 9439. 83113. R. C. Haymes, R. D. Juday, D e t e c t a b i l i t y Planet. Space Sei. 13 1249—1254.

of l u n a r

meteorites

Röntgen-rays.

83114. H. S. Havre, L u n a r s p e c u l a r a r e a s a n d p e r m i t t i v i t y I E E E Trans. Antennas Propagation AP-13 643.

estimation. R. 0 .

83115. H. S. Hayre, A c o u s t i c s i m u l a t i o n of l u n a r e c h o e s . J G R 70 3831—3839. — D a der Schalldruck u n d die K o m p o n e n t e n der Partikelgeschwindigkeit durch analoge Gleichungen v e r k n ü p f t sind, wie sie für das elektromagnetische Feld gelten, schlägt Verf. f ü r Reflexion u n d Streuung elektromagnetischer Wellen a n r a u h e n Oberflächen eine Übertragung auf akustische Verhältnisse vor. D a m i t lassen sich die Eigenschaften der Mondoberfläche in einfacher Weise simulieren. Verf. beschreibt ein Experiment, das es gestattet, Radarechos nachzubilden, u n d vergleicht die gewonnenen Ergebnisse mit den Beobachtungen von Pettengill u n d Henry. Henn 83116. A. W. Heath, C. B. Tracey, m a t i o n s . J B A A 76 31—35.

Spiral

structure

of

some

lunar

for-

83117. A. K. Herring, P r e l i m i n a r y d r a w i n g s of l u n a r l i m b areas, I V , V. Commun. Lunar Planet. Lab. 3 13—16, mit 12 K a r t e n . — Betrifft entzerrte Photographien und Zeichnungen der Randbereiche des Nordwestens u n d des Südostens. v. B. 83118. A . K . Herring, O b s e r v i n g

the

Moon-Piton.

Sky Tel. 30 251.

83119. J.Herrmann, P l a s t i s c h e M o n d l a n d s c h a f t e n . VdS Nachr. 14 23—25. 83120. H. Heugeier, B e i s p i e l e i n e r a m a t e u r a s t r o n o m i s c h e n Analyse d e r e r s t e n R a n g e r - M o n d a u f n a h m e n . VdS Nachr. 14 66—67. 83121. L . R . H i l l , A. S. Cakmak, T h e e f f e c t of v a c u u m o n t h e s h e a r s t r e n g t h of a n i d e a l i z e d g r a n u l a r m e d i u m . Astronaut. Acta (NS) 11 261—267. 83122. J . Hopmann, D i e G e n a u i g k e i t d e r h e u t i g e n A n g a b e n f ü r a b s o l u t e H ö h e n a u f d e m M o n d e . Anzeiger Österreich. Akad. Wiss. Math.naturwiss. Kl. 101 367—374 = Mitt. Univ.-Stemw. Wien 12 N r . 11. — Die zur Zeit vorhandenen Verzeichnisse absoluter Höhen auf dem Mond wurden untereinander statistisch verglichen. Danach ist die wahre Genauigkeit der Einzelwerte ± 1.29 km, also praktisch identisch mit der Streuung der errechneten Höhen. Es ist vorläufig noch nicht möglich, eine brauchbare Schichtenkarte der absoluten Höhen zu geben, wohl aber lassen sich gute relative H ö h e n für einzelne Formationen angeben. Die Figur des Mondes weicht n u r sehr wenig von der einer Kugel ab. Es werden Vorschläge für die Höhenmessung in der Z u k u n f t gemacht. Verf. 83123. H. T. Howard, V. R. Eshleman, G. H. Barry, R. B. Fenwick, Radar m e a s u r e m e n t s of t h e t o t a l c i s l u n a r e l e c t r o n c o n t e n t . J G R 70 4357—4363. — Verf. haben E n d e Dezember 1964 zu verschiedenen Tageszeiten Radaruntersuchungen a m Mond ausgeführt, um die Gesamtelektronendichte zwischen E r d e u n d Mond zu messen. Sie finden entsprechend der relativen Stellung Sonne-Mond zwei deutlich unterschiedene Bereiche. Die mittlere cislunare Elektronendichte ist außerhalb der Ionosphäre im sonnenabgewandten Gebiet um einige 100 Elektronen/cm 3 höher als in den Richtungen zur Sonne. Henn

426

I X . Planeten. Monde

83124. M. S. Hunt, P r o g r e s s

in s e l e n o d e s y .

65, 1965

Vgl. Ref. 1316 S. 1220—1235.

83125. F. Israel, C. Titulaer, T. E. de Vries, D e m a a n f o t o ' s van de R a n g e r s 8 en 9. HeD 63 235—253. 83126. L. D.Jaffe, D e p t h

of the lunar

83127. L. D. Jatie, S t r e n g t h

of the

dust.

lunar

JGR

dust.

70 6129—6138.

JGR

70 6139—6146.

83128. A. A. Jakowkin, I. M. Demenko, L. N. Mis, F o r m u l a s a n d m e t h o d s o f p r a c t i c a l a s t r o m e t r y on t h e Moon. Vgl. Ref. 1303 S. 119—121 (russ. mit engl. Ref.). 83129. H.D.Jamiesoii, W . L . R a e , p r o j e c t . J B A A 75 310—314.

The

joint

A. L. P. O . — B . A. A.

83130. C. Luplau Janssen, Om m a a n e f o t o g r a f i e r n e . 29—33. 83131. P.Jensen,

Mänens

overflade.

dome

Urania Kabenhavn 22

NAT 1965 S. 18—29, 48—63.

83132. R. W. Johnson, E n v i r o n m e n t a l test criteria p l a n e t a r y soils. Astronaut. Acta (NS) 11 252—260.

for

lunar

and

83133. R. 0 . Kapp, I s t h e l u n a r s u r f a c e « i n f r a s o l i d » ? Spaceflight 7 35. 83134. M. W. Keldysch, E i n e w i c h t i g e E t a p p e in d e r E r f o r s c h u n g des Mondes. Bote Akad. Wiss. UdSSR 1965 Nr. 9 S. 22—23 (russ.). — Betrifft die mit Zond 3 erhaltenen Aufnahmen der Rückseite des Mondes. 83135. C. E. KenKnight, L u n a r s u r f a c e p a r t i c l e size f r o m t h e z a t i o n o f l u n a r l i g h t . A J 70 681. — Ref. AAS.

polari-

83136. W. K. Klemperer, A n g u l a r s c a t t e r i n g law f o r t h e M o o n a t 6 - m e t e r w a v e l e n g t h . J G R 70 3798—3800. — Mit einem Radargerät (Durchgangsinstrument) bei Jicamarca (nahe Lima, Peru) wurde bei 49.92 MHz (A = 6m) die Streuintensität der Mondoberfläche bis fast zum Rand (0 = 86°) gemessen und durch eine von P. Beckmann (vgl. Ref. 8321) abgeleitete theoretische Streufunktion dargestellt, woraus sich für die Strukturparameter der Mondoberfläche R = 165 und K = 0.03 ergaben. Gü-Li 83137. B. L. Klock, D.K.Scott, An i n v e s t i g a t i o n o f t h e c o e f f i c i e n t t o p e r i o d i c t e r m 1 8 2 o f B r o w n ' s l u n a r t h e o r y . A J 70 335—336 = U . S . Naval Obs. Repr. Nr. 59. — Mondbeobachtungen 1954—1964 am 6'-Meridiankreis sind zur Bestimmung des Koeffizienten des periodischen Terms 182 in Browns Mondtheorie analysiert worden. Als Korrektion des Koeffizienten wurde K = 0 ? 0 8 4 (w. F. ±0f025) gefunden. Verf. (ü.) 83138. E. K. Koehan, A c a t a l o g u e o f t h e p o l a r i z a t i o n a n d p o s i t i o n angle of the p o l a r i z a t i o n plane of light reflected by s e p a r a t e a r e a s o f t h e l u n a r s u r f a c e . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 2 (178) S. 182—201 (russ. mit engl. Ref.). — In 35 ausgewählten Feldern von 1?5 (Pulkowo) bzw. 6."9 bis 11" (Abastumani) Durchmesser wurden Polarisationsgrad und -richtung lichtelektrisch in verschiedenen Farbenbereichen gemessen und in Tabellenform mitgeteilt. Ba. 83139. Z. Kopal, J . Klepesta, T. W. Rackham, P h o t o g r a p h i c A t l a s o f t h e Moon. New York, Academic Press Inc., 1965. 277 S. Preis $ 16.00 bzw. 128 s. — B . in Nature 211 14—15. Science 152 954—955. Spaceflight 8 299—300, Strolling Astr. 19 130—132.

65, 1965

83. Mond

427

83140. Z. Kopal, E f f e c t s of t h e r m a l e x p a n s i o n o n t h e m o m e n t s of i n e r t i a of t h e M o o n . Icarus 4 166—172 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) N r . 124. — Es wird die Wärmeleitung im Inneren einer rotierenden Kugel bei parallel auftreffenden Strahlen u n d die sodann d u r c h die thermische Ausdehnung entstehende Deformation untersucht. Auf die speziellen Verhältnisse beim Mond angewandt, läßt sich der Unterschied der Trägheitsmomente u m die polare u n d eine äquatoriale Achse infolge der säkularen W i r k u n g der Sonnenstrahlung abschätzen. Diese theoretisch abgeleitete Differenz b e t r ä g t jedoch n u r einen Bruchteil des beobachteten Wertes. T. L. 83141. Z. Kopal, P o s s i b l e e f f e c t s of c o n v e c t i o n o n l u n a r m o m e n t s o f i n e r t i a . Icarus 4 173—176 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) N r . 125. — Wenn m a n versucht, die von Chandrasekhar entwickelte Theorie der thermischen Konvektion im I n n e r n einer homogenen inkompressiblen Flüssigkeit hoher Viskosität zur Erklärung des beobachteten Unterschiedes in den Trägheitsmomenten des Mondes heranzuziehen, gelangt m a n zu W e r t e n der physikalischen P a r a m e t e r , die unplausibel sind. T. L. 83142. Z. Kopal, N r . 5 S. 28—37.

The

luminescence

83143. Z. Kopal, T o p o g r a p h y

of

of

the

the

Moon.

Moon.

Sei. American 212

Space Sei. Rev. 4 737—855.

83144. Z. Kopal, O b s e r v a t i o n a l m a n i f e s t a t i o n s of t h e interaction of t h e l u n a r s u r f a c e w i t h i n t e r p l a n e t a r y s p a c e . Vgl. Ref. 1302 S. 317 —323. 83145. W. W. Koslow, E. D. Sulidi-Kondratjew, G i b t es B o d e n s c h ä t z e ? Priroda 54 Nr. 9 S. 97—103 (russ.). 83146. J . Kovalevsky, L a B S ^ P 79 421—424.

face opposee

de

la

Lüne,

auf vue

dem par

Mond Z o n d 3.

83147. K. Krejci-Graf, I n t e r p r e t a t i o n of l u n a r s u r f a c e f e a t u r e s . Vgl. Ref. 1316 S. 751—755. — Verf. m a c h t einige prinzipielle Bemerkungen zu vielfach übersehenen Schwierigkeiten bei Deutungsversuchen. v. B. 83148. W. D. Krotikow, 0 . B. Schtschuko, A l l o w a n c e f o r t h e averaging a c t i o n of t h e a n t e n n a d i r e c t i v i t y d i a g r a m i n m e a s u r e m e n t s of l u n a r r a d i o e m i s s i o n . A J U d S S R 42 145—147 (russ. mit engl. Ref.). — Die effektive T e m p e r a t u r des Mondes wird bei verschiedenen Wellenlängen unter Berücksichtigung der gemittelten Einwirkung des Antennenrichtdiagramms berechnet. W e n n die Breite des Richtdiagramms 40' übersteigt, ist die Radiostrahlung des Mondes praktisch integral. Die erhaltenen Ergebnisse erlauben, den charakteristischen P a r a m e t e r 40 keV noch Protonen > 1 MeV entdecken. Daraus ergab sich f ü r das Verhältnis der magnetischen Momente zwischen Mars u n d E r d e 0.001 in guter Übereinstimmung mit den Ergebnissen der anderen, in Mariner 4 eingebauten Partikelzähler (vgl. Ref. 8404). Als mögliche Konsequenzen aus dem Fehlen eines Magnetfeldes werden das Fehlen eines Nickel-Eisen-Kerns in Mars u n d das «Ausblasen» seiner Atmosphäre durch den Sonnenwind in einen atmosphärischen Schweif genannt. Gü-Li 84105. B. T. O'Leary, A r e v i s e d u p p e r l i m i t of N 0 2 i n t h e M a r t i a n a t m o s p h e r e . P u b l A S P 77 168—177 = Berkeley Repr. N r . 303. — Aus der im Laboratorium gemessenen Linienbreite von N 0 2 4480 A bei verschiedenen Drucken wird als obere Häufigkeitsgrenze des in der Marsatmosphäre nicht nachweisbaren N 0 2 0.1 m m a t m angegeben. Die v o n anderen Autoren v e r m u t e t e Bildung der Polkappen aus N 2 0 4 ist d a m i t unwahrscheinlich. Ba. 84106. E . J . Öplk, M a r i n e r I V a n d c r a t e r s o n M a r s . Irish A J 7 92—104 = Armagh Obs. Leaflet Nr. 67. 84107. A.Palm, B. Basil, T h e b l u e h a z e of M a r s . Icarus 4 111—118. — Die wechselnde Durchsichtigkeit der Marsatmosphäre wird auf den verschieden starken Einfall meteoritischen Staubes zurückgeführt. Nähere Untersuchungen zeigen, d a ß in den S c h n i t t p u n k t e n der b e k a n n t e n Meteorströme mit der Marsb a h n wesentlich stärkere Verschleierungen der Marslandschaften zu bemerken sind. Bey. 84108. C. Prabhakara, J. S. Hogan jr., O z o n e a n d c a r b o n d i o x i d e h e a t i n g i n t h e M a r t i a n a t m o s p h e r e . J . Atmosph. Sei. 22 97—109. — Ref. in P h y s . Abstr. 68 3075. 84109. J . P. Pskowskij, M o n d l a n d s c h a f t e n N r . 11 S. 117—118 (runs.).

auf

84110. S. I. Rasool, 1304 S. 4 3 5 ^ 5 4 .

Mars

The

atmospheres

of

dem

Mars.

and

Priroda 54

Venus.

Vgl. Ref.

84111. D. G. Bea, B. T. O'Leary, V i s i b l e p o l a r i z a t i o n d a t a of Mars. N a t u r e 206 1138—1140. — W i r d bei dem jetzt als sehr niedrig anzusetzenden Atmosphärendruck die Streuung hauptsächlich einem Aerosol zugeschrieben, so wird dieses u n t e r anderem auch zur Polarisation beitragen. D a m i t k a n n die Identifizierung von Limonit als wahrscheinlichem Oberflächenmaterial e n t k r ä f t e t u n d wohl auch die jahreszeitliche Polarisationsschwankung als atmosphärisch e r k l ä r t werden. Entsprechende Berechnungen von Polarisationskurven liegen vor. hz 84112. D. G. Rea, B. T. O'Leary, W. M. Sinton, M a r s : T h e o r i g i n of t h e 3 . 5 8 - a n d 3 . 6 9 - m i c r o n m i n i m a i n t h e i n f r a r e d s p e c t r a . Science 147 1286—1288. 84113. R. S. Richardson, C. Bonestell, M a r s . London, Allen & U n w i n ; H a r c o u r t , Brace a n d World, 1965. 168 S. Preis 45 s. bzw. $ 8.50. — B. in Sky Tel. 32 157, Spaceflight 8 260. 84114. J . Sadil, O n M a r t i a n — 2 1 2 (tschech.). 84115. J . Sadil, M a r s .

photographs

by

Mariner

IV.

R H 46 209

Vesmir 44 294—300 (tschech.).

84116. C. Sagan, J. P. Phaneut, M. Ihnat, T o t a l r e f l e c t i o n s p e c t r o p h o t o metry and thermogravimetric analysis of s i m u l a t e d Martian s u r f a c e m a t e r i a l s . Icarus 4 43—61 = H a r v R e p r N r . 680. — Mit einem

65, 1965

84. Mars

453

Spektralphotometer vom T y p D K - 2 nach Beckman wurden 8 Mineralien (Limonit, H e m a t i t , Goethit u n d verwandte Typen) in pulverisiertem Zustand u n d als Restbestände einer thermogravimetrischen Analyse auf ihre Reflexionseigenschaften im UV, I R u n d visuellen Licht hin untersucht, u m die chemische Zusammensetzung der hellen Gebiete auf Mars zu bestimmen. Pulverisiertes Limonit ( F e 2 0 3 + H 2 0 ) stellt die gemessene Marsalbedo am besten dar. E s werden daraus einige Schlüsse auf die Existenzmöglichkeiten von Organismen in früheren E n t wicklungsstadien der Marsoberfläche gezogen. Gü-Li 84117. C. Sagan, J. B. Pollack, R a d i o e v i d e n c e o n t h e s t r u c t u r e and c o m p o s i t i o n of t h e M a r t i a n s u r f a c e . J . Res. N B S (D) 69 1629. R . O. 84118. C. Sagan, P. L. Hanst, A. T. Young, N i t r o g e n oxides on Mars. Planet. Space Sei. 13 73—88 = H a r v R e p r Nr. 674, mit einer Bemerkung von F . J . H e y d e n in Planet. Space Sei. 13 1003. 84119. C. Sagan, P. L. Hanst, A. T. Young, N 0 2 . P l a n e t . Space Sei. 13 1003—1004. 84120. G. I. Salowa, W a s S. 60—61 (russ.).

besagen

die

Further

remarks

on

Martian

« S i n t o n - B a n d e n » ? E u W 1 Nr. 5

84121. W. W. Scharonow, E i n i g e B e m e r k u n g e n z u d e n Hypothesen ü b e r d i e a b s o r b i e r e n d e A t m o s p h ä r e a u f d e m M a r s . Vgl. Ref. 1320 S. 61—71. — Nach kritischen Bemerkungen zu den Hypothesen von K a r r e r u n d Kiess, Kosyrew sowie ö p i k , deren Mängel im Einzelnen herausgearbeitet werden, schließt Verf., daß eine absorbierende Atmosphäre auf dem Mars k a u m wahrscheinlich ist. Loh. 84122. W . W . Scharonow, M o d e l l d e r M a r s a t m o s p h ä r e u n d - O b e r f l ä c h e vom Gesichtspunkt der H y p o t h e s e einer rein streuenden Atmos p h ä r e . Vgl. Ref. 1320 S. 72—78. — Aus den vielen möglichen Modellen d ü r f t e n nach Meinung des Verf. in erster Linie diejenigen in Frage k o m m e n , in denen erdähnliche Bedingungen herrschen. D a r a u s folgt weiter, daß a m wahrscheinlichsten ein (das) Modell ist, in dem die Marsatmosphäre im visuellen Spektralbereich n u r streut u n d die Oberfläche mit Limonitstaub bedeckt ist. Loh. 84123. J. S. Shirk, W. A. Haseltine, G. C. Pimentel, S i n t o n b a n d s : E v i d e n c e f o r d e u t e r a t e d w a t e r o n M a r s . Science 147 48—49. — Die von W . M. Sinton (vgl. A J B 59 Ref. 8452) im I n f r a r o t s p e k t r u m der dunklen Marsgebiete gefundenen Banden bei den Wellenlängen 3.69 /z, 3.58 ¡x u n d 3.45 n, die von ihm organischen Molekülen (Acetaldehyd) zugeschrieben wurden, sind nach der hier begründeten Ansicht der Verf. d e m schweren Wasser D 2 0 u n d d e m H D O Molekül zugehörig. Gü-Li * * A. I. Shukowa, 1.1. Kondratjew, E i n e t e c h n i s c h e E i n r i c h t u n g zur N a c h a h m u n g der Bedingungen auf dem Mars für mikrobiologische U n t e r s u c h u n g e n . Vgl. Ref. 2170. 84124. E. C. Slipher, V e r g l e i c h z w i s c h e n M a r s z e i c h n u n g e n g r a p h i s c h e n A u f n a h m e n . S u W 4 53.

und

photo-

84125. E . J . S m i t h , L.Davis jr., P. J . Coleman jr., D . E . J o n e s , M a g n e t i c f i e l d m e a s u r e m e n t s n e a r M a r s . Science 149 1241—1242. — W ä h r e n d der Phase der größten Annäherung von Mariner 4 a n Mars 1965 Juli 14—15 wurden Magnetometermessungen in drei Richtungen durchgeführt. Die Empfindlichkeit des I n s t r u m e n t s b e t r u g 0.35 G a m m a in jeder Richtung. Der Vergleich m i t den vor der Annäherung durchgeführten Messungen ergab keinerlei Anzeichen eines örtlichen Magnetfeldes, das heißt, ein etwa vorhandenes Dipolmoment ist höchstens 3 x 10~4 des irdischen. Gü-Li

454

I X . Planeten. Monde

65, 1965

84126. R. Smoluchowski, I s t h e r e v é g é t a t i o n o n M a r s ? Science 148 946—947. — Verf. versucht, die immer wieder vorgebrachte Meinung, die jahreszeitlichen Farbänderungen der Dunkelgebiete auf Mars seien durch Vegetation hervorgerufen, durch den Nachweis nicht organischer Prozesse zu entkräften. Er zeigt, daß Rhyolit (Si0 2 , NaAlSi 3 0 8 ), eine auf dem Mars vorkommende Mineralmischung, durch den Einfluß ionisierender Sonnenstrahlung nachdunkelt. Die durch die Marsatmosphäre gelangende Flußdichte solcher Strahlung ist groß genug, insbesondere beim Auftreten von Flares. Gü-Li 84127. P. Stolzen, M a r s b e o b a c h t u n g e n VdS Nachr. 14 87.

während

der Opposition

84128. N. N. Sytinskaja, E i n i g e Ü b e r l e g u n g e n z u r d e r M a r s a t m o s p h ä r e . Vgl. Ref. 1320 S. 79—81. 84129. C. Titulaer, T. E. de Vries, D e r e s u l t a t e n M a r i n e r I V n a a r M a r s . H e D 63 299—315. 84130. J. Vagera, S o m e r e s u l t s R H 46 230—233 (tschech.).

from

Aerosolkomponente

v a n de v l u c h t

measurements

84131. G. de Vaucouleurs, C h a r t i n g t h e M a r t i a n 196—201 = Publ. Univ. Texas Dep. Astr. (2) 1 Nr. 3. * * N. Vichney, M a r i n e r I V , p r e m i e r l a n c e m e n t a u d e l à d e l ' o r b i t e t e r r e s t r e . Vgl. Ref. 18204.

1965.

of

surface.

van

Mariner

de IV.

Sky Tel. 30

entièrement

réussi

84132. R. A. Wells, E v i d e n c e t h a t t h e d a r k a r e a s o n M a r s a r e e l e v a t e d m o u n t a i n r a n g e s . Nature 207 735—736. — Stationäre Wolken am Rande von Dunkelgebieten werden als leeseitige Bewölkung an Höhenzügen angesehen. hz 84133. R. A. Wells, A r e - e v a l u a t i o n of W. H . W r i g h t ' s p l a t e s of t h e 1 9 2 4 a n d 1 9 2 6 o p p o s i t i o n s of M a r s . Planet. Space Sei. 13 261—263.— Marsaufnahmen von W. H. Wright (1924 und 1926) am Lick-Refraktor auf Infrarot- und Ultraviolettplatten ergaben einen um 3—6% größeren UV-Durchmesser des Planeten, während A. Dollfus 1962 keinen meßbaren Unterschied fand. Eine Nachmessung der Platten von Wright sowohl mit einem Mikrometer als auch mit einem Mikrophotometer ergab wiederum 3 % Überschuß f ü r den UVDurchmesser von Mars aus den Mikrometermessungen, während der Durchmesserunterschied aus den Mikrophotometermessungen noch größer ist. E s wird f ü r wahrscheinlich gehalten, daß die Marsatmosphäre diesen Unterschied verursacht und daß dieser zeitlich veränderlich ist. Gü-Li 84134. J . E. Westfall, M a r i n e r 52—55.

IV

Mars

photographs.

Strolling Astr. 19

84135. C. G. Wilber, B i o l o g i s t ' s v i e w of M a r s . Science 149 135. 84136. W. P. Winogradowa, W. W. Radsijewskij, T h e a c c é l é r a t i o n of t h e s a t e l l i t e s of M a r s a n d t h e s t a b i l i z a t i o n of o r b i t s of a r t i f i c i a l e a r t h s a t e l l i t e s . A J UdSSR 42 424—432 (russ. mit engl. Ref.). — E s wird gezeigt, daß die säkulare Änderung der Periode von Deimos und Phobos im Fall einer nichtsphärischen Form dieser Satelliten durch den Lichtdruck erklärt werden kann. Nichtsphärische künstliche Erdsatelliten werden durch die Einwirkung des Lichts in Abhängigkeit von Form und Orientierung entweder gebremst oder beschleunigt. Die Verwendung der Beschleunigung als Ausgleich f ü r die atmosphärische Bremsung ermöglicht die Stabilisierung einer Satellitenbahn in einer Höhe, in der die Luftdichte Q = 2 x 10~17 g/cm 3 ist. Verf. (ü.)

65, 1965

85. Kleine Planeten

455

84137. J. Witting, F. Narin, C. A. Stone, M a r s : A g e of i t s c r a t e r s . Science 149 1496—1498. — Wenn die Krater auf dem Mars durch asteroidische Kleinkörper gebildet worden sind, deren räumliche Verteilungen unabhängig von ihrer Größe sind, und wenn sowohl räumliche Verteilungen als auch Gesamtzahlen von der Zeit unabhängig sind, dann kann das durchschnittliche Alter der Krater kleiner als 300 X 10® Jahre sein. Verf. (ü.) 84138. R. L. Younkiu, S p e c t r a l e n e r g y d i s t r i b u t i o n s a n d r e f l e c t i v i t i e s of M a r t i a n m a r i a a n d c o n t i n e n t s in t h e v i s i b l e a n d n e a r i n f r a r e d . A J 70 698. — Ref. AAS. 84139. R. L. Younkin, S p e c t r o p h o t o m e t r y of M a r s . Publ ASP 77 143. — Ref. ASP. 84140. E l e m e n t e u n d D i m e n s i o n e n d e s M a r s . Blick in das Weltall 1965 S. 22. 84141. D i e M a r s o b e r f l ä c h e a u s d e r N ä h e . EuW 1 Nr. 4 S. III—IV (russ.). — Veröffentlichung von zwei Marsaufnahmen mit Mariner 4. 84142. M a r i n e r

4 — M a r s e n c o u n t e r . JBAA 76 4 2 - ^ 8 .

84143. L e s c r a t e r e s de M a r s n e s o n t p a s si a n c i e n s . La Nature 93 479. 84144. P r o p o s e d b i o l o g i c a l 1973. Nature 206 974—980.

e x p l o r a t i o n of M a r s b e t w e e n

1969

and

84145. D i e O b e r f l ä c h e d e s P l a n e t e n M a r s n a c h d e n a m e r i k a n i s c h e n A u f n a h m e n v o m 14. J u l i 1965. Naturwissenschaften 52 569—571. 84146. M a r i n e r - I V . P h o t o g r a p h i e hausen 10 197—203.

der

Marsoberfläche.

Orion Schaff-

84147. M a r s p h o t o s . Phys. Today 18 Nr. 9 S. 96—97. 84148. T h e m o o n l i k e p l a n e t . Sei. American 218 Nr. 3 S. 76—78, 80, Nr. S S. 49—50. 84149. M a r s o b s e r v a t i o n s w a n t e d . Sky Tel. 29 150—151. 84150. M a r i n e r 4 p h o t o g r a p h s of Mars. Sky Tel. 30 155—161. 84151. U l t r a v i o l e t

spectrum

of M a r s . Sky Tel. 30 201.

84152. T h e s u r f a c e of M a r s . Spaceflight 7 184—187. 84153. « M o n d l a n d s c h a f t e n » a u f d e m M a r s . VdS Nachr. 14 125. — Aufnahme eines Mariner 4-Photos von Mars am Fernsehgerät durch R. Hanke. * * D a s G e s i c h t v o n M o n d u n d M a r s . Vgl. Ref. 88271.

§ 85 Kleine Planeten 8501. E. Anders, F r a g m e n t a t i o n h i s t o r y of a s t e r o i d s . Icarus 4 399—408. 8502. G. Bakos, O b s e r v a t i o n s of a s t e r o i d s a n d P l u t o m a d e w i t h a n i m a g e o r t h i c o n t u b e . A J 70 171—175 = Contr. Dearborn Obs. Nr. 33. —

65, 1965

85. Kleine Planeten

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84137. J. Witting, F. Narin, C. A. Stone, M a r s : A g e of i t s c r a t e r s . Science 149 1496—1498. — Wenn die Krater auf dem Mars durch asteroidische Kleinkörper gebildet worden sind, deren räumliche Verteilungen unabhängig von ihrer Größe sind, und wenn sowohl räumliche Verteilungen als auch Gesamtzahlen von der Zeit unabhängig sind, dann kann das durchschnittliche Alter der Krater kleiner als 300 X 10® Jahre sein. Verf. (ü.) 84138. R. L. Younkiu, S p e c t r a l e n e r g y d i s t r i b u t i o n s a n d r e f l e c t i v i t i e s of M a r t i a n m a r i a a n d c o n t i n e n t s in t h e v i s i b l e a n d n e a r i n f r a r e d . A J 70 698. — Ref. AAS. 84139. R. L. Younkin, S p e c t r o p h o t o m e t r y of M a r s . Publ ASP 77 143. — Ref. ASP. 84140. E l e m e n t e u n d D i m e n s i o n e n d e s M a r s . Blick in das Weltall 1965 S. 22. 84141. D i e M a r s o b e r f l ä c h e a u s d e r N ä h e . EuW 1 Nr. 4 S. III—IV (russ.). — Veröffentlichung von zwei Marsaufnahmen mit Mariner 4. 84142. M a r i n e r

4 — M a r s e n c o u n t e r . JBAA 76 4 2 - ^ 8 .

84143. L e s c r a t e r e s de M a r s n e s o n t p a s si a n c i e n s . La Nature 93 479. 84144. P r o p o s e d b i o l o g i c a l 1973. Nature 206 974—980.

e x p l o r a t i o n of M a r s b e t w e e n

1969

and

84145. D i e O b e r f l ä c h e d e s P l a n e t e n M a r s n a c h d e n a m e r i k a n i s c h e n A u f n a h m e n v o m 14. J u l i 1965. Naturwissenschaften 52 569—571. 84146. M a r i n e r - I V . P h o t o g r a p h i e hausen 10 197—203.

der

Marsoberfläche.

Orion Schaff-

84147. M a r s p h o t o s . Phys. Today 18 Nr. 9 S. 96—97. 84148. T h e m o o n l i k e p l a n e t . Sei. American 218 Nr. 3 S. 76—78, 80, Nr. S S. 49—50. 84149. M a r s o b s e r v a t i o n s w a n t e d . Sky Tel. 29 150—151. 84150. M a r i n e r 4 p h o t o g r a p h s of Mars. Sky Tel. 30 155—161. 84151. U l t r a v i o l e t

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84152. T h e s u r f a c e of M a r s . Spaceflight 7 184—187. 84153. « M o n d l a n d s c h a f t e n » a u f d e m M a r s . VdS Nachr. 14 125. — Aufnahme eines Mariner 4-Photos von Mars am Fernsehgerät durch R. Hanke. * * D a s G e s i c h t v o n M o n d u n d M a r s . Vgl. Ref. 88271.

§ 85 Kleine Planeten 8501. E. Anders, F r a g m e n t a t i o n h i s t o r y of a s t e r o i d s . Icarus 4 399—408. 8502. G. Bakos, O b s e r v a t i o n s of a s t e r o i d s a n d P l u t o m a d e w i t h a n i m a g e o r t h i c o n t u b e . A J 70 171—175 = Contr. Dearborn Obs. Nr. 33. —

456

I X . Planeten. Monde

«5, 1965

Die Genauigkeit der am Dearborn Obs. gemachten astrometrischen Beobachtungen von Planeten beträgt einige Bogensekunden. Hingegen ist das Verfahren der photographischen Beobachtung bezüglich der Reichweite f ü r schwache Sterne überlegen. FS 8503. P.Brosche, R a d a r - C h a n c e n b e i K l e i n e n P l a n e t e n . S u W 4 87—88. 8504. F. B. Chanina, B a h n v e r b e s s e r u n g v o n 147 K l e i n e n Planeten. B I A 10 44—75 (russ. mit engl. Ref.). — Betrifft 6, 7, 9, 17, 18, 21, 24, 28, 38, 39, 40, 49, 54, 76, 79, 86, 90, 99, 105, 112, 116, 118, 120, 145, 147, 163, 208, 209, 212, 213, 217, 235, 236, 239, 242, 248, 255, 273, 286, 289, 295, 304, 311, 313, 316, 321, 329, 335, 346, 347, 371, 372, 378, 384, 386, 406, 413, 437, 444, 447, 450, 474, 476, 483, 495, 534, 564, 569, 583, 584, 644, 657, 660, 666, 670, 680, 684, 687, 696, 704, 708, 714, 717, 727, 733, 735, 743, 755, 757, 776, 779, 785, 799, 839, 846, 849, 856, 860, 862, 865, 866, 873, 877, 882, 888, 908, 912, 934, 949, 953, 957, 967, 980, 990, 997, 1004, 1032, 1039, 1154, 1189, 1197, 1214, 1237, 1248, 1257, 1264, 1278, 1287, 1294, 1295, 1296, 1298, 1327, 1366, 1375, 1407, 1408, 1428, 1467, 1491, 1493, 1509, 1531, 1561, 1589, 1604, 1608. 8505. M. P. Francis, N o t e o n a g e n e r a l r e l a t i v i t y e f f e c t i n r a d i u s f o r M i n o r P l a n e t ( 1 5 6 6 ) I c a r u s . A J 70 449—451. — Die B a h n von I c a r u s h a t nach J . J . Gilvarry und S. Herrick eine relativistische Periheldrehung von 10" im J a h r h u n d e r t . Daraus folgt nach Berechnungen des Verf., daß der Radiusvektor zur Zeit der nächsten größten Annäherung des Planetoiden (Juni 1968) u m 50 k m kürzer ist als der nach der Newtonschen Theorie berechnete. D a u m diese Zeit der Radiusvektor nahe senkrecht zur Blickrichtung irdischer Beobachter liegt (7 x 106 k m Entfernung), sollte sich der relativistische Effekt in einer Positionsabweichung von 1?4 zu erkennen geben u n d nachweisbar sein. Gü-Li 8506. M. P. Francis, A g e n e r a l r e l a t i v i t y e f f e c t i n r a d i u s P l a n e t ( 1 5 6 6 ) I c a r u s . A J 70 675—676. — Ref. AAS.

for

Minor

8507. C. J . van Houten, E n k e l e p r o b l e m e n , s a m e n h a n g e n d m e t d e f o t o m e t r i e v a n K l e i n e P l a n e t e n . H e D 63 162—168. 8508. A. K. Korol, E. M. Nenachowa, R. N. Kowal, D i e D e k l i n a t i o n e n d e r Kleinen Planeten Vesta und Pallas aus Beobachtungen am Vertikalk r e i s i n G o l o s s e j e w o v o n 1 9 5 4 b i s 1 9 6 2 . BIA 10 450—456 (russ. mit engl. Ref.). 8509. S. G. Makower, B a h n v e r b e s s e r u n g v o n 3 6 K l e i n e n Planeten. BIA 10 181—191 (russ. mit engl. Ref.). — Betrifft 430, 493, 591, 821, 826, 833, 848, 900, 922, 959, 997, 1012, 1018, 1155, 1203, 1267, 1309, 1310, 1360, 1381, 1383, 1384, 1393, 1430, 1438, 1458, 1470, 1481, 1483, 1490, 1511, 1517, 1532, 1533, 1558, 1590. 8510. R. S. Richardsoii, T h e d i s c o v e r y of I c a r u s . Sei. American 212 Nr. 4 S. 106—115. 8511. N. S. Samojlowa-Jachontowa, K l e i n e P l a n e t e n ( 1 9 6 3 ) . B I A 10 173— 180 (russ. mit engl. Ref.). — Ergebnisse der Beobachtungen Kleiner Planeten im J a h r e 1963 sowie ein Literaturüberblick f ü r die J a h r e 1961 bis 1963 u n d eine Bibliographie werden mitgeteilt. Verf. (ü.) 8512. N. N. Sytinskaja, A c o l o r i m e t r i c c o m p a r i s o n of a s t e r o i d s and t e r r e s t r i a l m a t e r i a l s . A J UdSSR 42 129—135 (russ. mit engl. Ref.). — Aus der L i t e r a t u r wurden die Farbenindizes B - V von 69 Kleinen Planeten zusammengestellt u n d die Differenzen D gegen den Farbenindex der Sonne gebildet. Die D-Werte liegen zwischen -0™08 u n d +0"?40, ihre Verteilung zeigt ein spitzes Maximum bei D = l-0 m 17. Mittelwert u n d Verteilungskurve werden mit den a n

65, 1965

85. Kleine Planeten

457

terrestrischem Material erhaltenen Werten verglichen; die beste Übereinstimmung findet sich bei Meteoriten, Mondformationen und Bimsstein. Gli. 8513. X.-y. Yang, Y.-y. Zhang, X.-q. Li, P h o t o m e t r i e observations of v a r i a b l e a s t e r o i d s , I I I . Acta Astr. Sinica 13 66—74 (chines, mit engl. Ref.). — Von Sept. 1963 bis Nov. 1964 wurden aus photoelektrisch bestimmten Lichtkurven von 11 Asteroiden (6, 9, 19, 23, 39, 44, 85, 192, 196, 230, 364) die Rotationsperioden erstmalig bzw. neu bestimmt. Von einem weiteren Asteroiden (704) ließ sich keine Periode ableiten. Sehr. 8614. 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 das J a h r 1966. Herausgegeben vom Institut für Theoretische Astronomie der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Redigiert von S. G. M a k o w e r . Moskau—Leningrad, Verlag «Nauka», 1965. 154 S. Preis 1 R . 45 Kop. (russ.). — Inhalt: Einleitung, S. 3—12; Elemente von 1660 Kleinen Planeten, S. 13—43; Oppositionsdaten, S. 44—51; Ephemeriden von Planeten, die 1966 in Opposition kommen, S. 52—141; Ephemeriden von hellen Kleinen Planeten, S. 142—152; Tabelle über den Stand der Beobachtungen Kleiner Planeten am 1. Januar 1965, S. 153. 8515. M i n o r P l a n e t Observatory.

Circular

2345—2485. Herausgegeben vom Cincinnati

8516. Beobachtungen und Berechnungen Kleiner Planeten Acta Astr. Sinica 13 (Suppl.) 15—16 (chines.). Photographie observations of the positions of Minor Planets at Purple Mountain Observatory (1964, 1—6). — Betriift 1, 2, 3, 6, 17, 22, 29, 32, 37, 45, 48, 51, 69, 77, 87, 119, 159, 187, 194, 198, 214, 224, 287, 306, 310, 354, 386, 423, 444, 471, 532, 554, 654, 785, 849. Acta Astr. Sinica 13 (Suppl.) 17—19 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at Tsingtao Observatory. — Betrifft 2, 3, 6, 8, 13, 16, 22, 24, 26, 29, 34, 35, 43, 45, 51, 53, 76, 91, 97, 104, 105, 111, 119, 135, 146, 150, 159, 161, 182, 185, 194, 198, 201, 207, 216, 221, 224, 225, 287, 306, 308, 337, 345, 346,354,365, 369,386,402,409,423,444,451,454,471,511, 532,554,747,849,1021. Acta Astr. Sinica 13 (Suppl.) 41—47 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at Purple Mountain Observatory (1964, 7—12). — Betrifft 4, 5, 8, 12, 14, 16, 18, 20, 27, 30, 39, 44, 47, 52, 55, 56, 64, 65, 68, 72, 73, 74, 85, 86, 89, 92, 101, 106, 108, 116, 119, 121, 125, 130, 140, 141, 145, 152, 160, 167, 171,179,189, 190,195,196, 198, 234, 248, 250,259, 269,292, 307, 341, 358, 364, 368, 377, 386, 395,409,417,419,431, 440, 481, 487,496, 499, 523, 540, 553, 565, 596, 600, 640, 658, 663, 675, 690, 701, 710, 713, 753, 779, 806, 825, 852, 883, 894, 896, 902, 985, 1001, 1032, 1039, 1061, 1079, 1128, 1171, 1200, 1230, 1256, 1264, 1295, 1307, 1328, 1332, 1347, 1348, 1385, 1425, 1461, 1494, 1495, 1610, 1650. Acta Astr. Sinica 13 (Suppl.) 48—50 (chines.). Photographic observations of the positions of Minor Planets at Tsingtao Observatory (1964, 7—12). — Betrifft 5, 8, 9, 12, 14, 16, 20, 27, 30, 41, 42, 44, 52, 60, 64, 65, 67, 72, 73, 74, 85, 86, 88, 89, 105, 106, 113, 114, 116, 117, 121, 125, 140, 145, 152, 160, 173, 174, 179, 196, 211, 221, 225, 241, 317, 325, 347, 360, 363, 364, 377, 387, 388, 389, 409, 478, 479, 481, 487, 509, 542, 547, 597, 675, 690, 779, 852, 971. Acta Astr. Sinica 13 (Suppl.) 51—72 (chines.). Photographic observations of some unnumbered asteroids and their orbital elements. A J 70 397—402 = U. S. Naval Obs. Repr. Nr. 63. Observations of comets and Minor Planets. E. R o e m e r . — Betrifft 588, 624, 659, 884, 911, 944, 1172, 1193, 1208, 1404, 1437, 1566, 1570, 1580, 1583, 1585, 1592, 1620, 1647, 1648, 1653, 1960 U A , 1961 R A . A N 288 163—165 = Mitt. Sternw. Babelsberg Nr. 25 = Mitt. Karl-Schwarzschild-Obs. Tautenburg Nr. 26. Photographische Positionen der Kleinen Planeten 1221 (Amor) und 1948 OA (Objekt Wirtanen). F. B ö r n g e n , W . B r o n k a l l a . A N 288 273—274. Beobachtungen von Planetoiden 1964. W . M a l s c h . — Betrifft 2, 9, 12, 13, 18, 20, 29, 44, 89, 354, 532.

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IX. Planeten. Monde

65, 1965

BAA Cire 468. Object Tomita. BAB 6 2—7. Observations photographiques de Petites Planètes, effectuées à l'astrographe double de 40 cm au cours de l'année 1964 (I e r semestre). S. A r e n d , J . D o m m a n g e t , H. D e b e h o g n e , G. R o l a n d . — Betrifft 6, 13, 21, 24, 29, 45, 50, 51, 57, 66, 79, 90, 100, 136, 144, 157, 161, 178, 185, 202, 227, 236, 279, 306, 308, 311, 337, 339, 365, 391, 392, 396, 399, 444. 447, 454, 476, 504, 513, 521, 532, 564, 574, 599, 609, 664, 667, 681, 731, 770, 774, 780, 796, 798, 799, 814, 845, 857, 863, 877, 911, 916, 920, 966, 1013, 1018, 1019, 1085, 1111, 1114, 1117, 1127, 1148, 1159, 1196, 1207, 1364, 1375, 1390, 1404, 1409, 1439, 1469, 1480, 1492, 1516, 1567, 1579, 1585, 1964 Ü15 U 2 , U 3 . BAB 6 8—12. Observations photographiques de Petites Planètes, effectuées à l'astrographe double de 40 cm au cours de l'année 1964 (2d semestre). S. A r e n d , J . D o m m a n g e t , H. D e b e h o g n e , G. R o l a n d . — Betrifft 39, 64, 67, 73, 74, 85, 88, 142, 167, 168, 195, 241, 333, 347, 368, 388, 395, 419, 427, 429, 439, 441, 475, 478, 481, 523,540, 553, 568, 589, 607, 608, 635, 645, 648, 649, 655, 726, 760, 764, 792, 799, 902, 921, 927, 1045, 1059, 1063, 1149, 1175, 1240, 1306, 1342, 1348, 1419, 1494, 1499, 1590, 1610, 1964 QA. BAB 6 13. Observations photographiques de Petites Planètes, effectuées à l'astrographe simple de 30 cm au cours de l'année 1964. A. S a u v a i . — Betrifft 101, 250. BAB 6 32. Orbite elliptique de l'astéroïde 1964 QA. H. D e b e h o g n e . BIA 10 76—80 (russ.). Genaue örter von Kleinen Planeten aus photographischen Beobachtungen an der Kap-Sternwarte. T. P. K i s s e l e w a , L. S. K o r o l e w a , W. A. S o k o l o w a . — Betrifft 2, 3, 4, 6, 7, 11. BIA 10 81—87 (russ.). Genaue Örter von Kleinen Planeten aus photographischen Aufnahmen in Pulkowo. N. M. B r o n n i k o w a , T. P. K i s s e l e w a , A.A. S t r u g a z k a j a , O. N. T s c h u d o w i t s c h e w a . — Betrifft 2, 3, 4, 6, 7, 18. BIA 10 164—170 (russ. mit engl. Ref.). Ergebnisse photographischer Beobachtungen von Kleinen Planeten. T. J. I w a k i n a , F. F. K a l i c h e w i t s c h , R. T. F e d o r o w a . — Betrifft 1, 2, 4, 6, 7, 11, 18, 39, 40. BIA 10 236—237 (russ.). Beobachtungen Kleiner Planeten am Astrophysikalischen Observatorium der Akademie der Wissenschaften der UdSSR auf der Krim. N. S. T s c h e r n y c h . — Betrifft 10, 19, 38, 104, 128, 162, 209, 357, 382, 395, 407, 416, 510, 543, 566, 757, 833, 917, 946, 1035, 1137. BIA 10 379 (russ.). Bahnelemente des neuen Kleinen Planeten 1963 UA. W. K. A b a l a k i n . BIA 10 380—383 (russ.). Photographische Beobachtungen Kleiner Planeten am Weitwinkelastrographen der Moskauer Sternwarte. T. P. P e r e s h o g i n a . — Betrifft 1, 2, 11, 18, 39, 40. BIA 10 424—442 (russ. mit engl. Ref.). Verbesserung der Bahnen von 152 Kleinen Planeten. F. B. C h a n i n a . — Betrifft 10, 13, 22, 31, 35, 48, 61, 62, 65, 68, 88, 92, 94, 95, 96, 104, 107, 108, 110, 117, 121, 122, 150, 151, 152, 153, 154, 158, 161, 168, 172,175,181,191, 208, 221, 237, 243,247, 250, 260, 266,267,268,283, 303, 305, 307, 308, 318, 322, 325, 328, 331, 333, 334,339, 348, 349, 350, 351, 354, 357, 360,366, 373, 379, 382,401,408,411,412,417,423,425, 445, 449,451,458,464,499, 503, 506, 508, 528, 529, 530, 536, 562, 566, 570, 576, 579, 586, 596, 597, 602, 607, 613,631, 633, 639, 642, 651, 653, 656, 673, 683, 691, 697, 704, 709, 731, 743, 745, 746, 747, 754, 758, 762, 764, 772, 776, 782, 786, 793, 804, 830, 859, 893, 906, 909, 924, 926,961,973, 977, 982, 983, 987, 1004, 1064, 1075, 1112, 1154, 1189, 1213, 1248, 1266, 1285, 1287, 1572, 1574. Bol. Astr. Obs. Madrid 6 Nr. 4 S. 35. Posiciones aproximadas de Pequeños Planetas obtenidas en el Observatorio Astronómico Nacional, Madrid. J . M. T o r r o j a . — Betrifft 7, 12, 13, 16, 21, 32, 37, 72, 85, 89, 198, 234, 409, 704. Bol. Astr. Obs. Madrid 6 Nr. 4 S. 37—38. Posiciones exactas de Pequeños Planetas obtenidas en el Observatorio Astronomico Nacional de Madrid. J . M. T o r r o j a . — Betrifft 2, 3, 4, 51.

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85. Kleine Planeten

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Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 4 (Astr. Nr. 1) S. 111—113 (russ.). Verbesserung der Bahnelemente des Kleinen Planeten 1190 (Pelagia). W. I. T i m o f e j s c h i n a , N. G. Sujew. BSAF 79 453—454. Petites Planètes en 1966. S. Arend, G. Roland. — Betrifft 8, 10, 20, 27, 39. Ciel et Terre 81 340—342. La Petite Planète Vesta, janvier-avril 1966. DO Station d'Astrophys. Forcalquier 1965 Nr. 2, 4 S. Documents pour l'étude physique des Petites Planètes. 6 Hebe. IAU Cire 1889—90. Close approach of Geographos. S. Herrick. IAU Cire 1891. Cornet Bester = 909 Ulla. J. Dommanget. IAU Cire 1895. Supernova in NGO 2903 = 573 Recha. L . E . C u n n i n g h a m , M . S . W a l k e r , G. Chincarini, E.Harlan. IAU Circ 1899. Close-approach ephemerides. S. Kanda. — Betrifft 1620, 1948 EA. IAU Circ 1902. 1948 EA. S. Kanda. IAU Circ 1903. 1620 Geographos. S. Kanda. IAU Circ 1904. 1948 EA. K. T o m i t a , K.Ford. IAU Circ 1907. 1948 EA. K. Tomita. IAU Circ 1910. Ephemeris of 1948 EA. S. Kanda. IAU Circ 1910. Ephemeris of 1566 Icarus. S. Herrick, K. C. Ford. IAU Circ 1918. Fast-moving Minor Planet in high declination. C. H o f f m e i s t e r . JO 46 21—26, 1963 = Publ. Obs. Nice Nr. 3. JO 48 99—102 = Publ. Obs. Univ. Bordeaux (NS) Nr. 23. Positions de Petites Planètes. B. Milet. — Betrifft 1, 2, 3, 4, 6. J. Proc. Roy. Soc. New South Wales 97 177—182, 1964 = Sydney Obs. Papers Nr. 49. Minor Planets observed at Sydney Observatory during 1963. W. H. Robertson. — Betrifft 16, 52, 58, 64, 70, 84, 86, 116, 129, 133, 148, 152, 160, 196, 218, 238, 248, 250, 268, 277, 294, 317, 326, 350, 357, 364, 368, 369, 388, 412, 438, 446, 451, 462, 478, 481, 487, 494, 518, 519, 530, 535, 540, 578, 596, 600, 602, 618, 636, 660, 683, 686, 715, 718, 747, 753, 772, 779, 808, 868, 898, 909, 940, 976, 1021, 1048, 1089, 1248, 1278, 1407, 1418, 1467, 1514, 1580, 1606. J. Proc. Roy. Soc. New South Wales 98 133—137 = Sydney Obs. Papers Nr. 51. Minor Planets observed at Sydnev Observatory during 1964. W. H. Robertson. — Betrifft 12, 16, 22, 36, 54. 65, 92, 106, 112, 118, 122, 130, 131, 154, 174, 200, 202, 206, 210, 216, 224, 234, 242, 259, 261, 264, 306, 308, 312, 322, 323, 324, 337, 356, 362, 372, 375, 384, 387, 409, 420, 426, 454, 469, 503, 505, 536, 554, 559, 606, 639, 654, 670, 690, 695, 714, 736, 746, 772, 773, 784, 791, 796, 798, 804, 818, 850, 905, 924, 936, 984, 1093, 1095, 1102, 1132, 1244, 1334. KC 22 (russ.). Komet Bester = 909 Ulla. Meteoor 21 67—68. Kleine Planeten, 1966. J. Meeus. MN ASSA 24 163—164. Observations of the Minor Planet 1566 — Icarus. J. v. B. Lourens. Republic Obs. Johannesburg Circ. 7 66—69. Photographic observations of Minor Planets, observed at the Republic Observatory Annexe, Hartbeespoort, with the Franklin-Adams star camera. J. A. Bruwer. — Betrifft 1, 7, 8, 14, 25, 31, 36, 47, 62, 81, 83, 87, 92, 99, 112, 118, 123, 130, 131, 141, 154, 165, 170, 177, 187, 193, 198, 199, 200, 203, 206, 212, 220, 224, 245, 247, 255, 257, 259, 271, 286, 295, 298, 300, 302, 303, 322, 323, 324, 328, 340, 351, 356, 362, 372, 373, 375, 384, 390, 406, 415, 423, 424, 437, 466, 469, 484, 486, 488, 497, 500, 505, 534, 536, 548, 551, 556, 559, 562, 563, 595, 604, 613, 639, 651, 654, 657, 678, 693, 695, 699, 705, 720, 721, 725, 726, 729, 746, 749, 752, 758, 766, 772, 773, 774, 784, 793, 800, 804, 811, 815, 817, 818, 819, 825, 838, 850, 857, 870, 907, 908, 912, 913, 914, 917, 929, 936, 947, 957, 966, 974, 984, 994, 1029, 1041, 1046, 1054, 1056, 1057, 1077, 1089, 1093, 1109, 1110, 1112, 1115, 1116, 1119, 1123, 1132, 1145, 1162, 1177, 1180, 1184, 1189, 1223, 1237, 1242, 1244, 1245, 1249, 1274, 1277, 1303, 1305, 1307, 1321, 1341, 1365, 1415, 1471, 1473, 1512, 1549, 1584, 1604, 1625, 1924 SS, 1931 PF, 1934 PG,

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IX. Planeten. Monde

65, 1965

1934 LN, 1934 PP, 1935 SK, 1935 QU, 1936 PH, 1937 RO, 1938 PI, 1939 HK, 1942 HK, 1942 PI, 1946 QE, 1949 KA, 1950 NC, 1952 KA, 1952 OG. Sky Tel. 29 345. Asteroid Roemera. Stud. Cere. Astr. 10 93—98. Pozìtii precise de Mici Planete (1962—1963). V. I. V l ä s c e a n u . — Betrifft 1, 4, 11, 18, 39, 40. Stud. Cere. Astr. 10 99—105. Pozitii precise de Mici Planete (1963). V. I. V l ä s c e a n u . — Betrifft 10, 15, 19, 30, 42, 88, 111, 115, 128, 172, 182, 192, 230, 393, 451, 626, 747. TAB (2) Nr. 168 S. 2063—2065. Photographic observations of Minor Planets and comets. H. H i r o s e , K. T o m i t a , H. K ö s a i . — Betrifft 10, 26, 34, 41, 88, 93, 116, 129, 150, 162, 167, 171, 208, 209, 332, 345, 369, 385, 394, 403, 405, 416, 434, 451, 492, 643, 723, 917, 1035, 1088. TAB (2) Nr. 171 S. 2081—2084. Photographic observations of Minor Planets and comets. H. H i r o s e , K. T o m i t a , H. K ö s a i . — Betrifft 21, 24, 29, 32, 33, 35, 45, 46, 48, 53, 54, 66, 69, 90, 91, 96, 97, 100, 103, 109, 136, 144, 146, 161, 178, 185, 191, 207, 214, 227, 301, 308, 310, 337, 338, 349, 470, 498, 511, 524, 545, 550, 554, 615, 744, 780, 783, 862, 980, 1013, 1015, 1074, 1086, 1113, 1379, 1585. TAB (2) Nr. 171 S. 2085—2094. Positions of Minor Planets and Pluto. — Betrifft 5, 6, 10, 18, 19, 20, 24, 27, 40, 43, 45, 47, 49, 54, 58, 63, 64, 67, 68, 86, 90, 97, 103, 104, 106, 107, 108, 109, 113, 119, 138, 140, 149, 150, 158, 159, 160, 170, 171, 174, 177, 185, 196, 197, 198, 202, 205, 208, 210, 211, 215, 216, 219, 221, 222, 224, 229, 230, 231, 248, 250, 272, 284, 286, 301, 303, 310, 322, 325, 336, 339, 352, 360, 362, 378, 382, 389, 392, 396, 406, 410, 415, 423, 431, 432, 434, 443, 453, 454, 455, 459, 471, 495, 515, 516, 530, 548, 558, 560, 569, 600, 602, 616, 624, 639, 641, 642, 644, 645, 668, 670, 677, 684, 704, 708, 713, 714, 723, 751, 752, 761, 774, 779, 781, 800, 801, 804, 806, 819, 832, 841, 847, 852, 854, 857, 862, 869, 873, 890, 901. 906, 914, 920, 941, 943, 950, 951, 952, 955, 960, 972, 974, 975, 980, 986, 987, 1010, 1031, 1049, 1052, 1056, 1063, 1069, 1076, 1080, 1089, 1100, 1111, 1135, 1146, 1150, 1162, 1163, 1171, 1185, 1194, 1199, 1219, 1245, 1252, 1259, 1274, 1289, 1294, 1297, 1304, 1318, 1331, 1359, 1365, 1382, 1424, 1436, 1437, 1461, 1469, 1488, 1491, 1492, 1495, 1516, 1528, 1533, 1544, 1547, 1650, 1955 BD, BK, BR, DE, DR, FA 1; P B 1 ( F K t , FT, FU, FW, MY, TU, TV, TW, TX, TY, TZ. AJB 64 Ref. 8502/3. — W. B. in J. Astronaut. Sci. 13 55—56. AJB 64 Ref. 8508 = Pubi. Obs. Nice Nr. 13.

§ 86 Jupiter 8601. N. K. Andrianow, J u p i t e r im J a h r e 1963. Bull. WAGO Nr. 37 S. 24— 28 (russ.). 8602. A. Asimow, Bei J u p i t e r ! W i s s e n s c h a f t l i c h e P h a n t a s i e n . Priroda 54 Nr. 9 S. 104—109 (russ.). — Der neue Abschnitt in der Zeitschrift Priroda «Wissenschaftliche Phantasien» wird mit einem Auszug aus dem Buch des bekannten amerikanischen Wissenschaftlers und Utopisten A. Asimow «Blick aus der Höhe» eröffnet. Das Buch erscheint Ende 1965 im Verlag «Mir». Vom heutigen Stand der Astrophysik aus erzählt der Autor in verständlicher Form von den Möglichkeiten der Existenz von Leben auf dem Planeten Jupiter. Ra. 8603. B.Brauner, P h o t o g r a p h i e H e r f o r d . VdS Nachr. 14 44—45.

des

Jupiter

der

Schulsternwarte

460

IX. Planeten. Monde

65, 1965

1934 LN, 1934 PP, 1935 SK, 1935 QU, 1936 PH, 1937 RO, 1938 PI, 1939 HK, 1942 HK, 1942 PI, 1946 QE, 1949 KA, 1950 NC, 1952 KA, 1952 OG. Sky Tel. 29 345. Asteroid Roemera. Stud. Cere. Astr. 10 93—98. Pozìtii precise de Mici Planete (1962—1963). V. I. V l ä s c e a n u . — Betrifft 1, 4, 11, 18, 39, 40. Stud. Cere. Astr. 10 99—105. Pozitii precise de Mici Planete (1963). V. I. V l ä s c e a n u . — Betrifft 10, 15, 19, 30, 42, 88, 111, 115, 128, 172, 182, 192, 230, 393, 451, 626, 747. TAB (2) Nr. 168 S. 2063—2065. Photographic observations of Minor Planets and comets. H. H i r o s e , K. T o m i t a , H. K ö s a i . — Betrifft 10, 26, 34, 41, 88, 93, 116, 129, 150, 162, 167, 171, 208, 209, 332, 345, 369, 385, 394, 403, 405, 416, 434, 451, 492, 643, 723, 917, 1035, 1088. TAB (2) Nr. 171 S. 2081—2084. Photographic observations of Minor Planets and comets. H. H i r o s e , K. T o m i t a , H. K ö s a i . — Betrifft 21, 24, 29, 32, 33, 35, 45, 46, 48, 53, 54, 66, 69, 90, 91, 96, 97, 100, 103, 109, 136, 144, 146, 161, 178, 185, 191, 207, 214, 227, 301, 308, 310, 337, 338, 349, 470, 498, 511, 524, 545, 550, 554, 615, 744, 780, 783, 862, 980, 1013, 1015, 1074, 1086, 1113, 1379, 1585. TAB (2) Nr. 171 S. 2085—2094. Positions of Minor Planets and Pluto. — Betrifft 5, 6, 10, 18, 19, 20, 24, 27, 40, 43, 45, 47, 49, 54, 58, 63, 64, 67, 68, 86, 90, 97, 103, 104, 106, 107, 108, 109, 113, 119, 138, 140, 149, 150, 158, 159, 160, 170, 171, 174, 177, 185, 196, 197, 198, 202, 205, 208, 210, 211, 215, 216, 219, 221, 222, 224, 229, 230, 231, 248, 250, 272, 284, 286, 301, 303, 310, 322, 325, 336, 339, 352, 360, 362, 378, 382, 389, 392, 396, 406, 410, 415, 423, 431, 432, 434, 443, 453, 454, 455, 459, 471, 495, 515, 516, 530, 548, 558, 560, 569, 600, 602, 616, 624, 639, 641, 642, 644, 645, 668, 670, 677, 684, 704, 708, 713, 714, 723, 751, 752, 761, 774, 779, 781, 800, 801, 804, 806, 819, 832, 841, 847, 852, 854, 857, 862, 869, 873, 890, 901. 906, 914, 920, 941, 943, 950, 951, 952, 955, 960, 972, 974, 975, 980, 986, 987, 1010, 1031, 1049, 1052, 1056, 1063, 1069, 1076, 1080, 1089, 1100, 1111, 1135, 1146, 1150, 1162, 1163, 1171, 1185, 1194, 1199, 1219, 1245, 1252, 1259, 1274, 1289, 1294, 1297, 1304, 1318, 1331, 1359, 1365, 1382, 1424, 1436, 1437, 1461, 1469, 1488, 1491, 1492, 1495, 1516, 1528, 1533, 1544, 1547, 1650, 1955 BD, BK, BR, DE, DR, FA 1; P B 1 ( F K t , FT, FU, FW, MY, TU, TV, TW, TX, TY, TZ. AJB 64 Ref. 8502/3. — W. B. in J. Astronaut. Sci. 13 55—56. AJB 64 Ref. 8508 = Pubi. Obs. Nice Nr. 13.

§ 86 Jupiter 8601. N. K. Andrianow, J u p i t e r im J a h r e 1963. Bull. WAGO Nr. 37 S. 24— 28 (russ.). 8602. A. Asimow, Bei J u p i t e r ! W i s s e n s c h a f t l i c h e P h a n t a s i e n . Priroda 54 Nr. 9 S. 104—109 (russ.). — Der neue Abschnitt in der Zeitschrift Priroda «Wissenschaftliche Phantasien» wird mit einem Auszug aus dem Buch des bekannten amerikanischen Wissenschaftlers und Utopisten A. Asimow «Blick aus der Höhe» eröffnet. Das Buch erscheint Ende 1965 im Verlag «Mir». Vom heutigen Stand der Astrophysik aus erzählt der Autor in verständlicher Form von den Möglichkeiten der Existenz von Leben auf dem Planeten Jupiter. Ra. 8603. B.Brauner, P h o t o g r a p h i e H e r f o r d . VdS Nachr. 14 44—45.

des

Jupiter

der

Schulsternwarte

65, 1965

86. J u p i t e r

461

8604. M. F. Chodjatschich, A u f b a u u n d A k t i v i t ä t d e r J u p i t e r a t m o s p h ä r e . Bote Staatsuniv. Charkow N r . 4 (Astr. Nr. 1) S. 86—90 (russ.). — Die A k t i v i t ä t in der J u p i t e r a t m o s p h ä r e bezieht sich auf die Rotationsperiode in den verschiedenen Breiten, die dunklen Bänder, ihre Breitenschwankungen, den K o n t r a s t u n d die Helligkeit des Planeten. Zwischen diesen Größen, der Sonnenaktivität u n d der Umlaufszeit um die Sonne, wurden Korrelationen festgestellt. So zeigen die Oberflächenkonturen im Perihel den geringsten K o n t r a s t . Auch im Verlauf der Achsendrehung ä n d e r t sich der K o n t r a s t . Ho. 8605. D. Clarke, J.F.Grainger, T h e p r o f i l e J u p i t e r . Planet. Space Sei. 13 1164. 8606. S. Cortesi, J u p i t e r : 10 67—72, 208—223. * * R. B. Dyce, R e c e n t Vgl. Ref. 8433.

Présentation Arecibo

of

H ß in

the

1964—1965.

observations

of

spectrum

of

Orion Schaffhausen

Mars

and

Jupiter.

* * D.C.Evans, A. Boggess III, R. Scolnik, T h e r e f l e c t i v i t y of V e n u s J u p i t e r i n t h e m i d d l e u l t r a v i o l e t . Vgl. Ref. 8239.

and

8607. W . E . F o x , R e p o r t o n a p p a r i t i o n of 1 9 6 3 — 6 4 . J B A A 75 187—198. 8608. C. H. Giften, V i s u a l ling Astr. 19 29—34.

longitude

determinations

on J u p i t e r .

8609. L.P.Giver, H i g h - d i s p e r s i o n s p e c t r o g r a m s of J u p i t e r a n d P u b l A S P 77 128—129. — Ref. ASP.

Strol-

Saturn.

8610. W. Görs, W e i ß e F l e c k e n a u f J u p i t e r . VdS Nachr. 14 44. 8611. P. Guérin, P h o t o g r a p h i e s d e J u p i t e r à t r è s h a u t e r é s o l u t i o n . A n n d'Astrophvs 28 395—398 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 275. * * W. Huehtmeier, D a s R i n g s y s t e m d e s S a t u r n u n d d a s b a n d a u f J u p i t e r . Vgl. Ref. 8708. 8612. K. Junge, W. Görs, J u p i t e r b e o b a c h t u n g e n

in

Äquatorial-

J e n a . S u W 4 185—

186.

8613. C. Kowalec, N e u e r e Nachr. 14 68—70.

Beobachtungen

des

Planeten

Jupiter.

8614. C. Kowalec, G e s a m t k a r t e d e s J u p i t e r s : 1 9 6 5 . I. 15. VdS Nachr. 88. 8615. R. A. Mcintosh, T h e

1962 e r u p t i o n

VdS 14

o n J u p i t e r . Southern Stars 21

20—26.

8616. A. P. Naumow, I. P. Chishnjakow, A b o u t t h e t h e r m a l r a d i a t i o n o f J u p i t e r . A J U d S S R 42 629—638 (russ. mit engl. Ref.). — An H a n d von spektroskopischen Unterlagen wird angenommen, daß die J u p i t e r a t m o s p h ä r e aus H 2 , CH 4 u n d N H 3 b e s t e h t ; die reduzierten Höhen sind 5500 m, 150 m u n d 7 m. I m Wellenlängenbereich X n 1.3 m m bis 3 cm wurde die optische Dicke der isothermen Atmosphäre (130°) berechnet u n d die Niveaus f ü r den Austritt der Strahlung bes t i m m t . I m Bereich von X & 5 m m bis 3 cm wurde die Strahlungstemperatur des Planeten Tb f ü r nichtisotherme atmosphärische Modelle mit verschiedenen Temperaturgradienten x u n d Troposphärenhöhen h c berechnet. Der Unterschied zwischen Tb u n d der infraroten Temperatur der Wolkenschicht bei h 0 = 36.9 k m u n d x, = - 2 ? 0 1 / k m erreicht K, 70° bei X K, 1.25 cm. Zur experimentellen P r ü f u n g der Berechnungen eignet sich der Bereich von X is 1.05 cm bis 1.54 cm a m besten. Verf. (ü.)

462

I X . Planeten. Monde

8617. A. Neckar, O b s e r v a t i o n s 192—193 (tschech.).

of

Jupiter

in

65, 1965 the

year

1964. R H 46

8618. H. Osinski, D i e P o s i t i o n d e s G r o ß e n R o t e n P i e c k s a u f VdS Nachr. 14 29—30.

Jupiter.

8619. T. Owen, C o m p a r i s o n s of l a b o r a t o r y a n d p l a n e t a r y s p e c t r a . I I . T h e s p e c t r u m of J u p i t e r f r o m 9 7 0 0 t o 1 1 2 0 0 À. A p J 141 4 4 4 - ^ 5 6 . — Alle planetaren Absorptionen in diesem Spektralbereich lassen sich N H 3 und CH 4 zuordnen. Für die Häufigkeit einiger unentdeckter Gase, z. B. HCN, C 2 H 2 , CH 3 D, CH 3 NH 2 , und das Verhältnis D / H lassen sich mittels eines angenommenen Atmosphärenmodells Maximalwerte angeben. Aus einer CH 4 -Bande wird eine mittlere Atmosphärentemperatur von 200 ± 25° bestimmt. Vergleiche der verschiedenen Häufigkeits- und Temperaturmessungen zeigen an, daß die Atmosphäre merklich in Wolkenschichten gegliedert ist. hz 8620. T. Owen, C o m p a r i s o n s of l a b o r a t o r y a n d p l a n e t a r y spectra. I I I . T h e s p e c t r u m of J u p i t e r f r o m 7 7 5 0 t o 8 8 0 0 A. A p J 142 782— 786. — Laboratoriumsspektren zeigen, daß alle nichtidentifizierten Linien in Planetenspektren im Bereich von 7750 bis 8800 A auf Methan und Ammoniak zurückgeführt werden können. I m Bereich sich überlagernder Banden von CH 4 und N H 3 ist das Vorkommen von Banden anderer Gase nicht ausgeschlossen. Ba. 8621. T.Owen, T.E.Walsh, R a d i a t i o n b a l a n c e of J u p i t e r a n d S a t u r n . Nature 208 476—477. — Die relativ hohe Temperatur der Jupiteratmosphäre kann man, statt mit Strahlung aus dem Inneren, auch mit Wärmeabsorption durch Ammoniak erklären. Das mutmaßliche Fehlen von N H 3 auf Saturn p a ß t dann auch zu dessen niedriger Temperatur. hz 8622. B. M. Peek, S u d d e n c h a n g e s i n t h e m o t i o n of J u p i t e r ' s G r e a t R e d S p o t d u r i n g 1962. MN 130 423—427. — Verf. analysiert 57 von verschiedenen Beobachtern in den Monaten Sept.—Dez. 1962 gewonnene Längenbestimmungen (System II) des Großen Roten Flecks von Jupiter. Es zeigt sich während drei Wochen um den 20. Okt. eine Zunahme der Länge des Roten Flecks, die im Längensystem I I sowohl vorher als auch nachher stationär war, um annähernd 4°. Henn 8623. Z. Pokorny, O b s e r v a t i o n s 1963. R H 46 27—31 (tschech.).

of

Jupiter

during

the

opposition

8624. E. J . Reese, A s u m m a r y of A . L . P . O . J u p i t e r r o t a t i o n 1 9 4 6 — 6 4 . Strolling Astr. 18 146—148. 8625. G.D.Roth, J u p i t e r b e o b a c h t u n g e n 8626. 8. K. Runcorn, J.R.Dickel, 354—356.

Jupiter's

periods,

1 9 6 4 / 6 5 . SuW 4 182—184. magnetism.

New Scient. 26 R. O.

* * S. M. Siegel, C. Giumarro, S u r v i v a l a n d g r o w t h of t e r r e s t r i a l o r g a n i s m s i n a m m o n i a - r i c h a t m o s p h e r e s . Vgl. Ref. 1952.

micro-

8627. T. P. Stecher, T h e r e f l e c t i v i t y of J u p i t e r in t h e u l t r a v i o l e t . A p J 142 1186—1190. — Vier Spektren von 105 bis 400 nm wurden 1963/64 aufgenommen. Die Maximalmenge H 2 oberhalb der Wolkendecke ist f ü r eine Atmosphäre mit Rayleigh-Streuung etwa 10 km-atm, mit Raman-Streuung etwas höher. Eine Absorption zwischen 240 und 270 nm ist angedeutet. hz 8628. T.P.Stecher, A n o b s e r v a t i o n Vgl. Ref. 1321 S. 788—790.

of

Jupiter

in

the

ultraviolet.

65, 1965

86. Jupiter

463

8629. W. H. Straly, R. G. Voss, R e q u i r e m e n t s f o r t h e e x p l o r a t i o n of J u p i t e r a n d i t s m o o n s . Advances Astronaut. Sei. 6 833—870, 1961. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1239. 8630. D . J . T a y l o r , S p e c t r o p h o t o m e t r y of J u p i t e r ' s 3 4 0 0 — 1 0 0 0 0 A s p e c t r u m a n d a b o l o m e t r i c a l b e d o f o r J u p i t e r . Icarus 4 362—373. — I n vorliegender Arbeit berichtet Verf. über photoelektrische Messungen des monochromatischen Strahlungsflusses von Jupiter im Bereich von 3400 A bis 10000 A. Zusammen mit früheren Messungen im UV sowie im angrenzenden Infrarot gestatten sie eine Abschätzung der bolometrischen geometrischen Albedo von 0.28. Wird das Phasenintegral zu 1.6 angenommen, so ergibt sich damit die bolometrische Bond-Albedo zu 0.45, woraus eine Strahlungsgleichgewichtstemperatur von 105° folgt. Über den Unterschied zur Strahlungstemperatur von 128° werden weitere Erörterungen angestellt. Dabei legt Verf. die öpiksche Erklärung (vgl. A J B 62 Ref. 8616) zu Grunde. Henn 8631. J . W. Warwick, G. A. Dulk, A s y m m e t r i e s , p a r t i c l e s , a n d s a t e l l i t e s i n t h e m a g n e t o s p h e r e of J u p i t e r . Trans. American Geophys. Union 46 530. R . O. 8632. R. E. Wend, T h e 1 9 6 2 — 3 a p p a r i t i o n of J u p i t e r . Strolling Astr. 18 209—220. 8633. R. L. Wildey, M a p p i n g t h e b r i g h t n e s s - t e m p e r a t u r e of J u p i t e r a t 10 p. A J 70 696—697. — Ref. AAS.

distribution

8634. R. L. Wildey, B.C.Murray, J . A. Westphal, T h e r m a l i n f r a r e d e m i s s i o n of t h e J o v i a n d i s k . J G R 70 3711—3719. — Während 6 Nächten wurden im Dez. 1963 mit Hilfe des 5 m-Hale-Teleskops im Infrarotbereich von 8—14 /i Temperaturmessungen von Jupiter ausgeführt, deren Ergebnisse in Isothermenkarten dargestellt wurden. I m Vergleich zu früheren Beobachtungen (vgl. A J B 64 Ref. 8621) wurde die doppelte Auflösung erzielt. Danach scheint die Strahlungstemperatur im Zentrum der Scheibe konstant 129° zu sein. Die hellen Bande sind etwa 0?5 kälter als die dunklen, und der Große Rote Pieck erweist sich um 1?5 bis 2°0 kühler als seine Umgebung. Henn 8635. R. 1 . Wildey, O n t h e i n t e r p r e t a t i o n of t h e r m a l e m i s s i o n m a p s of J u p i t e r . J G R 70 3796—3797. 8636. R. L. Wildey, H o t s h a d o w s of J u p i t e r . Science 147 1035—1036. — Messungen der thermischen Emission im Schatten der Jupitermonde Ganymed und Europa 1962 Dez. 15 im Wellenlängenbereich 8—14 ¡x mit dem 200'-HaieTeleskop ergaben einen Temperaturüberschuß von 20° bis 50° gegen die normale Scheibentemperatur Jupiters. Gleichartige Messungen im Schatten von Io (1964 Dez. 14) und Europa (1965 Pebr. 4) zeigten keinen Überschuß. Eine Erklärung dieses Phänomens steht noch aus. Gü-Li 8637. S. K. Wsechswjatskij, P r o z e s s e i m J u p i t e r s y s t e m . AC Nr. 317 S. 2—4 (russ.). 8638. S. K. Wsechswjatskij, On t h e n a t u r e of c h a n g e s o n t h e s u r f a c e of J u p i t e r . A J UdSSR 42 639—644 (russ. mit engl. Ref.). — Aus einer Analyse der großen Änderungen, die auf der Jupiteroberfläche im Laufe der vergangenen 3 J a h r e beobachtet worden waren, und aus eigenen Beobachtungen in Kiew zieht Verf. den Schluß, daß die dunklen Bänder des Planeten von Aschepartikeln saturierte Gebiete sind, die bei großen vulkanischen Prozessen ausgeworfen worden sind. Aus der abgeschätzten Abschwächung der Integralhelligkeit Jupiters nach dem Auftreten eines dunklen, breiten äquatorialen Bandes im August 1961 (ähnlich dem von 1874 bis 1880 beobachteten) wurde die Albedo des dunklen Materials des

464

I X . Planeten. Monde

65, 1965

Bandes zu 0.06 bestimmt. Es wurde versucht, die minimale Masse der Aschepartikel in der Planetenatmosphäre abzuschätzen. Sie beträgt 10 21 —10 22 g. U m die vulkanischen Prozesse auf Jupiter zu erforschen, sind systematische photoelektrische Registrierungen der Integralhelligkeit des Planeten und genaue Beobachtungen der Änderungen auf der Oberfläche des Planeten und seiner Satelliten erforderlich. Verf. (ü.) 8639. S. K. Wsechswjatskij, Ü b e r d i e Ä n d e r u n g e n a u f d e r J u p i t e r o b e r f l ä c h e . Geophys. Astr. Informationsbull. 1965 Nr. 8 S. 3—8 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 4.51.589: Verf. diskutiert die aktiven Prozesse von 1961 bis 1964. 8640. M a g n é t i s m e e x c e n t r é d e J u p i t e r . La Nature 93 106. Radiostrahlung * * J. W. M. Baars, P. G. Mezger, H. Wendker, T h e f l u x d e n s i t y of t h e s t r o n g e s t t h e r m a l r a d i o s o u r c e s a t t h e f r e q u e n c y 1 4 . 5 G H z . Vgl. Ref. 13408. 8641. D.Barber, J. F. R. Gower, A r e p o r t (D) 69 1563.

of m e a s u r e m e n t s . J . Res. NBS R . O.

8642. D. Barber, J . F. R. Gower, T h e s p e c t r a l i n d e x of t h e r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r b e t w e e n 178 a n d 6 1 0 M H z . Planet. Space Sei. 13 889—899. — U m einen zuverlässigen Wert für den Spektralindex zwischen 178 MHz und 610 MHz zu bekommen, wurden simultane Beobachtungen der Jupiterstrahlung bei diesen beiden Frequenzen vorgenommen. Die Beobachtungsmethoden und die Auswertung der Beobachtungsdaten werden beschrieben; auf die Fehlerquellen, auf die bei der Kombination der Ergebnisse geachtet wurde, wird hingewiesen. Zwischen den beiden Frequenzen wurde ein mittlerer Spektralindex von - 0 . 2 1 ± 0.16 gefunden. Eine lineare Extrapolation dieses Spektrums zu höheren Frequenzen würde Flußdichten ergeben, die um vieles größer sind als die bisher gemessenen, so daß ein gekrümmtes Spektrum vermutet wird. Die Beobachtungen werden mit dem theoretischen Spektrum für Synchrotronstrahlung von monoenergetischen Elektronen verglichen, die in einem Jupiterstrahlungsgürtel eingefangen sind. HHR 8643. D. Barber, T h e s p e c t r a l i n d e x of t h e d e c i m e t r e r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r . R . R . E . Newsletter Res. Rev. 1965 Nr. 4 S. 22—23. R. O. 8644. G.L.Berge, T h e b r i g h t n e s s d i s t r i b u t i o n of J u p i t e r ' s 2 1 cm r a d i o e m i s s i o n . A J 70 132—133. — Ref. AAS.

10

and

8645. G. L. Berge, C i r c u l a r p o l a r i z a t i o n of J u p i t e r ' s d e c i m e t e r r a d i a t i o n . A p J 142 1688—1693. — Die Strahlungskomponente variiert mit der Rotationsperiode und wird einer Doppelquelle — auf gegenüberliegenden Seiten je 2.5 Jupiterradien vom Mittelpunkt entfernt — zugeschrieben. hz 8646. G.L.Berge, A n i n t e r f e r o m e t r i c 21 cm. J . Res. NBS (D) 69 1552—1556.

study

of

Jupiter

8647. G.L.Berge, C i r c u l a r p o l a r i z a t i o n of J u p i t e r ' s d i a t i o n . Obs. Owens Valley Radio Obs. 1965 Nr. 12, 4 S.

at

10

and

decimeter raR . O.

8648. T. D. Carr, S. Gulkis, H. Bollhagen, D. J . Kennedy, A. G. Smith, C i r c u l a r l y p o l a r i z e d c o m p o n e n t s of t h e d e c a 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 70 319. — Ref. AAS. 8649. T. D. Carr, S. Gulkis, H.Bollhagen, R e s u l t s of

A. G. Smith, J. May, G. R. Lebo, D. J. Kennedy, r e c e n t i n v e s t i g a t i o n s of J u p i t e r ' s d e c a -

65, 1965 metric radiation. 69 1247.

86. Jupiter

465

J . Res. NBS (D) 69 1530—1535. — Ref. in Phys. Abstr.

* * M.H.Cohen, S c i n t i l l a t i o n s o n t h e s m a l l d i a m e t e r r a d i o Vgl. Ref. 13443.

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Observations

of

Jupiter

at

8.6 mm.

J . Res. NBS R . O.

8653. G. M. Gruber, P o s s i b l e contribution of J u p i t e r ' s magnetos p h e r i c t a i l t o t h e r a d i o e m i s s i o n s of t h e p l a n e t i n t h e d e c a m e t r i c r e g i o n . Nature 208 1271—1273. — Die Dekameterstrahlungsstöße waren 1960—1964 stets wesentlich häufiger vor der Opposition als nachher. Dies läßt sich durch einen jovimagnetischen Schweif erklären, der sich der Jupiteremission überlagert und den günstigsten Emissionswinkel drei Monate vor der Opposition hat. hz 8654. H. E. Hardebeek, Radiometrie 4 3 0 M H z . A p J 141 837.

observations

of

Jupiter

8655. H. E. Hardebeek, R a d i o m e t r i e o b s e r v a t i o n s of J u p i t e r , a n d M a r s a t 4 3 0 M H z . Diss. Univ. Ann Arbor, Mich., 1965. 149 S. 8656. I. Kazes, S i m u l t a n e o u s o b s e r v a t i o n s q u e n c i e s . J . Res. NBS (D) 69 1561—1563.

of J u p i t e r

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at

Venus, R . O.

on three freR . O. Jupiter.

Sei.

8658. J . A. Roberts, M. M. Komesaroff, O b s e r v a t i o n s of J u p i t e r ' s r a d i o s p e c t r u m a n d p o l a r i z a t i o n i n t h e r a n g e f r o m 6 cm t o 100 c m . Icarus 4 127—156 = Sonderdruck Radiophys. Lab. C.S.I.R.O. Sydney = R P P 888. — Eine ausführliche Liste vollständiger Bestimmungen der linearen Polarisation der Jupiterradiostrahlung bei 6, 10, 11, 21, 74 und 100 cm wird vorgelegt. Über eine Suche nach zirkulärer Polarisation bei einer Wellenlänge von 31 cm wird berichtet, sowie über Registrierungen einer Mondbedeckung. Die Schwankungen der Polarisationsebene mit der Rotation des Planeten haben eine asymmetrische Form, die wahrscheinlich eine Asymmetrie der Strahlungsgürtel widerspiegelt. Aus der Bündelung der Strahlung wird die Inklinationswinkelverteilung der Elektronen im Gürtel abgeleitet. Die Verteilung scheint von der Energie abzuhängen. Die Strahlungsflußdichte sowohl der polarisierten als auch der uripolarisierten nicht-thermischen Strahlung erweist sich als im wesentlichen unabhängig von der Wellenlänge über einen Bereich von 6 bis 74 cm. Als gesichert ist anzunehmen, daß das Jupitermagnetfeld im wesentlichen dipolar ist, wobei die Dipolachse um 10?0 ± 0?5 gegen die Rotationsachse geneigt ist, und der nördliche Pol nahe der System III-Länge 190° liegt. HHR 8659. J . A. Roberts, J u p i t e r , a s o b s e r v e d a t s h o r t r a d i o w a v e l e n g t h s . J . Res. NBS (D) 69 1543—1552. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1247—1248. 8660. O. N. Rshiga, S. G. Trunowa, M e a s u r e m e n t s of J u p i t e r ' s own r a d i a t i o n i n t h e d e c i m e t e r d i a p a s o n . A J UdSSR 42 121—123 (russ. mit engl. Ref.). — Die Meßergebnisse der Eigenstrahlung Jupiters bei etwa Astronom. Jahresbericht 1965

30

466

I X . Planeten. Monde

65, 1965

700 MHz werden mitgeteilt. Die mittlere Äquivalenttemperatur beträgt bei dieser Frequenz 12000° ± 2000°. Meß- und Kalibrierungsverfahren des Radiometers werden beschrieben. Verf. (ü.) 8661. W. W. Shelesnjakow, On t h e g e n e r a t i o n of r a d i o e m i s s i o n of J u p i t e r . A J UdSSR 42 798—809 (russ. mit engl. Ref.). — Die Hypothese über den Ursprung der Dm-Radiostrahlungsausbrüohe Jupiters, nach der Plasmawellen in der Ionosphäre des Planeten angeregt werden, wird diskutiert. D a bei der einfachsten Variante der Hypothese (Vernachlässigung des Magnetfeldes) Elektronendichte und Rekombinationskoeffizient in der Jupiterionosphäre nicht mit der Radiostrahlungsfrequenz in Einklang zu bringen sind, muß das Magnetfeld Jupiters berücksichtigt werden. Dann können die beobachteten Eigenschaften, vor allem die Richtungsabhängigkeit, erklärt werden, wobei die Elektronendichte etwa 3 X 10 5 /cm 3 und das ionosphärische Magnetfeld einige Oe betragen. Schließlich werden Argumente angegeben, die gegen den Zyklotron- und für den Synchrotronmechanismus sprechen. HHR 8662. W. M. Sherrill, P o l a r i z a t i o n m e a s u r e m e n t s of t h e decameter e m i s s i o n f r o m J u p i t e r . A p J 142 1171—1185. — I m Frequenzbereich von 15 bis 24 MHz wurden im Zeitraum Sept. 1963—Jan. 1964 Polarisationsmessungen der Strahlung des Planeten Jupiter ausgeführt. Die Ergebnisse werden mit früheren Polarisationsmessungen von Barrow, Sherrill und Castles verglichen. Ho. 8663. W. M. Sherrill, P o l a r i z a t i o n of J o v i a n e m i s s i o n a t d e c a m e t r e w a v e - l e n g t h s . Nature 205 270—271. — Während der Monate Sept. bis Dez. 1963 wurde bei den Frequenzen 15.2, 16.2, 18.2, 22.2 und 24.2 MHz die Polarisation (Polarisationsgrad m, AchsenVerhältnis r und Polarisationssinn) der Radiostrahlungsstöße Jupiters beobachtet. Das auf Grund der Annahme eines Zyklotronstrahlungsmechanismus vorausgesagte Verhältnis J E ' I r l ^ N 1 , 0 5 (wobei N die Anzahl der Strahlungsstöße bedeutet) konnte mit ± 1 3 % Abweichung (etwa gleich der Meßgenauigkeit) für alle Frequenzen und beide Vorzeichen von r bestätigt werden. HHR 8664. O.B. Slee, C. S. Higgins, R e s u l t s f r o m C S I R O , S y d n e y , A u s t r a l i a o n 1 9 . 7 M H z r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r . J . Res. NBS (D) 69 1536—1537. R . O. 8665. A. G. Smith, G. R. Lebo, N. F. Six jr., T. D. Carr, H. Bollhagen, J . May, J . Levy, Decameter-wavelength observations of Jupiter: The a p p a r i t i o n s of 1 9 6 1 a n d 1962. A p J 141 457—477. — Eingehende Analyse von Jupiterbeobachtungen im Bereich von 5 bis 31 MHz. Als auffallendstes Ergebnis finden Verf. eine nach 1960 einsetzende Verschiebung der Radioquelle A gegen das Längensystem I I I um 10°45 pro Jahr, ähnlich der Verschiebung des Großen Roten Flecks um 9° pro J a h r seit 1959. Ba. 8666. K. S. Thorne, D e p e n d e n c e of J u p i t e r ' s d e c i m e t e r radiation o n t h e e l e c t r o n d i s t r i b u t i o n i n i t s v a n A l l e n b e l t s . J . Res. NBS (D) 69 1557—1560. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1248. 8667. M. E. Tiuri, J . D. Kraus, I s t h e s a t e l l i t e i o n i z a t i o n p h e n o m e n o n r e s p o n s i b l e f o r t h e d e c a m e t r i c r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r ? A J 70 695. — Ref. AAS. 8668. J.W.Warwick, M.A.Gordon, F r e q u e n c y a n d p o l a r i z a t i o n s t r u c t u r e of J u p i t e r ' s d e c a m e t r i c e m i s s i o n o n a m s e c t i m e s c a l e . A J 70 332—333. — Ref. AAS. 8669. J. W. Warwiek, G. A. Dulk, O b s e r v a t i o n of J u p i t e r ' s sporadic r a d i o e m i s s i o n in t h e r a n g e 7 . 6 — 4 1 M H z , J a n u a r y 1964 t h r o u g h M a y 1965. IGY World Data Center A. Solar Activity Rep. Nr. 32, 37 S. R.O.

€5, 1965

467

86. Jupiter

8670. J.W.Warwick, M.A.Gordon, F r e q u e n c y a n d p o l a r i z a t i o n s t r u c t u r e of J u p i t e r ' s d e c a m e t r i c e m i s s i o n o n a 1 0 - m i l l i s e c o n d s c a l e . J . Res. NBS (D) 69 1537—1542. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1247. 8671. S. D. Winter, E x p e c t e d m i c r o w a v e e m i s s i o n f r o m J u p i t e r a t w a v e l e n g t h s n e a r 1 c m . California Univ. Space Sei. Lab. Techn. Note N S F G-16741, 16 S., 1964. R. O. 8672. F. R. Zabriskie, W.A.Solomon, J. P. Hägen jr., L o w - f r e q u e n c y v a t i o n s of J u p i t e r . A J 70 151. — Ref. AAS. 8673. R a d i o

emissions

8674. L ' é m i s s i o n r a d i o La Nature 93 361—362.

obser-

from Jupiter. de J u p i t e r

Electronic Engineering 37 14—15. R. 0 . r e f l e t de sa s t r u c t u r e i n t e r n e .

8675. A m o o n a n d J u p i t e r ' s r a d i o b e a m . New Scient. 27 9.

R. O.

Jupitermonde 8676. P. Ahnert, B e o b a c h t u n g e n 1 9 6 3 / 6 4 . Sterne 41 32—34.

von

Jupitermondverfinsterungen

8677. J. K. Alexander, R. G. Stone, I n f l u e n c e of s a t e l l i t e I o o n t h e 2 6 . 3 - M H z e m i s s i o n s f r o m J u p i t e r . A p J 141 1587—1588. — Die von den Verf. 1963—1964 gemessene Radiostrahlung von Jupiter bei 26.3 MHz (vgl. A J B 64 Ref. 8684) wurde mit der Bahnbewegung des Mondes Io in Verbindung gebracht. 66 % der Radiostrahlungsstöße wurden beobachtet, als sich Io im Bereich zwischen 60° und 90° nach der oberen Konjunktion befand. Ein zweites Maximum (52%) ergab sich für den Bereich 200° bis 270°. Dies stimmt mit dem Ergebnis einer gleichartigen Untersuchung bei 30 MHz durch E. K . Bigg (vgl. A J B 64 Ref. 8668) überein. Gü-Li 8678. M. M. Dagajew, A. B. Poljakow, Ü b e r d i e B e o b a c h t u n g d e r G a l i l e i s c h e n J u p i t e r m o n d e . Circ. WAGO 1964 Nr. 10 S. 25—28 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 3.51.72. 8679. J. R. Dickel, L a c k of e f f e c t of I o u p o n J o v i a n 3 . 7 5 - c m e m i s s i o n . A J 70 320. — Ref. AAS. 8680. J. R. Dickel, L a c k of e f f e c t of I o o n J o v i a n 3 . 7 5 - c m Nature 206 1241—1242. 8681. G. A. Dulk, I n f l u e n c e of t h e s a t e l l i t e I o o n t h e r a d i o e m i s s i o n f r o m J u p i t e r . A J 70 137. — Ref. AAS.

emission. decametric

8682. G. A. Dulk, I o - r e l a t e d r a d i o e m i s s i o n f r o m J u p i t e r . Science 148 1585—1589. — Die von E. K . Bigg (vgl. A J B 64 Ref. 8668) entdeckte Korrelation zwischen der Dekameter-Radiostrahlung Jupiters mit der Position des Mondes Io tritt nur ein, wenn Io 90° bzw. 240° von der oberen geozentrischen Konjunktion entfernt ist und wenn gleichzeitig die Länge des Zentralmeridians Jupiters (im System III) die Bereiche 100° < LCM < 170° bzw. 200° < LCM < 270° durchläuft. Die Radiospektren (7.6 bis 41 MHz) zeigen während dieser «Durchgänge» eine Verschiebung von niederen zu höheren Frequenzen. Nach Ansicht des Verf. scheidet die Schwerkraft als Ursache für den Radioeffekt durch Io aus (vgl. Ref. 8686). Dagegen wird festgestellt, daß der Effekt nur auftritt, wenn sich die Ebene der magnetischen Achse Jupiters der Position von Io auf etwa 25° genähert hat. Ein magnetischer Schweif hinter Io kann die Ursache des RadioefFektes sein. Gü-Li 30

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I X . Planeten. Monde

65, 1965

8683. R. A. Duncan, M o d u l a t i o n of J u p i t e r d e c a m e t r i c e m i s s i o n b y t h e s a t e l l i t e I o . Planet. Space Sei. 13 997—1001. — Das Ergebnis einer nochmaligen unabhängigen Analyse der Beobachtungsdaten ist eine starke Stütze f ü r Biggs Vermutung (vgl. A J B 64 Ref. 8668), daß der Satellit Io die DmRadiostrahlung des Jupiter moduliert. HHR 8684. A. A. Kalinjak, D a t a o n t h e s p e c t r a of 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 . A J UdSSR 42 1067—1069 (russ. mit engl. Ref.). — Bei spektroskopischen Beobachtungen der Galileischen Jupitersatelliten am Astrophys. Obs. Krim 1963 wurden in den Spektren der Satelliten neue Linien entdeckt, die sich von den Fraunhofer-Linien des Sonnenspektrums unterscheiden. Eine Liste der intensivsten Linien wird für Io (I), Europa (II) und Ganymed (III) mitgeteilt. Verf. (ü.) 8685. G. R. Lebo, A. G. Smith, T. D. Carr, C o r r e l a t i o n of t h e l o n g i t u d e s of t h e G a l i l e a n s a t e l l i t e s w i t h J u p i t e r ' s d e c a m e t r i c r a d i a t i o n . A J 70 325. — Ref. AAS. 8686. G. R. Lebo, A. G. Smith, T. D. Carr, J u p i t e r ' s d e c a m e t r i c e m i s s i o n c o r r e l a t e d w i t h t h e l o n g i t u d e s of t h e f i r s t t h r e e G a l i l e a n s a t e l l i t e s . Science 148 1724—1725. — Messungen der Radiostrahlung Jupiters bei 18 MHz aus den Jahren 1957—1963 (Florida Radio Obs.) bestätigen die Feststellung von E . K . Bigg (vgl. A J B 64 Ref. 8668), daß die Radiostrahlungsintensität je ein Maximum aufweist, wenn der innerste Mond Io die Längen 90° und 240° (von der oberen geozentrischen Konjunktion aus gerechnet) hat. Auch f ü r die Frequenzen 27.6, 22.2 und 15 MHz wurde dies in etwas geringerem Maße bestätigt. Verf. legen den Gedanken nahe, daß die Radiostrahlung durch Gezeitenwirkung von Io ausgelöst sein könnte. Sie finden daraufhin entsprechend schwächere Radioeffekte bei 18 MHz für die Monde Europa und Ganymed bei den Längen 80°, 180°, 270° und 360°. Gü-Li 8687. G. R. Lebo, A. G. Smith, T. D. Carr, S a t e l l i t e i n f l u e n c e o n d e c a m e t r i c r a d i a t i o n . Trans. American Geophys. Union 46 144. 8688. J. Meeus, P a s s a g e s s i m u l t a n é s d e l ' o m b r e d e s u r le d i s q u e d e J u p i t e r . Ciel et Terre 81 225—228.

deux

Jovian R.O.

satellites

8689. P. Moore, T h e c o l o u r of I o . J B A A 75 292—293. * * W. I. Moros, I n f r a r e d s p e c t r o p h o t o m e t r y of 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 . Vgl. Ref. 83187. 8690. B.C. Murray, J. A. Westphal, R. L. Wildey, G a n y m e d e . A p J 141 1590—1592. * * T.Owen, S a t u r n ' s r i n g a n d p r e t a t i o n s of i n f r a r e d s p e c t r a .

The

the satellites Vgl. Ref. 8713.

Moon

eclipse

and

cooling

the of

of

Jupiter:

Inter-

structure

of

Saturn's

rings.

in

Strolling Astr. 18 132

§ 87 Saturn 8701. A. F. Cook, F.A.Franklin, A J 70 135—136. — Ref. AAS. 8702. T. A. Cragg, J.W.Goodman, —140.

On

the

Saturn

1963.

468

I X . Planeten. Monde

65, 1965

8683. R. A. Duncan, M o d u l a t i o n of J u p i t e r d e c a m e t r i c e m i s s i o n b y t h e s a t e l l i t e I o . Planet. Space Sei. 13 997—1001. — Das Ergebnis einer nochmaligen unabhängigen Analyse der Beobachtungsdaten ist eine starke Stütze f ü r Biggs Vermutung (vgl. A J B 64 Ref. 8668), daß der Satellit Io die DmRadiostrahlung des Jupiter moduliert. HHR 8684. A. A. Kalinjak, D a t a o n t h e s p e c t r a of 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 . A J UdSSR 42 1067—1069 (russ. mit engl. Ref.). — Bei spektroskopischen Beobachtungen der Galileischen Jupitersatelliten am Astrophys. Obs. Krim 1963 wurden in den Spektren der Satelliten neue Linien entdeckt, die sich von den Fraunhofer-Linien des Sonnenspektrums unterscheiden. Eine Liste der intensivsten Linien wird für Io (I), Europa (II) und Ganymed (III) mitgeteilt. Verf. (ü.) 8685. G. R. Lebo, A. G. Smith, T. D. Carr, C o r r e l a t i o n of t h e l o n g i t u d e s of t h e G a l i l e a n s a t e l l i t e s w i t h J u p i t e r ' s d e c a m e t r i c r a d i a t i o n . A J 70 325. — Ref. AAS. 8686. G. R. Lebo, A. G. Smith, T. D. Carr, J u p i t e r ' s d e c a m e t r i c e m i s s i o n c o r r e l a t e d w i t h t h e l o n g i t u d e s of t h e f i r s t t h r e e G a l i l e a n s a t e l l i t e s . Science 148 1724—1725. — Messungen der Radiostrahlung Jupiters bei 18 MHz aus den Jahren 1957—1963 (Florida Radio Obs.) bestätigen die Feststellung von E . K . Bigg (vgl. A J B 64 Ref. 8668), daß die Radiostrahlungsintensität je ein Maximum aufweist, wenn der innerste Mond Io die Längen 90° und 240° (von der oberen geozentrischen Konjunktion aus gerechnet) hat. Auch f ü r die Frequenzen 27.6, 22.2 und 15 MHz wurde dies in etwas geringerem Maße bestätigt. Verf. legen den Gedanken nahe, daß die Radiostrahlung durch Gezeitenwirkung von Io ausgelöst sein könnte. Sie finden daraufhin entsprechend schwächere Radioeffekte bei 18 MHz für die Monde Europa und Ganymed bei den Längen 80°, 180°, 270° und 360°. Gü-Li 8687. G. R. Lebo, A. G. Smith, T. D. Carr, S a t e l l i t e i n f l u e n c e o n d e c a m e t r i c r a d i a t i o n . Trans. American Geophys. Union 46 144. 8688. J. Meeus, P a s s a g e s s i m u l t a n é s d e l ' o m b r e d e s u r le d i s q u e d e J u p i t e r . Ciel et Terre 81 225—228.

deux

Jovian R.O.

satellites

8689. P. Moore, T h e c o l o u r of I o . J B A A 75 292—293. * * W. I. Moros, I n f r a r e d s p e c t r o p h o t o m e t r y of 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 . Vgl. Ref. 83187. 8690. B.C. Murray, J. A. Westphal, R. L. Wildey, G a n y m e d e . A p J 141 1590—1592. * * T.Owen, S a t u r n ' s r i n g a n d p r e t a t i o n s of i n f r a r e d s p e c t r a .

The

the satellites Vgl. Ref. 8713.

Moon

eclipse

and

cooling

the of

of

Jupiter:

Inter-

structure

of

Saturn's

rings.

in

Strolling Astr. 18 132

§ 87 Saturn 8701. A. F. Cook, F.A.Franklin, A J 70 135—136. — Ref. AAS. 8702. T. A. Cragg, J.W.Goodman, —140.

On

the

Saturn

1963.

87. Saturn

65, 1965

469

8703. F.A.Franklin, A.F.Cook, O p t i c a l p r o p e r t i e s of S a t u r n ' s r i n g s . I I . T w o - c o l o r p h a s e c u r v e s of t h e t w o b r i g h t r i n g s . A J 70 704— 720. — I n der Oppositionszeit 1959 wurden UBVR-Messungen des Saturn sowie Aufnahmen mit der Planetenkamera erhalten. Aus den Photos wurde das Licht von Saturnscheibe, Ring A und B getrennt und das Helligkeitsverhältnis A/B als phasenunabhängig bestimmt, aus den B—V-Messungen wurden Phasenvariation und Albedo erhalten. Der Vergleich der nichtlinearen, farbabhängigen Phasenkurven nahe der Opposition mit einer allgemeinen Theorie führt zu zwei Modellen: Teilchen der charakteristischen Größe 7 fi, die den Bruchteil 10 - 3 des Ringvolumens erfüllen, oder Teilchen von etwa 300 p bei einer Ringdicke von etwa 10 cm. hz * * L. P. Giver, H i g h - d i s p e r s i o n s p e c t r o g r a m s of J u p i t e r a n d Vgl. Ref. 8609. 8704. J.W.Goodman, T h e Sky Tel. 30 128—131.

edgewise

8705. 3. S. Guzman, L a p r ó x i m a t u r n o . El Universo 19 139—142. 8706. J. P. Hamilton, 42—47.

Saturn's

8707. A. W. Heath, S a t u r n

in

presentation

desaparición rings

1964.

in

of

Saturn's

de los

1966.

Saturn

anillos

rings. de

Sa-

J . Astr. Soc. Victoria

18

JBAA 75 343—351.

8708. W. Huchtmeier, D a s R i n g s y s t e m d e s S a t u r n t o r i a l b a n d a u f J u p i t e r . VdS Nachr. 14 4—9. 8709. A. Kunert, H. Haug, S a t u r n b e o b a c h t u n g e n Nachr. 14 87—88.

im

und

das

Jahre

Äqua-

1964.

VdS

8710. B. G. Kutusa, B. J. Lossowskij, A. E. Salomonowitsch, 8 m m r a d i o w a v e e m i s s i o n b y S a t u r n . DAN 161 1301—1302 (russ.). — 36 Durchgangsbeobachtungen 1964 Juli 22 und Aug. 21 ergaben als Strahlungstemperatur des Saturn bei A = 8 mm den Mittelwert 132° ± 9°. Das Ergebnis wird mit denen anderer Autoren verglichen. Es scheint mit einem Strahlungsgürtel verträglich zu sein, wenn dieser auch wesentlich schwächer sein dürfte als bei Jupiter. Petri 8711. P.Moore, R e c e n t

observations

8712. P. Müller, L a p r o c h a i n e BSAP 79 389—392.

of S a t u r n .

disparition

des

J B A A 75 215—216. anneaux

de

Saturne.

8713. T.Owen, S a t u r n ' s r i n g a n d t h e s a t e l l i t e s of J u p i t e r : I n t e r p r e t a t i o n s of i n f r a r e d s p e c t r a . Science 149 974—975. — Die Infrarotspektren der Ringe ähneln sehr den Reflexionsspektren von Wasser-Eis. I n den Spektren von Io, Ganymed und Callisto fehlt die Methanbande bei 8873 Á. Loh. * * T.Owen, T . E . W a l s h , R a d i a t i o n b a l a n c e of J u p i t e r a n d S a t u r n . Vgl. Ref. 8621. 8714. R. S. Richardson, T h e t r i p l e 1966. ASP Leaflet Nr. 438, 8 S.

transit

A J B 64 Ref. 8702 = Harv Repr (2) Nr. 233.

of t h e

rings

of S a t u r n

in

I X . Planeten. Monde

470

65, 1965

§ 88 Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto 8801. L. B. Abbey, 153—157.

Uranus

and

Neptune

—

1965.

Strolling Astr.

18

8802. A. F. O'D. Alexander, T h e P l a n e t U r a n u s : A H i s t o r y o f O b s e r v a t i o n , T h e o r y , a n d D i s c o v e r y . London, F a b e r & F a b e r L t d . ; New York, Elsevier, 1965. 316 S. Preis 70 s. bzw. $ 12.75. — B. in B S A F 80 32, H e D 64 51, Irish A J 7 91, J B A A 75 334—335, M N ASSA 25 29—30, N a t u r e 211 346, Obs 86 40, Science 150 1707, Sky Tel. 31 103—104, Southern Stars 21 95—96, Spaceflight 8 109, Sterne 42 78—79, Strolling Astr. 19 97—98, S u W 4 259. * * G. Bakos, O b s e r v a t i o n s of a s t e r o i d s i m a g e o r t h i c o n t u b e . Vgl. Ref. 8502.

and

Pluto

made

with

an

8803. G. van Biesbroeck, T h e p e r i o d of r e v o l u t i o n of U r a n u s ' s a t e l l i t e M i r a n d a . Commun. L u n a r P l a n e t . Lab. 3 7—8. — Aus differentiellen Messungen der Positionen von Miranda relativ zu Oberon zwischen 1948 u n d 1962 wurden u n t e r der A n n a h m e einer Kreisbahn Positionswinkel abgeleitet u n d daraus eine Periode von 1?41347 ermittelt. Mögliche Störungen durch die anderen Uranusmonde wurden nicht berücksichtigt. Gü-Li 8804. C . J . C o h e n , E . C. Hubbard, L i b r a t i o n of t h e c l o s e a p p r o a c h e s of P l u t o t o N e p t u n e . A J 70 10—13. — Die numerische Integration der Bahnen der fünf äußeren Planeten über 120000 J a h r e ergibt Librationen zwischen N e p t u n u n d Pluto. Die relative E n t f e r n u n g beider Planeten k a n n einen Minimalwert nicht unterschreiten. Das durch die nahe Kommensurabilität verursachte H a u p t störungsglied h a t eine Periode von fast 20000 J a h r e n u n d eine Amplitude von 76°. FS 8805. C . J . C o h e n , E. C. Hubbard, T h e o r b i t of P l u t o . Obs 85 4 3 ^ 4 . — Eine Vorausberechnung der Bahnen der 5 äußeren Planeten für 120000 J a h r e nach der Methode von Cowell u n d mit den Elementen von W. J . E c k e r t u n d Mitarbeiter (vgl. A J B 51 Ref. 7604) ergab eine Oszillation des Winkels 0.7, die an die kurzperiodischer Kometen erinnern, aber bezüglich a kleiner sind: a < 3 AE. Petri

65, 1965

93. Meteore

9341. B. L. Kaschtschejew, D i e S. 81—86. 9342. C. S. L. Keav, 21 9—19.

Meteor

Drift

research

von in

489 Meteorspuren. New

Zealand.

Vgl. Ref. 9148 Southern Stars

9343. E. N. Kramer, Ü b e r d i e Z e r s t ä u b u n g d e r M e t e o r e . Geom. Aer. 5 276—283 (russ.). — Aus einem Vergleich der theoretischen und der beobachteten Lichtkurven von Meteoren folgt, daß allem Anschein nach nicht die gesamte ursprüngliche Masse eines Meteors verdampft und verstrahlt. Die Mehrzahl der Meteorkörper zersplittert in der Atmosphäre. Die zerstäubte Substanz, die hinter dem Meteor herläuft, wird bei der Verdampfung stärker abgebremst als der Meteor selbst. Nach einer Diskussion des StrahlungsVerhaltens zerstückelter und unzerstückelter Meteorkörper wird festgestellt, daß etwa 40 % der meteoritischen Materie in Form fester Mikrostäubchen in der Atmosphäre bleiben. Loh. 9344. E. N. Kramer, Z u r T h e o r i e u n d ü b e r n e u e t h o d e n d e r M e t e o r e . Vgl. Ref. 9148 S. 87—104.

Beobachtungsme-

9345. L. Kresäk, M. Kresäkovä, T h e v a r i a t i o n s i n f r e q u e n c y of b r i g h t P h o t o g r a p h i e m e t e o r s . BAC 16 81—88. — 1139 Photographien von hellen Meteoren, die zwischen 1942 und 1951 mit 10 Überwachungskameras am Skalnate Pleso Obs. während einer Gesamtbelichtungszeit von 35522 Std. erhalten wurden, werden statistisch ausgewertet. Die Häufigkeitsverteilung nach der Länge der Sonne ist der entsprechenden Verteilung der teleskopischen Meteore ähnlich, jedoch treten zu den Zeiten der großen Meteorströme bedeutend höhere Maxima ein als bei den teleskopischen Meteoren. 25 % der hellen Meteore gehören zu den sechs Strömen der Geminiden, Perseiden, Leoniden, Orioniden, Lyriden und (5-Aquariden. Gü-Li 9346. W. G. Krutschinenko, D e r Z e r f a l l v o n M e t e o r k ö r p e r n . Bote Univ. Kiew Nr. 6 (Astr.) S. 83—91, 1964 (ukrain. mit russ. Ref.). — Aus der Bearbeitung von Meteorphotographien (Obs. Univ. Kiew) geht hervor, daß die Meteorkörper sehr porös und nicht sehr haltbar sein müssen. Der Zerfall des porösen Körpers in einzelne festere Bruchstücke mit Massen von 10~4 bis 10~6 g beginnt aller Wahrscheinlichkeit nach schon dann, wenn das Meteor auf dem Filmstreifen hervortritt. Der Zerfall hängt von der Masse ab; am größten ist die Zerfallswahrscheinlichkeit bei einem Meteorkörper von der Masse 1/10 g. Verf. (ü., gek.) 9347. W. G. Krutschinenko, D e r Z e r f a l l v o n M e t e o r e n . Geom. Aer. 5 104—112 (russ.). — Eine photometrische Bearbeitung von Meteoren ergibt anomal niedrige Dichtewerte der Meteorteilchen und eine Dichteabnahme entlang der Meteorbahn. Diese Anomalien, so zeigt sich, können durch progressiven Zerfall erklärt werden. Der Zerfallsfaktor der Meteore wird als Funktion der Masse erhalten. Es zeigt sich, daß die minimalen Massen der Meteorkörper, die nicht weiter zerfallen, 10~4 bis 10 - 6 g betragen. Unter Berücksichtigung des Zerfallsfaktors wird aus den Massen die Verteilungsfunktion von Meteorkörpern erhalten. Verf. (ü.) 9348. Z. Kviz, R e l i a b i l i t y of m e t e o r - p e r c e p t i b i l i t y determinations (also a s a p p l i e d t o t h e p r o b a b i l i t y of v a r i a b l e - s t a r d i s c o v e r i e s ) . BAC 16 151—162. — Verf. untersucht die Möglichkeit, von den gleichzeitig registrierten Meteoranzahlen mehrerer Beobachter zuverlässige Werte f ü r die tatsächlich beobachtbaren zu erschließen. Ähnliche Überlegungen hatten Hoffmeister hinsichtlich der Entdeckungswahrscheinlichkeit veränderlicher Sterne und Kleiber f ü r Meteore durchgeführt. Die Ergebnisse hängen wesentlich von den eingehenden Voraussetzungen ab. Ho. 9349. R. G. Lasare«, T h e f r e q u e n c y of s p o r a d i c m e t e o r i t i c b o d i e s . A J UdSSR 42 1075—1083 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Bestimmung der täg-

490

X . Interplanetare Objekte

65, 1965

liehen Variation der Meteorhäufigkeit wird in Anlehnung a n ein Ergebnis von Hawkins von einer elliptischen Verteilung der wahren R a d i a n t e n in der Ekliptikalebene ausgegangen, wobei f ü r den Abfall der Häufigkeit in Breite ein exponentieller Ansatz gemacht wird. E i n solches Modell ist eine Verallgemeinerung der bisherigen Auffassung. E s t r ä g t jedoch einen eindeutig planetarischen Charakter u n d f ü h r t folglich auch auf die Zugehörigkeit der Modellmeteore zum Sonnensystem. Ho. 9850. R. G. Lasarew, Ü b e r d i e t ä g l i c h e u n d j a h r e s z e i t l i c h e S c h w a n k u n g d e r s t ü n d l i c h e n M e t e o r z a h l e n . I I . Mitt. Polytechn. I n s t . Tomsk 1965 N r . 131 S. 3—16 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1966 2.51.579: Vorgelegt werden die Ergebnisse von Untersuchungen der mittleren täglichen u n d jahreszeitlichen Schwankungen der stündlichen Zahl meteorischer Radarechos mittels harmonischer Analyse. Verf. f ü h r t eine neue F o r m des Indexes der Meteora k t i v i t ä t ein; mit ihm werden die Beobachtungsunterlagen von vier Stationen analysiert, von denen je zwei auf der nördlichen u n d der südlichen Erdhalbkugel liegen. Die Asymmetrie in den K u r v e n der jahreszeitlichen Schwankungen erklärt sich aus der asymmetrischen Verteilung der sichtbaren (scheinbaren) R a d i a n t e n in bezug auf den Apex. Die S t ä r k e der Quelle im Sonnengegenpunkt übersteigt im Maximum die des solaren P u n k t e s u m das 1.38fache. Ra. 9351. S. M. Lewitskij, K. S. Karpljuk, U n t e r s u c h u n g d e r W e c h s e l w i r k u n g v o n R a d i o w e l l e n m i t e i n e m M e t e o r s c h w e i f m o d e l l . Geophys. Astr. Informationsbull. 1965 Nr. 8 S. 29—34 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J U d S S R 1966 4.51.436: Bericht über eine im Laboratorium durchgeführte Versuchsreihe zu diesem Thema. Ra. 9352. R. Lukas,

Untersuchungen

an

Meteoren.

VdS Nachr. 14 38—39.

9353. A. K. Markina, B e r e c h n u n g d e r M a s s e u n d D i c h t e v o n M e t e o r t e i l c h e n . Bull. Kommission K o m e t e n Meteore U d S S R Nr. 11 S. 47—50 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Basisaufnahmen von 52 Meteoren wurden Dichte u n d Masse der Meteorteilchen b e s t i m m t u n d verschiedene Vermutungen über ihre S t r u k t u r angestellt. Verf. (ü.) 9354. W. W. Martynenko, M e t e o r b e o b a c h t u n g e n . (russ.). — Originaltitel: Auf «Sternen»-Streife.

E u W 1 Nr. 3 S. 64—69

9355. B. A. Mclntosh, T h e S t e r e o g r a p h i c p r o t e c t i o n . J R A S Canada 59 155—160. — Betrifft die Anwendung von Himmelskarten in stereographischer P r o j e k t i o n bei der Auswertung von Meteorbeobachtungen. 9356. P. M. Millman, R a d a r

meteor

indices.

J R A S Canada 59

143—146.

9357. R . I. Mojsja, G. I. Kolomejez, W . I . Melnik, E i n i g e E r g e b n i s s e der 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 bei A = 8.7 m Wellenlänge. Bote Univ. Kiew N r . 6 (Astr.) S. 111—114, 1964 (ukrain. mit russ. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1966 3.51.466. 9358. C. P. Olivicr, M e t e o r R e p o r t s . A m e r i c a n 1 9 6 4 . Elower and Cook Obs. Repr. Nr. 155, 20 S.

Meteor

Society

for

9359. C. P. Olivier, S e c o n d c a t a l o g of h o u r l y m e t e o r r a t e s . Smithsonian Contr. Astrophys. 8 171—180. — E i n erster K a t a l o g dieser A r t war v o m Verf. über die Zeit von 1901 bis 1958 publiziert worden. Der vorliegende K a t a l o g enthält überwiegend Material aus den U S A u n d J a p a n ; die Beiträge aus E u r o p a u n d von der Südhalbkugel liegen unterhalb 1 % . Insgesamt sind r u n d 178000 Meteore n a c h Monaten, Tagen u n d S t u n d e n aufgegliedert. Der W e r t einer solchen Zusammenstellung nichthomogenen Materials ist wegen der versteckten zufälligen

65, 1965

93. Meteore

491

und wohl auch systematischen Effekte etwas fragwürdig. Eine Auswertung wird in der vorliegenden Arbeit nicht unternommen. Ho. 9360. 0 . Owesgeldyjew, M. B. Ostanina, Ü b e r e i n e n Z u s a m m e n h a n g z w i s c h e n d e r E s - S c h i c h t u n d M e t e o r s t r ö m e n . Geom. Aer. 5 356—360 (russ.). — Verf. kommen zu dem Schluß, daß sowohl Meteorströme (mit Ausnahme der sehr intensiven Meteorschauer, die eine seltene Erscheinung sind) als auch sporadische Meteore keine E s -Schicht bilden können, obwohl zweifellos ein gewisser Einfluß der Meteorionisation auf die allgemeine Ionisation im Bereich der E-Schicht der Ionosphäre besteht. Verf. (ü.) 9361. J. Rajchl, O n t h e g r e e n line in m e t e o r BAC 16 282—284.

possible connection between spectra and the head-echo

the auroral phenomenon.

9362. M. S. Rao, P. Ramesh, D e p e n d e n c e of r a d i o m e t e o r r a t e s o n l u n a r p h a s e . J G R 70 3211—3216. — Aus den Beobachtungen von Radarmeteoren in Ottawa von 1958 bis 1962 wurde nach einem Einfluß der Mondphase auf die Meteorrate gesucht. Während das Ergebnis im allgemeinen negativ ist, deutet sich eine kleine Abhängigkeit für Radarmeteore mit Echodauern > 8 Sekunden an. Ihre stündliche Zahl scheint bei Vollmond um etwa 5 % größer zu sein. Loh. 9363. B. B. Robinson, R e c o m b i n a t i o n a n d m e t e o r t r a i l d e c a y . J G R 70 3793—3795. — I n dieser Notiz wird die Rekombination behandelt. Dabei wird gezeigt, daß dieser Vorgang während des ersten Zerfalls von dicken Schweifen vorherrschend ist. Die verschiedenen Wechselbeziehungen, wie Temperaturabhängigkeit etc., werden untersucht. W. S. 9364. M. F. Romig, P h y s i c s of m e t e o r e n t r y . AIAA J 3 385—394, mit einer Berichtigung in AlAA J 4 191—192 und einer Bemerkung von F. V e r n i a n i in AIAA J 4 383. — Verf. gibt in einer zusammenfassenden Darstellung einen Einblick in den gegenwärtigen Stand der Meteorphysik beim Eindringen der Meteore in die Erdatmosphäre. Die Bestimmung der Hauptparameter, Anfangswerte für die Masse und die Dichte, kann sowohl aus der Analyse photometrischer Beobachtungen als auch aus der aerodynamischen Behandlung der beobachteten Flugbahnparameter vorgenommen werden. Die Reduktion von Radarbeobachtungen wird nicht behandelt. Als Beispiele werden der Meanook-Peuerball f ü r die erste und der Pribram-Meteoritenfall für die zweite Bestimmungsmethode angeführt. Der Arbeit sind 53 Quellenzitate beigefügt. Gü-Li 9365. J. Rosinski, S e c o n d a r y p a r t i c l e s f r o m m e t e o r v a p o r s a n d t h e i r p o s s i b l e g e o p h y s i c a l s i g n i f i c a n c e . Ric. Sei. 35 (II-A) 567—600. — I n Höhen um 85 km können die Ablationsprodukte der Meteore durch Kondensation sekundäre Teilchen erzeugen. Thermodynamisch ist dies möglich und Versuche haben es bestätigt. Man kann also wohl die Einwürfe zurückweisen, die gegen die von Bowen formulierte, die Interpretation der Niederschlagsmaxima betreffende Hypothese erhoben wurden. Man müßte diese so abändern, daß man die Wirkung des Meteorstaubs mit jener der sekundären Teilchen verbindet, die nach ihrer Bildung in die verschiedenen unteren Schichten der Atmosphäre eindringen und dort als Kondensationskerne wirken. Weiterhin wird der Mechanismus der Meteorablation erörtert und die Verteilung der Dimensionen und Geschwindigkeiten von Meteorschauern analysiert, worauf sich die Schätzung der Konzentration der sekundären Teilchen gründet. Schließlich wird darauf hingewiesen, daß Hydrationsprozesse gewisser wasserfreier Sekundärpartikel durch NO-Adsorption in der D-Schicht zur Bildung leuchtender Nachtwolken beitragen können. Verf.

492

X. Interplanetare Objekte

9B66. L. N. Rubzow, D i e E i n s c h a l t u n g d e r Beobachtung ionisierter Meteorspuren. Meteore UdSSR Nr. 10 S. 38—48 (russ.).

65, 1965

Ionosphärenstation zur Bull. Kommission Kometen

9867. E. W. Sandakowa, W. W. Benjuch, 0 . 0 . Demenko, L. M. Scherbaum, L. M. Schulman, 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 M e t e o r e n a m A s t r o n o m i s c h e n O b s e r v a t o r i u m d e r K i e w e r S t a a t s u n i v e r s i t ä t v o n 1960 b i s 1961. Bote Univ. Kiew Nr. 6 (Astr.) S. 76—82 (ukrain. mit russ. Ref.). 9368. A. P. Sawruchin, W i n d e i n d e r H o c h a t m o s p h ä r e a u s p h o t o graphischen B e o b a c h t u n g e n der D r i f t von Meteorspuren. Bull. Kommission Kometen Meteore UdSSR Nr. 10 S. 27—30 (russ.). 9369. A. P. Sawruchin, H ö h e n p r o f i l e d e r D r i f t g e s c h w i n d i g k e i t e n v o n M e t e o r s p u r e n . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1965 Nr. 1 S. 127—128 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1965 9.51.519: Aus Beobachtungen von 132 stabilen Meteorspuren wurden die Höhenprofile der Driftgeschwindigkeiten abgeleitet. Minimale Geschwindigkeiten wurden in 82—93 k m Höhe beobachtet, maximale in 86—100 km Höhe. Ra. 9370. A. P. Sawruchin, D e r A n f a n g s r a d i u s e i n e r g a s f ö r m i g e n M e t e o r s p u r . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1965 Nr. 6 S. 124—125 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 6.51.604: Ein Meteor 0 m ( - 6 m ) bildet eine Spur von etwa 60 (100) m Querschnitt (gek.). Loh. 9371. U. Schodijew, E i n i g e p h y s i k a l i s c h e P a r a m e t e r d e r M e t e o r s p u r v o m 12. A u g u s t 1959. Bull. WAGO Nr. 37 S. 35—36 (russ.). 9372. W. Schröder, B e m e r k u n g e n z u m M e t e o r s t r o m v o n F e i b e l m a n . Sterne 41 213—214. — Verf. hält den neuen Meteorstrom für eine Komponente des Perseidenstromes. 9373. B. D. Shelton, H.E.Stern, J.J.Wright, D . P . H a l e , S y n t h e s i s of m e teoroid distributions from monoenergetic monodirectional kernels. A J 70 166—170. — Auf Grund umfassender Überlegungen werden Formeln abgeleitet, die es ermöglichen, von der in gegebenem Abstand beobachteten Stromdichte auf die in großem Abstand vom Gravitationszentrum vorhandene Stromdichte zu schließen. Ho. 9374. R. D. Shelton, H.E.Stern, D.P.Hale, J.J.Wright, On t h e c a l c u l a t i o n of m e t e o r o i d f l u x p a t t e r n s r e l a t i v e t o a m o v i n g d e t e c t o r g i v e n a n u n b o u n d p a t t e r n a b o u t a n a t t r a c t i v e c e n t e r . A J 70 275—279. 9375. R. D. Shelton, H.E.Stern, D.P.Hale, b u t i o n of m e t e o r i c f l u x a b o u t a n D - 2 5 7 5 , 5 + 54 S.

S o m e a s p e c t s of t h e d i s t r i a t t r a c t i v e c e n t e r . NASA T N

9376. W. W. Sidorow, A. F. Pawlow, R. J. Fachrutdinow, D i e Anwendung der Phasentechnik zur Untersuchung der Polarisationserschein u n g e n bei der R e f l e x i o n der R a d i o w e l l e n an Meteorspuren. Hochschulnachr. Radiophys. 8 234—243 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1965 11.51.397. 9377. J. Slädek, M. Simek, T a p e r e c o r d i n g u s e d m e t e o r v e l o c i t i e s . BAC 16 285—287, 320a.

for

radio

measuring

9378. I. T. Sotkin, W a s m a n ü b e r d i e B o l i d e n w i s s e n m u ß . E u W 1 Nr. 3 S. 80—82 (russ.). 9379. A. K. Terentjewa, Ü b e r d i e r ä u m l i c h e sfrröme. AC Nr. 313 S. 7—8 (russ.).

Struktur

einiger

Meteor-

65, 1965

93. Meteore

493

* * A. K. Terentjewa, E i n i g e U n t e r s u o h u n g s e r g e b n i s s e ü b e r d e n K o m plex der K o m e t e n und Meteorströme auf G r u n d der Tisserands o h e n K o n s t a n t e . Vgl. Ref. 9136. 9380. L. Triskova, R a u m - D i v e r s i t y b e i M e t e o r v e r b i n d u n g e n . BAC 16 146—150. — Die Wirkung des Diversity-Empfanges (gleichzeitiger Empfang eines Meteorechos in zwei oder mehreren Punkten, deren Entfernung Q viel größer ist als die Wellenlänge X) senkrecht zur gegebenen Strecke wird theoretisch untersucht, und die sogenannte Duty-Cycle-Erhöhung (Erhöhung der effektiven Empfangszeit) wird angegeben. Sie wird hauptsächlich durch die effektive Spurenlänge beeinflußt. F ü r Q = 20 km ergab sich sowohl theoretisch als auch aus Experimentalmessungen eine Duty-Cycle-Erhöhung von etwa 5 0 % . Verf. 9381. L. Triskova, N o t e t o t h e d i s t r i b u t i o n of a m p l i t u d e s and d u r a t i o n s of e c h o e s f r o m u n d e r d e n s e m e t e o r - t r a i l s . BAC 16 288 —290. — Unter der Voraussetzung einer logarithmischen Verteilungsfunktion der Meteoritenmassen läßt sich zeigen, daß die Verteilung der Amplituden und der Zeitdauer von Meteorechos bei unterkritischer Elektronendichte befriedigend mit experimentell erhaltenen Verteilungen übereinstimmt. Ho. 9382. J.L.Trutze, Beobachtung des Ausbildungsprozesses einer M e t e o r s p u r . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1965 Nr. 6 S. 124 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 6.51.603. 9383. F. Verniani, A s p e t t i a t t u a l i d e l l a f i s i c a e d e l l ' a s t r o n o m i a d e l l e m e t e o r e . Ric. Sci. (2/1) 4 377—414, 1964. — Nach einem Hinweis auf die Gründe der raschen Entwicklung der Meteorforschung in den letzten fünfzehn Jahren werden die verschiedenen Beobachtungsmethoden kurz beschrieben und die interessantesten, die astronomischen und physikalischen Eigenheiten der Meteore betreffenden Forschungsergebnisse dargestellt. Eingehend wird das Problem des Ursprungs der Meteore behandelt, wobei die grundlegenden Arbeiten erörtert werden, die es ermöglichen, die Entstehung der Meteore aus der Auflösung von Kometen und die der Meteoriten aus Zusammenstößen von Planeten vor Jahrmillionen herzuleiten. Hervorgehoben wird die außerordentliche Brüchigkeit und Porosität der Meteore, eine Folge ihrer Entstehung aus Kometen. Ihre mittlere Dichte beträgt etwa 0.2 gern - 3 . Viele zersplittern beim Durchstoßen der Erdatmosphäre. Bei der Betrachtung der Wechselwirkung zwischen Meteoren und Luftmolekülen werden die physikalischen Grundlagen auseinandergesetzt, auf denen die Ablationstheorie beruht. Es folgt ein Überblick über den Stand des Wissens in bezug auf Meteorite und Mikrometeorite mit einem Hinweis auf die Möglichkeit, daß diese letzteren, als Gefrierkerne in den Wolken wirkend, Großregen hervorrufen könnten. Zum Schluß wird ganz kurz auf das Risiko eingegangen, das die Meteore für Raumschiffe darstellen. Verf. 9384. F. Verniani, O n t h e l u m i n o u s e f f i c i e n c y of m e t e o r s . Smithsonian Contr. Astrophys. 8 141—172. — Aus 413 von Jacchia genau reduzierten SuperSchmidt-Meteorspuren wird die photographische Lichtausbeute untersucht und festgestellt, daß sie weder eine Abhängigkeit von der Masse und der Helligkeit, noch vom Ort in der Bahnspur und von der Luftdichte zeigt. Nur bei zerbröckelnden Meteoriten besteht insofern ein Unterschied, als bei auftretender Fragmentation die Ausbeute geringer ist. Die seit langem schon bekannte Proportionalität der Lichtausbeute mit der Geschwindigkeit wird bestätigt. Ho. 9385. C. D. Watkins, I n f l u e n c e of t h e g e o m a g n e t i c f i e l d o n m e t e o r t r a i n s . Nature 206 1027—1029. — Mit dem bistatischen 25 m-Radioteleskop des Royal Radar Est., das auf einen Himmelspunkt 15° westlich der Nordrichtung in 18° Höhe eingerichtet war, wurden bei 501.5 MHz Radarimpulse empfangen und über 25 min integriert. In dieser Richtung ist das Strahlenbündel der Antenne

X. Interplanetare Objekte

494

65, 1965

in 100 km Höhe senkrecht zu den Feldlinien des Erdmagnetfeldes orientiert, und es wurde eine maximale Signalstärke registriert. Bei 17° und noch mehr bei 16° Höhe nahm die Signalstärke ab. Eine Wiederholung der Messungen 1965 J a n . 1—6 während des Quadrantiden-Stroms zeigte eine gleichartige Abhängigkeit der stündlichen Meteorrate vom Höhenwinkel der Antenne. Daraus wird geschlossen, daß das Magnetfeld die Ionisationsschweife der Meteore längs der Feldlinien ausrichtet und ihren Zerfall hemmt, denn auch die mittlere Echodauer h a t t e bei 18° Höhe ein Maximum. Gü-Li 9386. W. A. Worobjewa, 0. A. Rudenko, B e s t i m m u n g d e r B a h n e n und Berechnung der Fehler der Geschwindigkeiten von Meteoren. Bull. Kommission Kometen Meteore UdSSR Nr. 11 S. 36—46 (russ. mit engl. Ref.). — F ü r 45 Basismeteore werden die heliozentrischen Bahnen berechnet. Das Auftreten hyperbolischer Bahnen kann nicht durch Beobachtungsfehler erklärt werden. Verf. (ü.) 9387. W. A. Worobjewa, E. N. Kramer, Ü b e r d i e B r e m s u n g v o n M e t e o r e n . Geom. Aer. 5 269—275 (russ.). — Verf. diskutieren ein Verfahren, die Bremsung von Meteoren zu berechnen. Die Abhängigkeit der Bremsung von den Parametern, beispielsweise von der Zenitdistanz, entspricht annähernd der Theorie. Verf. berechnen die Höhe der homogenen Atmosphäre für den Bereich von 70 bis 100 k m ; sie erweist sich als nahezu konstant. Verf. (ü.) 9388. V. Znojil, L o n g - b a s e O b s e r v a t i o n of t e l e s c o p i c m e t e o r s . BAC 16 162—165. — Zwischen 1961 Okt. 11 und 1962 Mai 7 wurde an 28 Tagen von den 83.53 km entfernt gelegenen Stationen Roztoky (bei Prag) und Koterov (bei Pilsen) aus ein gemeinsames Himmelsfeld von 24 Beobachtern mit Feldstechern (7?3 und 3?3 Gesichtsfelddurchmesser) nach teleskopischen Meteoren überwacht. Von 420 gesehenen Meteoren konnten nur 12 an beiden Stationen beobachtet werden. Die mittlere Helligkeit war 7"?1, und die abgeleiteten Höhen für verschiedene Bahnpunkte (Anfang, Mitte und Ende der Spur) sind auf ± 1.8km genau. Die Ausbeute bei langer Basis war um 3 5 % geringer als die Ausbeute früherer Beobachtungen bei kurzen Basen ( < 10 km). Gü-Li 9389. V. Znojil, O b s e r v a t i o n s of t e l e s c o p i c m e t e o r s f r o m t w o s t a t i o n s . R H 46 190—192 (tschech.). * * Physik

der

Kometen

und

Meteore.

Vgl. Ref. 9148.

9390. Beobachtungen und Mitteilungen Aber einzelne Meteore BAA Circ 469. Fireball 1965 March 11. A. W. S h a r p . Blick in das Weltall 1965 S. 14. Feuerkugel am 14. J a n u a r 1965. Coelum 33 29, 39, 94, 126, 163—165, 189. Meteore. H e D 63 51—52. Een zeldzame meteooropname. H . t e n H a a f , F. N a b e r , J. Degewij. J RAS Canada 59 255—257. Bolide of 1964 July 19, A.M.S. No. 2384. C. P. O l i v i e r . Sternenbote 8 135—136. Die Feuerkugel vom 5. Oktober 1965. SuW 4 188. Meteorbeobachtungen 1964. H . R . E p p r e c h t . Urania Krakow 36 55—56. Obserwacje bolidöw. J . W i e c z o r e k , J . K a z i m i e r o w s k i , T. M u c h a , J . S a m o j i o . Urania Kraköw 36 56—57. Obserwacje meteoröw. E. G r a c z y k . Urania Kraköw 36 90. Przelot wielkiego bolidu nad Polsk^. J . P o k r z y w n i c k i . — 1965 J a n u a r 14, 6 h 3 0 m GMT. Urania Kraköw 36 289—293. Obserwacje wielkiego bolidu nad Polsk^ w dniu stycznia 1965 r. B. H r y n i e w i c z . VdS Nachr. 14 11—12. Meteorbeobachtungen. H . H e u s e i e r , F. U l l r i c h , F. F r e i m u t h .

65, 1965

93. Meteore

495

VdS Nachr. 14 54—55. Die Meteorbahn vom 14. Februar 1964. V. O r l o v i u s . — Bemerkungen zur Berechnung der Bahn von H . K ö n i g S. 119—120. VdS Nachr. 14 61—62. Meteor-Beobachtungen. W. R u d o l p h , L. B r a n d t . VdS Nachr. 14 75. Meteorbeobachtungen. H . J a s p e r t . VdS Nachr. 14 121—122. Meteorbeobachtungen. M. R e b l e , M. L i n d h o r s t . Einzelne Meteorströme 9391. Aquariden Bull. Kommission Kometen Meteore UdSSR Nr. 11 S. 17—32 (russ. mit engl. Ref.). Untersuchung der ö-Aquariden. A. K . T e r e n t j e w a . — Inhalt: Geschichte der ¿-Aquariden, Verteilung und Bewegung der geozentrischen Radianten, über benachbarte Meteorströme (t-Aquariden, a-Capricorniden), über einen möglichen Zusammenhang von Meteorspuren mit Kometen. Ra. Meteoor 21 1—3. Delta-Aquariden 1962. W. H . C. C a r t o n . Meteoor 21 3—6. De Eta-Aquariden van mei 1963. W. H. C. C a r t o n . Sky Tel. 30 248—249. Two summer meteor showers. 9392. Arietiden Bull. Kommission Kometen Meteore UdSSR Nr. 11 S. 33—35 (russ. mit engl. Ref.). Zur räumlichen Struktur der ¿-Arietiden und Leoniden. A. K . T e r e n t j e w a . — Verf. entdeckt die Existenz von drei Zweigen (den nördlichen N, den ekliptikalen Q und den südlichen S) im 50° und heller als 12T0 geeignet. Verf. (ü.) 10104. G. Klare, K. Schaifers, S u r v e y f o r r e d d w a r f s i n t h e s o l a r b o u r h o o d . Obs 85 202—203.

neigh-

10105. G.S.Mumford, D i s t a n c e m o d u l u s . Sky Tel. 29 274—275. A J B 64 Ref. 10102 = Sproul Obs. Repr. Nr. 143.

§ 102

Bewegung 10201. A. Florseh, N. Carozzi, E t o i l e s ä g r a n d e v i t e s s e e n t r e l e s N u a g e s d e M a g e l l a n . CR 261 2837—2840 = Commun. European Southern Obs. Nr. 5. 10202. P. van de Kamp, E. E. Mendoza V, T h e m o t i o n s of t w e l v e l a t e t y p e s t a r s . Bol. Obs. Tonantzintla y Tacubaya 4 55—56. — Betrifft die Sterne 1355, 4671, 4949, 5192, 5603, 5824, 5924, 5932, 7120, 7317, 7429, 9089 des Bright StarKatalogs. Loh. 10203. G. Wallerstein, S. C. Wolfi, S p e c t r o s c o p i c o b s e r v a t i o n s of r u n a w a y s t a r s . Publ ASP 77 12—18 = Berkeley Repr. Nr. 292. — Kritische Auseinandersetzung mit der Hypothese Blaauws, daß ein Wegläufer die (sekundäre) Komponente eines massenreichen Hauptsterns war, der durch eine Supernovaexplosion zerbarst (vgl. A J B 61 Ref. 5502). Die projizierten Rotationsgeschwindigkeiten von 12 solchen Sternen, gemessen auf 10.5 A/mm-Spektren des CoudeSpektrographen am I20'-Reflektor, zeigen eine Verteilung, die der normalbewegter Einzelsterne ähnelt. Wellenlängen und Stärke der Absorptionslinien zeigen keine Anomalien in den Atmosphären der Wegläufer. Gli. 10204. E. A. Witritschenko, R. E. Gerschberg, L. P. Metik, A n i n v e s t i g a t i o n of h i g h v e l o c i t y e a r l y t y p e s t a r s ( « r u n - a w a y O B s t a r s » ) . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 34 193—226 (russ. mit engl. Ref.). — Von dieser umfangreichen und bedeutenden Untersuchung kann hier gerafft nur gesagt werden, daß viele der erhaltenen Ergebnisse nicht den Blaauwschen und Schklowskijschen Ideen widersprechen, daß jedoch der große Prozentsatz spektroskopischer Doppelsterne unter diesen schnellbewegten Objekten und die Existenz schneller OB-Sterne vermuten lassen, daß die Herkunft dieser Objekte im Zerfall von Vielfachsternen (komplexen Systemen) zu suchen ist. Loh. Eigenbewegung 10205. W. Alt, D i e E i g e n b e w e g u n g v o n B a r n a r d s P f e i l s t e r n . SuW 4 214. 10206. S. Aravamudan, S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s i n t h e g r a p h i c z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° ( l i s t V I I ) . J O 48 167—170.

astro-

10207. 0 . J . Eggen, J . L. Greenstein, O b s e r v a t i o n s of p r o p e r - m o t i o n s t a r s . I I . A p J 142 925—933. — Auf Grund neuer photoelektrischer und spektrosko-

65, 1965

102. Bewegung

521

schiedenen Stundenwinkeln gemacht wurden, enthalten sie noch den Fehler der atmosphärischen Dispersion. Eine Abschätzung des Koeffizienten der atmosphärischen Dispersion ergibt K = Of003 f ü r Sterne der Spektralklassen A - K . Wie sich zeigt, ist das Instrument zur Bestimmung trigonometrischer Parallaxen von Sternen bei ö > 50° und heller als 12T0 geeignet. Verf. (ü.) 10104. G. Klare, K. Schaifers, S u r v e y f o r r e d d w a r f s i n t h e s o l a r b o u r h o o d . Obs 85 202—203.

neigh-

10105. G.S.Mumford, D i s t a n c e m o d u l u s . Sky Tel. 29 274—275. A J B 64 Ref. 10102 = Sproul Obs. Repr. Nr. 143.

§ 102

Bewegung 10201. A. Florseh, N. Carozzi, E t o i l e s ä g r a n d e v i t e s s e e n t r e l e s N u a g e s d e M a g e l l a n . CR 261 2837—2840 = Commun. European Southern Obs. Nr. 5. 10202. P. van de Kamp, E. E. Mendoza V, T h e m o t i o n s of t w e l v e l a t e t y p e s t a r s . Bol. Obs. Tonantzintla y Tacubaya 4 55—56. — Betrifft die Sterne 1355, 4671, 4949, 5192, 5603, 5824, 5924, 5932, 7120, 7317, 7429, 9089 des Bright StarKatalogs. Loh. 10203. G. Wallerstein, S. C. Wolfi, S p e c t r o s c o p i c o b s e r v a t i o n s of r u n a w a y s t a r s . Publ ASP 77 12—18 = Berkeley Repr. Nr. 292. — Kritische Auseinandersetzung mit der Hypothese Blaauws, daß ein Wegläufer die (sekundäre) Komponente eines massenreichen Hauptsterns war, der durch eine Supernovaexplosion zerbarst (vgl. A J B 61 Ref. 5502). Die projizierten Rotationsgeschwindigkeiten von 12 solchen Sternen, gemessen auf 10.5 A/mm-Spektren des CoudeSpektrographen am I20'-Reflektor, zeigen eine Verteilung, die der normalbewegter Einzelsterne ähnelt. Wellenlängen und Stärke der Absorptionslinien zeigen keine Anomalien in den Atmosphären der Wegläufer. Gli. 10204. E. A. Witritschenko, R. E. Gerschberg, L. P. Metik, A n i n v e s t i g a t i o n of h i g h v e l o c i t y e a r l y t y p e s t a r s ( « r u n - a w a y O B s t a r s » ) . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 34 193—226 (russ. mit engl. Ref.). — Von dieser umfangreichen und bedeutenden Untersuchung kann hier gerafft nur gesagt werden, daß viele der erhaltenen Ergebnisse nicht den Blaauwschen und Schklowskijschen Ideen widersprechen, daß jedoch der große Prozentsatz spektroskopischer Doppelsterne unter diesen schnellbewegten Objekten und die Existenz schneller OB-Sterne vermuten lassen, daß die Herkunft dieser Objekte im Zerfall von Vielfachsternen (komplexen Systemen) zu suchen ist. Loh. Eigenbewegung 10205. W. Alt, D i e E i g e n b e w e g u n g v o n B a r n a r d s P f e i l s t e r n . SuW 4 214. 10206. S. Aravamudan, S t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s i n t h e g r a p h i c z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° ( l i s t V I I ) . J O 48 167—170.

astro-

10207. 0 . J . Eggen, J . L. Greenstein, O b s e r v a t i o n s of p r o p e r - m o t i o n s t a r s . I I . A p J 142 925—933. — Auf Grund neuer photoelektrischer und spektrosko-

522

X I . Sterne

65, 1965

pischer Beobachtungen werden Daten gegeben von 1) 13 optischen und physischen Paaren, 2) 16 weißen Zwergen (davon sind einige Komponenten eines Sternpaares), 3) 39 schwachen Eigenbewegungssternen. Die Farbenschätzungen der Lowell-EB-Überwachung werden statistisch mit (B—V)- und (U—V)-Messungen verglichen. Gli. 10208. H. L. Giclas, R. Burnham jr., N.G.Thomas, L o w e l l p r o p e r m o t i o n s V I I . P r o p e r M o t i o n S u r v e y of t h e N o r t h e r n H e m i s p h e r e w i t h t h e 1 3 - i n c h p h o t o g r a p h i c t e l e s c o p e of t h e L o w e l l O b s e r v a t o r y . Lowell Obs. Bull. 6 197—214. 10209. 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 g r a p h i c z o n e s + 3 2 ° a n d + 3 3 ° ( l i s t V). J O 48 158—166.

the

astro-

* * D.F.Gray, P a r a l l a x a n d p r o p e r m o t i o n of t h e w h i t e d w a r f C C 3 9 8 f r o m p l a t e s t a k e n w i t h t h e S p r o u l 2 4 - i n c h r e f r a c t o r . Vgl. Ref. 10101. 10210. D. K. Karimowa, S t e r n e m i t g e m e i n s a m e n E i g e n b e w e g u n g e n i n d e r U m g e b u n g v o n N G O 6 5 4 3 u n d 6 8 2 6 . Mitt. Staatl. Astr. SternbergJnst. Nr. 142—143 S. 54—55 (russ. mit engl. Ref.). — Eine Liste von 9 Sternpaaren mit Eigenbewegungen in der Umgebung der Nebel wird gegeben. Verf. (ü.) * * D. K. Karimowa, D i e E i g e n b e w e g u n g e n d e s p l a n e t a r i s c h e n N e b e l s N G C 6 8 2 6 u n d v o n 154 S t e r n e n i n s e i n e r U m g e b u n g . Vgl. Ref. 13222. 10211. W. J . Luyten, S t a r s of l a r g e p r o p e r m o t i o n . IAU Circ 1935. 10212. W. J . Luyten, P r o p e r M o t i o n S u r v e y w i t h t h e f o r t y - e i g h t i n c h S c h m i d t t e l e s c o p e . V. T h r e e r e g i o n s i n t h e H y a d e s . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, 1965. 14 S. 10213. W. J . Luyten, P r o p e r M o t i o n S u r v e y w i t h t h e f o r t y - e i g h t i n c h S c h m i d t t e l e s c o p e . V I . F o u r s o u t h e r n r e g i o n s . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, 1965. 25 S. — I m Rahmen der 1963 begonnenen Serie (vgl. A J B 63 Ref. 10209) werden die Eigenbewegungen von 1810 Sternen gegeben, die auf 4 Plattenpaaren mit den Zentren 21" 12 m , - 1 2 ° ; l h 36 m , - 1 8 ° ; l P 4 2 m , - 2 4 ° ; 16h 28 m , - 2 4 ° (1855/75) bei Epochendifferenzen von 11 und 13 Jahren gemessen wurden. Gli. 10214. W. J . Luyten, P r o p e r M o t i o n S u r v e y w i t h t h e f o r t y - e i g h t i n c h S c h m i d t t e l e s c o p e . V I I . S i x n o r t h e r n r e g i o n s . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, 1965. 40 S. — E s werden die Eigenbewegungen von 2544 Sternen gegeben, die auf 6 Plattenpaaren (Zentren (1855): l h 18 m , +30°; 2 h 36 m , +24°; 22 h 06 m , +24°; 8 h 24 m , +18°; 0 h 00 m , +12°; 2 h 00 m , +12°) bei Epochendifferenzen von 12 und 13 a gemessen wurden. Gli. 10215. W. J . Luyten, P r o p e r M o t i o n S u r v e y w i t h t h e f o r t y - e i g h t i n c h S c h m i d t t e l e s c o p e . V I I I . F o u r r e g i o n s in h i g h g a l a c t i c l a t i t u d e . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, 1965. 24 S. — Es werden Eigenbewegungen von 1807 Sternen gegeben, die auf 4 Plattenpaaren (Zentren (1855): 10h 16 m , +36°; 10h 24 m , +30°; 12 h 24 m , +18°; 12h 24 m , +12°) bei Epochendifferenzen von 10 und 13 a gemessen wurden. Damit steigt die Gesamtzahl der in dieser 1963 begonnenen Serie veröffentlichten Eigenbewegungen auf 11117. Gli. * * T. Oja, D e t e r m i n a t i o n s of p r o p e r m o t i o n s f o r s t a r s i n t h e g a l a c t i c c l u s t e r s Messier 103 a n d T r u m p l e r 1 a n d in t h e i r s u r r o u n d i n g s . Vgl. Ref. 14157. * * 0. N. Tschudowitschewa, A d e t e r m i n a t i o n of p r o p e r m o t i o n s of t h e p l a n e t a r y n e b u l a e NGC 6853 ( D u m b b e l l n e b u l a ) , NGC 7662 a n d s u r r o u n d i n g s t a r s . Vgl. Ref. 13233.

«5, 1965

102. Bewegung

523

Radialgeschwindigkeit 10216. A.H.Batten, P r o b l e m s of m e a s u r i n g r a d i a l v e l o c i t i e s of O s t a r s . Publ A S P 77 210—212. * * F. C. Bertiau, J. M. Burley, M. F. McCarthy, G a l a c t i c t h e s t a r s i n t h e G e n e r a l C a t a l o g u e of R a d i a l Ref. 3801.

coordinates for V e l o c i t i e s . Vgl.

10217. W. Buscombe, P. M. Kennedy, R a d i a l v e l o c i t i e s of 2 0 0 s o u t h e r n B s t a r s . MN 130 281—293 = Mt. Stromlo Obs. Repr. N r . 108. — Als Fortsetzung früherer Meßreihen (vgl. A J B 60 Ref. 14302, A J B 62 Ref. 14302) wurden Radialgeschwindigkeiten von 11 O-, 161 B- u n d 26 A-Sternen des Südhimmels, zumeist Objekte hoher L e u c h t k r a f t u n d großer E n t f e r n u n g , gemessen u n d die Ergebnisse in der gleichen Weise wie f r ü h e r mitgeteilt. 69 Sterne sind erstmalig gemessen. 31 Sterne zeigten veränderliche Radialgeschwindigkeiten, d a r u n t e r H D 92207 u n d H D 112244, f ü r die längere Meßreihen gegeben sind. Gü-Li 10218. C.Fehrenbach, M e s u r e d e l a v i t e s s e r a d i a l e d e 1 0 2 H e r c u l i s a = 18 h 0 6 . 6 m , 0.20 als VI klassifiziert. Unter den 12 Sternen frühen Typs (bis F0) haben nur drei große Radialgeschwindigkeiten. Gli. 10224. A.Przybylski, P.M.Kennedy, R a d i a l v e l o c i t i e s a n d t h r e e - c o l o u r p h o t o m e t r y of 166 s o u t h e r n s t a r s . MN 131 95—104. — In Fortsetzung eines bestimmten Programms wurden Radialgeschwindigkeiten von 127 Sternen mit großer Geschwindigkeit und 39 Sternen mit niedriger Geschwindigkeit gemessen. Ferner wurden von 149 dieser Sterne UBV-Helligkeiten gemessen. Die mittlere Abweichung gegenüber Messungen anderer Autoren beträgt f ü r die Geschwindigkeiten +0.8 km/sec und für die Helligkeiten wenige 0?01. Bro. 10225. E. Rebeirot, M. Imbert, Vitesses radiales obtenues avec la c h a m b r e I d u s p e c t r o g r a p h e C o u d é d e l ' O b s e r v a t o i r e de H a u t e P r o v e n c e . J O 48 153—157 = Publ. Obs. Haute Provence 8 Nr. 6. 10226. V.C.Rubin, R a d i a l v e l o c i t i e s of d i s t a n t O B s t a r s i n t h e a n t i c e n t e r r é g i o n of t h e G a l a x y . ApJ 142 934—942 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 102. — Es werden Radialgeschwindigkeitsmessungen von 30 Sternen zwischen 135° und 193° galaktischer Länge veröffentlicht. Ihre galaktozentrischen Entfernungen dürften etwa zwischen 11 und 15 kpc liegen. Für die 15 Sterne mit l 11 < 156° wurden die Kreisbahngeschwindigkeiten berechnet und mit der Rotationskurve von Schmidt verglichen. Die Geschwindigkeitsdispersion der übrigen 15 Sterne (Z11 um 180°) in radialer Richtung bleibt unter ± 10 km/sec. Gli. 10227. R. Woolley, G. A. Harding, M e a s u r e m e n t s of r a d i a l v e l o c i t y f r o m C o u d é p l a t e s . Roy. Obs. Greenwich — Cape Bull. Nr. 93, 19 S. — Messungen mit den Coudé-Spektrographen der Mt. Wilson/Palomar Obs. und Radcliife Obs. bei Dispersionen zwischen 4.3 und 15.6 Â/mm ergaben die Radialgeschwindigkeiten von 96 Sternen. Der Nullpunkt dieses Systems wurde durch 35 Spektralaufnahmen des Mondes bestimmt. Die Messungen werden mit dem Mt. WilsonSystem verglichen. Gli. 10228. K. M. Yoss, T.E.Lutz, A u t o m a t i c c i t i e s . A J 70 697. — Ref. AAS.

measurement

of r a d i a l

velo-

A J B 63 Ref. 10227 = Mt. Stromlo Obs. Repr. Nr. 86.

§ 103 Helligkeit, Farbe 10301. 0. Ackermann, W. Hermann, E x p e r i m e n t e l l e A r b e i t e n z u r l i c h t e l e k t r i s c h e n P h o t o m e t r i e i m n a h e n u n d m i t t l e r e n I n f r a r o t ( 0 . 8 fx < X < 5 f i ) . Mitt. AG 1965 S. 98—99. — Ref. AG. 10302. A. Azusienis, T h e c o r r e l a t i o n b e t w e e n m a g n i t u d e s m p g a n d B i n t h e c a s e of c h r o m a t i c a b e r r a t i o n . Astr. Obs. Biul. Vilnius Nr. 14 S. 24— 37 (russ. mit litau. und engl. Ref.).

103. Helligkeit, Farbe

«5, 1965

525

10803. F. C. Bertiau, A p r o g r a m m e t o e s t a b l i s h p r i m a r y s t a n d a r d s i n i n d e p e n d e n t t h r e e c o l o u r s t e l l a r p h o t o m e t r i c s y s t e m s . Specola Astr. Vaticana Ric. Astr. 6 611—631. — Ein Programmierungsvorschlag zur Ableitung der Farben und Helligkeiten einer begrenzten Zahl von Standardsternen mit Hilfe einer IBM 1620-Anlage wird gegeben. Bey. 10304. J . H. Bigay, M. Lunel, 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 e n trois c o u l e u r s (U.B.V.) d ' é t o i l e s c h a u d e s d a n s l a « S e l e c t e d A r e a » 8. CR 260 3853—3856 = Publ. Obs. Haute Provence 7 Nr. 46. 10305. J . H. Bigay, M. Lunel, 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 U . B . V . d e 2 6 3 é t o i l e s B e t A d e la S.A. 8. J O 48 171—183 = Publ. Obs. Haute Provence 8 Nr. 7. 10306. E. S. Brodskaja, N. B. Grigorjewa, S p e k t r e n , v i s u e l l e H e l l i g k e i t e n u n d F a r b e n i n d i z e s i n C a s s i o p e i a . Mitt. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Nr. 136, 43 S., 1964 (russ. mit engl. Ref.). — Auf einer Fläche von etwa 45 Quadratgrad mit dem Zentrum in a = 0 h 30 m , 9000 A berechnet. Besonders die Linien im Infraroten dürften eine wichtige Rolle spielen. Voigt * * P. Swings, R a y o n n e m e n t v i s i b l e p l a n è t e s , c o m è t e s . Vgl. Ref. 6480.

et

infrarouge:

Soleil,

10469. A.D.Thackeray, S t a t i s t i c s of b r i g h t s t a r s w i t h u n k n o w n v e l o c i t i e s , c o l o u r s a n d p a r a l l a x e s . MN ASSA 24 51—53. 10470. A.D.Thackeray, S p e c t r a l c l a s s i f i c a t i o n of s o u t h e r n Obs 85 201—202 = Radcliffe Obs. Repr. Nr. 44.

OB

étoiles, radial stars.

10471. A. B. Underhill, C o n c e r n i n g t h e p e r s i s t e n c e of Mg I I A 4 4 8 1 i n t o O s p e c t r a l t y p e s . BAN 18 5—6 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk 4° Nr. 45. 10472. L. A. Urassin, S p e k t r a l p h o t o m e t r i s c h e u n d 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 in d e n K a p t e y n s c h e n E i c h f e l d e r n 2 0 — 4 3 . Vgl. Ref. 1313 S. 44—48. 10473. G. Wallerstein, G. H. Herbig, P. S. Conti, O b s e r v a t i o n s of t h e l i t h i u m c o n t e n t of m a i n - s e q u e n c e s t a r s i n t h e H y a d e s . A p J 141 610—616 =

65, 1965

104. Spektrum, Temperatur

539

Berkeley Repr. Nr. 290. — Das Häuiigkeitsverhältnis Li/Ca, gemessen in 23 Hyaden-Sternen, fällt mit wachsendem Farbenindex, falls B — V > 0"61. Die Deutung ist: Li wird bei konvektiver Durchmischung vernichtet. F ü r blauere Sterne findet sich keine Korrelation mit der Farbe. Har. 10474. G. Wallerstein, M. Peimbert, A s p e c t r a . Science 150 389. — Ref.

search

for

deuterium

in

* * G. Wallerstein, M e a s u r e m e n t s of t h e r a t i o of L i 6 t o L i ' m a g n e t i c s t a r s a n d f o u r n o r m a l s t a r s . Vgl. Ref. 10722.

stellar in

two

* * G. Wallerstein, A. E. Merchant, O b s e r v a t i o n s of t h e l i t h i u m i s o t o p e r a t i o i n t w o m a g n e t i c s t a r s a n d s i x n o r m a l s t a r s . Vgl. Ref. 10723. 10475. B. Warner, T h e a b u n d a n c e of l i t h i u m i n c o o l s t a r s . J . Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer 5 639—646 = Radcliffe Obs. Repr. Nr. 41. — Unter Benutzung der früher vom Verf. entwickelten Methode «homologer Sternatmosphären» (vgl. A J B 64 Ref. 5391) werden die Lithiumhäufigkeiten von 45 G-, K- und M-Sternen relativ zur Sonne ermittelt. Diese Werte werden mit den von Bonsack (vgl. A J B 59 Ref. 10409) aus Grobanalysen abgeleiteten Li-Häufigkeiten verglichen. Die auftretenden Diskrepanzen (maximal 0.7 in log N) werden diskutiert. Wn. 10476. B. Warner, T h e b a r i u m s t a r s . MN 129 263—297. — CassegrainSpektren aller bekannten Ba-Sterne werden benutzt, um die relativen Häufigkeiten der schweren Elemente zu bewerten. Diese können größtenteils durch den s-Prozeß (mit durchschnittlich 40 Neutronen pro Fe-Kern) erklärt werden. Die Häufigkeiten von C und Na deuten auf Neutronenerzeugung während der Cbrennenden Entwicklungsphase. Die Ba-Sterne können ein normales Stadium in der Entwicklung der Population I-Sterne mit 1 bis 4 SRq darstellen. DGW 10477. B. E. Westerlund, A n i n f r a r e d s u r v e y of t h e r e g i o n of S A 193. MN 130 45—61. — In einem Feld von 1° x 2° wurden auf infraroten Objektivprismenplatten des Schmidt-Teleskops der Uppsala Südstation 290 M- und 12 Kohlenstoffsterne entdeckt. Aus dem Material läßt sich eine visuelle Absorption von 2mf> ableiten, die wohl von einer Wolke in etwa 2 kpc Entfernung hervorgerufen wird. Die berechneten Dichten für verschiedene Gruppen werden mit Ergebnissen in anderen Feldern verglichen. Während die M2- bis M4-Sterne Spiralarmobjekte sind, nimmt die Dichte der späteren M-Sterne zum galaktischen Zent r u m hin zu. Haug 10478. R. L. Wildey, On l i n e - b l a n k e t i n g n o r m a l i z a t i o n of s u b d w a r f p h o t o m e t r y . A p J 141 943—948. — Die Erhöhung der effektiven Temperatur des Kontinuums durch Blanketing-Effekt ist nicht nur durch Anstieg der Oberflächentemperatur bedingt, sondern auch durch den Einfluß der Absorptionslinien auf die Temperaturverteilung in allen Schichten der Atmosphäre. Dieser zusätzliche Effekt ist jedoch klein. Voigt 10479. R. V. Willstrop, A b s o l u t e m e a s u r e s of s t e l l a r r a d i a t i o n , I I . Mem RAS 69 83—143 = Cambridge Obs. Repr. Nr. 48. — Ref. in MN 129 236. — Nach Messungen mit dem 74'-Spiegel in Pretoria über Gitterspektren und eine 1P21 werden für 215 Sterne zwischen 0 5 und M4 und Leuchtkraftklassen I—V sowie für Mond, Jupiter und Saturn absolute Intensitäten in Einheiten 1 0 ~ u erg/cm 2 sec A, reduziert auf die scheinbare Größe V = 0 m 00 außerhalb der Atmosphäre, gegeben. Dv. 10480. H.J.Wood, B a l m e r A J 70 151. — Ref. AAS.

line

strengths

in

peculiar

A

stars.

II.

* * H. J. Wood, P h o t o e l e c t r i c B a l m e r - l i n e p h o t o m e t r y . Vgl. Ref. 2373.

X I . Sterne

540

65, 1965

10481. N. J . Woolf, I n f r a - r e d s p e c t r a of s t a r s , p l a n e t s a n d t h e f r o m S t r a t o s c o p e I I . Vgl. Ref. 1321 S. 218—224.

Moon

10482. Y. Yamaghita, C u r v e of g r o w t h a n a l y s e s of M - t y p e s t a r s . I I . T w e l v e M - t y p e s t a r s i n t h e r e d a n d i n f r a r e d r e g i o n s . Publ. Astr. Soc. J a p a n 17 27—54 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo N r . 59. — F ü r 12 Sterne (MO bis M5) wird eine Analyse der atomaren Linien im R o t e n u n d I n f r a r o t e n durchgeführt. Stets ist der flache Teil der W a c h s t u m s k u r v e steiler als in der theoretischen K u r v e n a c h Unsold. F ü r jeden Stern werden eine genäherte Ergiebigkeit abgeleitet u n d Anregungstemperaturen u n d Doppler-Geschwindigkeiten b e s t i m m t . Die Bestimmung der relativen Häufigkeit der Elemente ist unsicher, weil in d e m untersuchten Spektralbereich keine Information über den Druck gewonnen werden kann. Voigt 10483. W. P. Zessewitsch, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g M - S t e r n e . AC Nr. 339 S. 1—3 (russ.). 10484. C o o l e s t

der

Temperatur

der

s t a r s . Sei. American 213 Nr. 4 S. 42.

10485. E x t r e m e l y

c o o l s t a r s . Sky Tel. 30 195, 219. Spektren einzelner Sterne

10486. Y. Andrillat, O b s e r v a t i o n s p e c t r o s c o p i q u e d ' u n e é r u p t i o n d e p o t a s s i u m d a n s l ' é t o i l e 4 H e r c u l i s . CR 261 321—322 = Publ. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 4. — W ä h r e n d einer Überwachung von Be-Sternen a m Obs. H a u t e Provence zeigte sich auf einem S p e k t r u m dieses Sterns a m 21. J u n i 1965 das K - D u b l e t t 7699—7665 Â in Emission. A m 18. J u n i u n d nach dem 21. J u n i war es weder in Emission noch in Absorption vorhanden. Loh. 10487. C. Aydin, M. Hack, S. ijlik, S p e c t r o g r a p h s o b s e r v a t i o n s of Z e t a T a u r i f r o m 1 9 6 1 t o 1 9 6 4 . Mem SA I t (NS) 36 331—350 = P u b b l . R i s t a m p e Oss. Astr. Trieste Nr. 330. — D e m Verhalten der Radialgeschwindigkeiten der Hülle nach kontrahiert diese, wobei die Kontraktionsgeschwindigkeit von 1961 bis 1964 abgenommen h a t . Dabei zeigt sich ferner, d a ß in den äußeren Teilen der Hülle, in denen die Balmer-Linien entstehen, die K o n t r a k t i o n langsamer erfolgt als in den inneren Teilen, in denen die Metallinien entstehen. Sowohl die H a - K o n t u r e n als auch der Balmer-Sprung ändern sich kurzzeitig. Die Zahl der erkennbaren Balmer-Linien h a t von 1961 bis 1964 von H 2 8 bis H 3 6 zugenommen. Das Häufigkeitsverhältnis H / H e ist etwa zwei- bis dreimal kleiner als in «normalen» Sternatmosphären. Die Hüllenmasse b e t r ä g t r u n d 2 X 10 - 9 SR©. Loh. 10488. R. Barbon, F. Bertola, F. Ciatti, R. Margoni, t h e W R s t a r H D 5 0 8 9 6 . IBVS Nr. 109.

Spectral

variations

of

10489. B. Baschek, Q u a n t i t a t i v e A n a l y s e d e s S p e k t r u m s d e s S c h n e l l l ä u f e r s W i l s o n 1 0 3 6 7 ( L P M 6 6 1 ) . ZfA 61 27—56 = Sonderdruck Sternw. Kiel. 10490. R. A. Bell, A. W . Rodgers, T u r b u l e n t v e l o c i t i e s i n t h e a t m o s p h e r e of t h e s u p e r g i a n t